Астрономам известно, что все сверхновые этого типа характеризуются приблизительно одинаковой яркостью. (Яркость сверхновых типа Iа изучена настолько хорошо, что могут быть замечены даже небольшие отклонения: чем ярче сверхновая, тем медленнее убывает ее яркость.) Такие сверхновые появляются, когда белый карлик в двойной звездной системе медленно вытягивает вещество из своего спутника. Кормясь от сестры-звезды, белый карлик постепенно увеличивает массу до тех пор, пока она не достигает 1,4 солнечной массы, максимально возможной для белого карлика. Превысив этот предел, он коллапсирует и взрывается как сверхновые типа Iа. Эта предельная масса и объясняет тот факт, что все сверхновые типа Iа однородны в своей яркости, – это естественное следствие того, что белые карлики увеличивают массу ровно до 1,4 солнечной массы, а затем коллапсируют под воздействием силы гравитации. (Как показал Субраманьян Чандрасекар в 1935 году, в белом карлике сила гравитации, разрушающая звезду, уравновешивается силой отталкивания электронов, которая называется давлением вырожденных электронов. Если белый карлик превосходит 1,4 солнечной массы, то гравитация преодолевает эту силу и звезда разрушается, а результатом этого разрушения становится сверхновая
{64}.) Поскольку взрывы отдаленных сверхновых произошли в молодой Вселенной, то посредством их анализа можно рассчитать скорость расширения Вселенной миллиарды лет назад.
Две независимые группы астрономов – возглавляемые Солом Перлмуттером «Проект космологии сверхновых» и Брайаном Шмидтом «Группа поисков сверхновых с большим красным смещением» – рассчитывали обнаружить, что Вселенная, продолжая расширяться, все же постепенно замедляет скорость расширения. Для нескольких поколений астрономов это было догмой, которую учили во всех курсах космологии – то, что «изначальное расширение постепенно замедляется».
После того как каждая из групп изучила около дюжины сверхновых, они обнаружили, что Вселенная расширяется не так быстро, как считалось раньше (то есть красное смещение сверхновых – а следовательно, и их скорость – было меньше априорных ожиданий). При сравнении скорости расширения ранней Вселенной и Вселенной наших дней обе группы астрономов заключили, что в наши дни скорость расширения Вселенной не меньше, а больше. К своему удивлению, обе группы пришли к поразительному выводу: расширение Вселенной ускоряется.
В полное смятение их привело то, что ни одно из значений Ω не вписывалось в полученные ими данные. Единственным способом, позволяющим согласовать данные и теорию, было возвращение Λ – энергии вакуума, впервые введенной Эйнштейном. Более того, астрономы обнаружили, что Ω, плотность энергии, в основном и определяется необычайно большой Λ, что вызывало ускорение Вселенной по сценарию де Ситтера. Две группы совершенно независимо друг от друга пришли к этому потрясающему выводу, но не торопились публиковать результаты из-за господствующего предубеждения, что значение Λ = 0. Как сказал Джордж Джекоби из Обсерватории Китт-Пик: «Понятие Λ всегда была умозрительным, и любого, кто был достаточно не в себе, чтобы сказать, что она не равна нулю, считали спятившим»
{65}.
Шмидт вспоминает: «Я все еще качал головой, но мы все проверили… Мне не хотелось говорить об этом людям, потому что нас разорвали бы на части»
{66}. Однако, когда в 1998 году обе группы опубликовали свои результаты, целую гору представленных ими данных было не так-то легко сбросить со счета. Величайшая ошибка Эйнштейна, о которой в современной космологии практически и не вспоминали, возвращалась через 90 лет забвения!
Физики были ошеломлены. Эдвард Виттен из Института перспективных исследований в Принстоне заявил, что это было «самое необычайное экспериментальное открытие с того момента, как я начал заниматься физикой»
{67}. Когда значение Ω = 0,3 добавили к значению Λ = 0,7, сумма оказалась (с учетом погрешности в ходе эксперимента) равной 1,0, то есть результат совпал с тем, который предсказывала теория инфляции. Будто бы все части головоломки встали на свои места, и космологи увидели недостающий фрагмент в теории инфляции. Он пришел прямиком из вакуума.
Этот результат был самым впечатляющим образом подтвержден спутником WMAP, который показал, что энергия, приписываемая Λ, или темная материя, составляет 73 %
[20] всего вещества и энергии во Вселенной, что отводит ей доминирующее место в космической головоломке.
Фазы Вселенной
Возможно, основным вкладом спутника WMAP в науку стало то, что он дал ученым уверенность в правильности Стандартной модели космологии. Хотя и до сих пор существуют огромные белые пятна, перед глазами астрофизиков начинают вырисовываться общие контуры стандартной теории, рождающейся из общего количества полученных данных. Согласно картинке, которую мы сейчас складываем из отдельных элементов, в эволюции Вселенной по мере ее остывания прослеживались отдельные фазы. Переход от одного этапа к другому означает нарушение симметрии и отсечение одного из фундаментальных природных взаимодействий. Ниже представлены те фазы и вехи, которые известны нам на сегодняшний день.
1. До 10–43 с – эпоха Планка
Об эпохе Планка точно почти ничего не известно. При энергии Планка (1019 млрд эВ) гравитационное взаимодействие было столь же сильным, как и остальные многочисленные силы. Как следствие, четыре взаимодействия Вселенной были, видимо, объединены в единую сверхсилу. Возможно, Вселенная существовала в совершенном состоянии небытия, или пустого пространства, с большим количеством измерений. Та загадочная симметрия, которая смешивает все четыре взаимодействия, оставляя уравнения неизменными, – скорее всего, суперсимметрия (см. главу 7). По неизвестным причинам эта загадочная симметрия, объединявшая все четыре взаимодействия, была нарушена, и сформировался крошечный пузырек – эмбрион нашей Вселенной, возникший, возможно, в результате значительной, но случайной флуктуации. Размеры этого пузырька не превышали длины Планка, которая составляет 10–33 см.
