Брайан Грин. Ткань космоса: Пространство, время и структура реальности
Шрифт:
Напротив, безотносительно к детальным свойствам плотности материи/энергии ранней вселенной, инфляционная космологическая эволюция предсказывает, что часть вселенной, которую мы можем видеть, должна быть очень близка к плоской; это значит, она предсказывает, что плотность материи/энергии, которую мы наблюдаем, должна быть очень близка к 100 процентам от критической плотности.
Нечувствительность к детальным свойствам ранней вселенной является замечательным качеством инфляционной теории, поскольку она позволяет давать определенные предсказания независимо от нашей неосведомленности об условиях далекого прошлого. Но мы теперь можем спросить: Как эти предсказания соотносятся с детальными и точными наблюдениями? Поддерживают ли данные опыта предсказание инфляционной космологии, что мы должны наблюдать плоскую вселенную, содержащую в себе критическую плотность материи/энергии?
Долгие годы ответ, казалось, должен быть: "Не совсем". Многочисленные астрономические исследования тщательно измеряли количество материи/энергии, которое должно быть видно в космосе, и ответ получался около 5 процентов от критической плотности. Это далеко от гигантских
Предсказание темноты
Во время ранних 1930х Фриц Цвикки, профессор астрономии Калифорнийского Технологического Института (в высшей степени язвительный ученый, чье понимание симметрии привело его к названию своих коллег сферическими ублюдками, поскольку, как он объяснял, они были ублюдками, с какой бы стороны вы на них ни посмотрели [19] ), осознал, что удаленные галактики в скоплении в созвездии Волосы Вероники (скопление Кома), коллекции тысяч галактик на расстоянии около 370 миллионов световых лет от Земли, двигаются слишком быстро, чтобы их видимая материя собрала достаточную гравитационную силу, чтобы удержать их привязанными к группе. Вместо этого, его анализ показал, что многие из наиболее быстро двигающихся галактик должны очевидно выбрасываться из группы, подобно каплям воды, отброшенным вращающимся велосипедным колесом. Однако этого нет. Цвикки выдвинул гипотезу, что там может быть дополнительная материя, пропитывающая скопление, которая не излучает света, но добавляет дополнительное гравитационное притяжение, необходимое, чтобы удерживать группу вместе. Его расчеты показали, что если объяснение правильное, значительно большая часть массы группы должна содержаться в этом несветящемся материале. К 1936 подтвержденное свидетельство было найдено Синклером Смитом из обсерватории Маунт Вилсон, который изучил скопление галактик в созвездии Девы (скопление Вирго) и пришел к аналогичному заключению. Но поскольку наблюдения обоих ученых, точно так же, как многих других последующих, имели различные неопределенности, многие остались не убежденными, что имеется массивная невидимая материя, чье гравитационное притяжение удерживает группы галактик вместе.
19. R. Preston, First Light (New York: Random House Trade Paperbacks, 1996), p. 118.
На протяжении следующих тридцати лет наблюдаемые подтверждения несветящейся материи продолжали нарастать, но реально вопрос был решен работой астронома Веры Рубин из Института Карнеги в Вашингтоне вместе с Кентом Фордом и другими. Рубин и ее коллеги изучили движения звезд внутри большого числа вращающихся галактик и пришли к заключению, что если то, что мы видим, является тем, что есть на самом деле, то многие звезды галактик должны регулярно выбрасываться наружу. Их наблюдения окончательно показали, что видимая материя галактик нигде не может оказывать достаточно сильное гравитационное притяжение, чтобы удержать наиболее быстрые звезды от освобождения. Однако, их детальный анализ также показал, что звезды будут оставаться гравитационно привязанными, если галактики, где они обитают, погружены в гигантский шар несветящейся материи (как показано на Рис.10.5), чья общая масса намного превосходит массу видимого галактического материала. Итак, как на представлении, где обозначается присутствие одетого в темное мима, даже если видны только его руки в белых перчатках, летающие туда и сюда по неосвещенной сцене, астрономы пришли к выводу, что вселенная должна быть заполнена темной материей – материей, которая не слипается в звезды и потому не излучает свет, и которая при этом оказывает гравитационное притяжение, не становясь видимой. Светящиеся составляющие вселенной – звезды – проявляются как плавающие маяки в гигантском океане темной материи. [20]
20. Превосходный отчет на общем уровне о темной материи см. L. Krauss, Quintessence: The Mystery of Missing Mass in the Universe (New York: Basic Books, 2000).
Но если темная материя должна существовать, чтобы произвести наблюдаемые движения звезд и галактик, как понять, что это такое? До настоящего времени никто не знает. Идентификация темной материи остается важнейшей и неясной тайной, хотя астрономы и физики предложили большое число возможных составляющих от различных экзотических частиц до космической ванны из миниатюрных черных дыр. Но даже без определения ее состава, через внимательный анализ ее гравитационных эффектов астрономы смогли определить с существенной точностью, как много темной материи распределено по всей вселенной. И ответ, который они нашли, оценивается в 25 процентов от критической плотности. [21] Так что
21. Подготовленный читатель распознает, что я не провожу отличия между разными проблемами темной материи, которые появляются на разных масштабах наблюдения (галактики, космос), поскольку мой интерес здесь связан только с вкладом темной материи в плотность космической массы.
Рис 10.5 Галактика, погруженная в шар темной материи (которая искусственно подсвечена, чтобы сделать ее видимой на рисунке).
Ну, определенно, это прогресс, но в течение долгого времени ученые чесали свои затылки, удивляясь, как оценивать оставшиеся 70 процентов вселенной, которая, если инфляционная космология верна, вероятно, как говорят военные, находится в самовольной отлучке. И тогда в 1998 две группы астрономов пришли к одному и тому же шокирующему заключению, которое заставило нашу историю полностью замкнуть круг и еще раз проявило предвидение Альберта Эйнштейна.
Убегающая вселенная
Точно так же, как вы можете стремиться получить второе заключение специалиста для подтверждения медицинского диагноза, физики тоже стремятся получить вторые мнения, когда они приходят к данным или теориям, которые ведут к загадочным результатам. Из этих вторых заключений наиболее убедительными являются те, которые приходят к тем же заключениям с точки зрения, которая резко отличается от исходного анализа. Когда направления объяснений сходятся в одной точке из разных углов, это дает хороший шанс, что мы попали в научное яблочко. Тогда естественно, что с инфляционной космологией, которая строго поддерживает некоторые совсем причудливые вещи, – что 70 процентов массы/энергии вселенной еще должно быть измерено и идентифицировано, – физики стремились к независимому подтверждению. Давно было осознано, что таким трюком могли бы стать измерения параметра торможения.
Еще с момента после начального инфляционного раздувания обычная притягивающая гравитация замедляла расширение пространства. Темп, с которым происходит это замедление, называется параметром торможения. Точное измерение параметра могло бы обеспечить независимый взгляд на полное количество материи во вселенной: больше материи, дает ли она свет или нет, подразумевает большее гравитационное притяжение и потому более определенно ослабляет пространственное расширение.
Многие десятилетия астрономы пытались измерить торможение вселенной, но хотя это делается непосредственно в принципе, это сложная задача на практике. Когда мы наблюдаем удаленные массивные тела, вроде галактик или квазаров, мы видим их такими, какими они были в далеком прошлом: чем они дальше от нас, тем дальше назад во времени мы их наблюдаем. Так, если мы могли бы измерить, как быстро они удаляются от нас, мы получили бы измерение того, как быстро вселенная расширялась в удаленном прошлом. Более того, если мы могли бы провести такие измерения с астрономическими объектами, расположенными на разных расстояниях, мы смогли бы измерить темп расширения вселенной в разные моменты прошлого. Сравнивая эти темпы расширения, мы могли бы определить, как ослабляется расширение пространства во времени и отсюда определить параметр торможения.
Таким образом, для проведения этой стратегии для измерения параметра торможения требуются две вещи: способ измерения расстояния до данного астрономического объекта (так что мы знаем, как далеко назад во времени мы заглядываем) и способ определения скорости, с которой объект удаляется от нас (так что мы знаем темп пространственного расширения в этот момент прошлого). Последнюю составляющую получить проще. Точно так же, как вой сирены полицейского автомобиля падает к более низкому тону, когда он удаляется от вас, частота колебаний света, эмитированного астрономическим источником, также падает, когда объект удаляется. А поскольку свет испускается атомами вроде водорода, гелия или кислорода – атомами, которые входят в состав звезд, квазаров и галактик, – которые тщательно изучены при лабораторных условиях, точное определение скорости объекта может быть проделано через изучение того, как свет, который мы получаем, отличается от света, который мы видим в лаборатории.
Но первая составляющая, метод для точного определения, как далеко находится объект, причиняет астрономам головную боль. Чем дальше что-либо находится, тем более смутно вы его можете различить, но перевести это простое наблюдение в количественное измерение трудно. Чтобы установить дистанцию до объекта по его относительной яркости, вам нужно знать его внутреннюю яркость – насколько ярким бы он был прямо рядом с вами. А определить внутреннюю яркость объекта, удаленного на миллиарды световых лет, тяжело. Генеральная стратегия заключается в поиске видов массивных тел, которые по фундаментальным астрофизическим причинам всегда светят со стандартной заслуживающей доверия яркостью. Если пространство заполнено ярко светящимися 100-ваттными лампочками, хитрость бы удалась, поскольку мы могли бы легко определить расстояние до данной лампочки на основании того, насколько тусклой она выглядит (хотя это была бы сложная задача увидеть 100-ваттную лампочку на существенном удалении). Но, поскольку пространство так не оформлено, что могло бы сыграть роль лампочки стандартной яркости или, на астрономическом языке, что может сыграть роль стандартной свечи? В течение лет астрономы изучали различные возможности, но наиболее успешным кандидатом на сегодняшний день является особый класс взрывов сверхновых.