Исследование природы темной энергии
Сол Перлмуттер признавался, что уже в 1998 году, когда он сдавал статью о своих открытиях в «Астрофизический журнал», то думал о следующем шаге в поиске и изучении сверхновых. Как открыть наибольшее из возможных количество сверхновых? Очевидным ответом был космический телескоп. «Хаббла», как понимал Перлмуттер, недостаточно, причем по нескольким причинам. Во-первых, сложно забронировать время. Во-вторых, возможности обзора «Хаббла» недостаточны для грандиозных проектов по сверхновым. Перлмуттер с коллегами и Министерство энергетики пришли к выводу, что им нужен свой собственный телескоп в космосе. Начались разработки с использованием новейших достижений науки и техники. Но строительство космического зонда для изучения сверхновых (проект получил название SNAP – Supernova Acceleration Probe) не могло обойтись без вмешательства НАСА, поскольку требовалось 600 млн долларов. Однако НАСА не склонно выделять такие суммы для ученых, когда не видит реальной пользы проекта для себя.
В 2004 году НАСА назначило комиссию для всесторонней оценки проекта. Естественно, встал вопрос, смогут ли ученые с помощью этого проекта узнать все, что им нужно, о сверхновых, темной материи и темной энергии? Ученые пытались объяснить, что в рамках одного проекта невозможно узнать все о темной энергии, с точным определением которой не определились до сих пор. В результате они получили отказ.
К этому времени по картам космического фонового излучения уже вывели форму Вселенной, это дало основание считать, что масса Вселенной намного больше, чем предполагалось ранее. А Сол Перлмуттер с коллегами, изучавший красное смещение сверхновых типа Ia с целью определения скорости расширения Вселенной, сделал открытие: эти сверхновые в действительности на 17–25 % более тусклые, чем предполагалось по теории Большого взрыва. Они дальше от нас, чем показывали прежние прогнозы, и скорость расширения Вселенной растет. После фактически одинаковых открытий Сола Перлмуттера и группы Брайана Шмидта, о которых подробно рассказывалось выше, ученые пришли к выводу, что должна существовать отрицательная гравитация. Вот ее и назвали темной энергией, и все ученые мира принялись за формулировку теории.
Осенью 1999 года Национальный научно-исследовательский совет инициировал исследование для ответа на вопрос, чего может достичь наука на пересечении астрономии и физики. Члены Совета хотели получить ответы и на другие вопросы: что такое темная материя? что представляет собой природа темной энергии?
Обратите внимание: природа. То есть не что это, а как себя ведет. Астрономам, занимающимся темной энергией, предстояло ответить на вопрос, на который уже приходилось отвечать тем, кто занимался темной материей: как увидеть то, что увидеть невозможно? И им также пришлось расширять свое понимание понятия «видеть». И целью стало не обнаружение темной энергии, а определение темной энергии.
В космологии темной энергией считается вид энергии, введенный в математическую модель Вселенной ради объяснения ее наблюдаемого расширения, которое ускоряется. Сущность может объясняться по-разному. Фактически вариантов объяснения два. Во-первых, космологическая постоянная, то есть неизменная энергетическая плотность, равномерно заполняющая пространство Вселенной. Получается, что нужно повторно ввести космологическую постоянную Эйнштейна, указывающую на то, что пространство само противодействует гравитации. В таком случае выходит, что темная энергия не меняется в пространстве и времени. Во-вторых, квинтэссенция, то есть динамическое поле, энергетическая плотность которого может меняться в пространстве и времени.
По мере того как плотность пространства уменьшилась примерно 5–6 млрд лет назад, темная энергия взяла верх, и расширение Вселенной стало ускоряться. Если энергетическая плотность не меняется, то Вселенная расширяется и плотность материи уменьшается, а влияние темной энергии при этом будет становиться все больше, что в свою очередь приведет к все более быстрому расширению, и в конце нас ждет Большой мороз. Если темная энергия меняется в пространстве и времени, это будет какое-то динамическое поле, ранее неизвестное физике, и оно может или ускорить, или замедлить расширение Вселенной в далеком будущем. Поскольку энергия и масса взаимозаменяемы (вспомним знаменитую формулу Эйнштейна, в соответствии с которой E = mc²), темная энергия может составлять большую часть массы во Вселенной – чуть ли не до 73 %.
Из-за сложностей с определением темной энергии НАСА, Национальный фонд содействия развитию науки и Министерство энергетики США создали специальную группу. Она получила название «Рабочая группа для решения вопроса темной энергии» и представила результаты работы в 2006 году. Фактически члены группы рекомендовали четыре способа исследования природы темной энергии.
Первый способ был связан с дальнейшим изучением сверхновых типа Ia. За последние 30 лет методы и возможности очень сильно изменились. Теперь ученым не нужно проводить все время исследования на высоте около 4000 м, как, например, на спящем гавайском вулкане обсерватории Мауна Кеа, где у их предшественников от разреженного воздуха кружилась голова. Вначале они просто спустились в офисное здание, расположенное на 3300 м ниже, а еще через несколько лет смогли разъехаться по своим кабинетам в Беркли или Кембридже. Например, один ученый из «Фабрики по обнаружению ближних сверхновых» получил серьезную травму, но не пропустил ни одного наблюдения. 30 лет назад он «выпал бы из обоймы» до тех пор, пока снова не смог бы подниматься к телескопам. А теперь с помощью домашнего компьютера можно проводить мониторинг телескопа на тех же Гавайях, одной рукой поглаживая собаку и не вставая с кресла.
Обсерватория Мауна Кеа, ее телескопы установлены на высоте от 3730 м до 4190 м над уровнем моря, на спящем вулкане
«Фабрика по обнаружению ближних сверхновых» создавалась, чтобы ежегодно открывать от 150 до 200 сверхновых, из которых 50–60 относились бы к типу Ia. И это была не единственная подобная фабрика. Например, участники канадско-французско-гавайского проекта «Обзор наследия сверхновых» работали в упомянутой обсерватории Мауна Кеа на Гавайях. Территория обсерватории принадлежит и сдается в аренду Гавайским университетом.
Участники этого проекта за десятилетие открыли порядка 500 сверхновых типа Ia. Группа по поиску сверхновых Астрофизического центра открыла 185 сверхновых. Группа по обзору сверхновых Ликской обсерватории неподалеку от города Сан-Хосе, Калифорния, наблюдала около 800 сверхновых. Участники проекта «Слоуновский цифровой небесный обзор» открыли около 500.
По ряду причин имело значение количество. Например, члены «Фабрики» говорили, что астрономы никогда не смогут узнать истинную яркость сверхновых. Для ведения поисков в 1990-х годах они изобрели методы стандартизации сверхновых. Но чтобы сделать измерения более точными, им требовалось много ближних сверхновых самого разного вида, чтобы это разнообразие обеспечило основу для сравнения с видами дальних сверхновых, которые им может подкинуть природа.
Вспомним Адама Рисса и сверхновую SN 1997f, о наблюдении которой он рассказал на симпозиуме «Темная Вселенная» в 2001 году. Ученый представил доказательства того, что Вселенная в один момент «повернулась», то есть перешла от замедления расширения к ускорению расширения, замедление происходило при гравитационном притяжении материи, а ускорение пошло под влиянием контргравитационной силы темной энергии. На основании своих открытий и выводов Рисс запросил выделить время на телескопе «Хаббл» для дальнейшего изучения сверхновых, и в 2003 году его группа объявила, что определено время, когда Вселенная совершила этот разворот – примерно 5 млрд лет тому назад. В 2004 и 2006 годах команда представила доказательства того, что даже когда темная энергия проигрывала схватку с материей (девять млрд лет назад), темная энергия во Вселенной все равно присутствовала.
Еще один метод, рекомендованный «Рабочей группой для решения вопроса темной энергии», – это использование барионных акустических осцилляций, или БАО. Это рябь плотности галактик или волны плотности в сверхбольших масштабах, сбивающие вещество в пузыри. Еще в 1970 году Джим Пиблс говорил звуковых волнах (акустических осцилляциях), которые проходили через первобытный газ с пиками интенсивности с интервалом в 436000 световых лет. По мере расширения Вселенной периоды между пиками интенсивности тоже удлинялись и в настоящее время составляют 476 млн световых лет. На пиках этих очень больших волн формировались галактики, и на основании распределения галактик по различным эпохам астрономы могут увидеть, как интервалы между пиками менялись со временем – и таким образом, как быстро расширялась Вселенная.
Если сверхновые типа Ia ведут себя как стандартные свечи, то интервалы между пиками – как стандартная линейка. Но 476 млн световых лет – это большой участок неба даже для космологии. Технически приложить «линейку» к карте было невозможно до 2005 года – до тех пор, пока участники проекта «Слоуновский цифровой небесный обзор» не нанесли на карту месторасположение 46748 галактик. Это был проект широкомасштабного исследования изображений и спектров звезд и галактик, названный в честь Альфреда Слоуна. Ставилась цель провести картографирование 25 % небесной сферы, получить снимки более 100 млн объектов и спектров для 1 млн объектов. Участники использовали 2,5-метровый широкоугольный телескоп в обсерватории Апачи-Пойнт в штате Нью-Мексико.
Третий метод – слабое гравитационное линзирование, о котором я рассказывал выше. Предлагалось использовать искажение луча света от далеких галактик из-за гравитационного влияния находящихся на переднем плане скоплений галактик. Астрономы уже использовали этот метод для «взвешивания» темной материи, определяя формы миллионов галактик на различных расстояниях, что позволяло прозондировать массу вклинивающихся скоплений. После 1998 года слабое линзирование стали использовать для определения количества скоплений на протяжении эволюции Вселенной. Скорость скопления зависела от того, как быстро расширялась Вселенная и поэтому от влияния темной энергии в различные эпохи.
Четвертым методом пользовался Уильям Хольцапфель на Южном полюсе. Он тоже связан со скоплениями галактик и называется эффект Сюняева – Зельдовича в честь российских ученых астрофизика Рашида Сюняева (род. в 1943) и физика-теоретика Якова Зельдовича (1914–1976), которые предсказали его в 1969 году. Это изменение интенсивности радиоизлучения реликтового фона из-за обратного эффекта Комптона (или комптоновского рассеяния – некогерентного рассеяния фотонов на свободных электронах) на горячих электронах межзвездного и межгалактического газа. С помощью этого эффекта можно измерить диаметр скопления галактик, благодаря чему скопления могут быть использованы в качестве стандартной линейки при построении шкалы расстояний во Вселенной.
Уильям Хольцапфель высказал предположение, что если плотность темной материи или свойства темной энергии менялись, эти изменения в первую очередь должны отразиться в скоплениях галактик. Телескоп на Южном полюсе должен со временем поймать эти изменения. Сколько было скоплений такое-то количество миллиардов лет назад? Сколько сейчас? Нужно собрать как можно больше данных, сравнить с компьютерными моделями, использовать все возможные методы и работать дальше. Однако, судя по ускоряющемуся расширению, через сотню миллиардов лет мы останемся с одним скоплением галактик, нашим собственным, и не сможем видеть, что еще имеется во Вселенной.
