Но возникали и проблемы. Вселенная заполнена материей. Материя притягивает другую материю с помощью гравитации. Поэтому Вселенная должна сжиматься. Так почему она не сжимается? Первым этот вопрос Ньютону задал Ричард Бентли (1662–1742), английский богослов, филолог и критик, в 1692 году. Первым ответом Ньютона было равновесие частиц в бесконечном космосе – они находятся в строго определенных местах. Однако в одном из более поздних изданий "Математических начал натуральной философии" Ньютон говорил о божественном участии: "чтобы звездные системы не упали друг на друга в результате работы силы притяжения, Он расположил их на огромных расстояниях друг от друга". Космологию вначале не хотели признавать наукой как раз из-за допуска сверхъестественной причины, предлагаемой для объяснения какого-то явления. Ньютоновская физика – это по сути причина и следствие, материя и движение. Тем не менее в данном единственном случае Ньютон говорил об отсутствии гравитационного взаимодействия между телами в космосе. Сила притяжения действует на расстоянии, а тут сам Ньютон предполагал, что не действует! То есть ньютоновский закон всемирного тяготения не работает на гигантских расстояниях?..
В следующие десятилетия и столетия астрономы открывали все больше фактов о звездных системах. Во-первых, Ньютон считал, что звездные системы неподвижны, но астрономы следующих поколений показали, что звезды находятся в движении относительно друг друга, и вся система не неподвижных звезд, наша галактика, вращается вокруг общего центра, так что про бездействие на дальних расстояниях следовало забыть.
Эйнштейн внес небольшие поправки в теорию Ньютона. Его расчеты на бумаге более точно соответствовали движению небесных тел. Тем не менее ему также требовалось объяснить, почему Вселенная не обрушивается и не сжимается. И Эйнштейн ввел в свою общую теорию относительности греческий символ лямбда (иногда его называют лямбда-член), который означал "в настоящее время неизвестно". Прошло менее десятилетия, и появилась "Вселенная Хаббла" – неожиданное решение проблемы: Вселенная не рушится под собственным весом, потому что она расширяется. То есть можно было обойтись без "божественного вмешательства" Ньютона и лямбды Эйнштейна.
Альберт Эйнштейн и Эдвин Хаббл в обсерватории Маунт-Вильсон
В 1931 году Эйнштейн отправился в обсерваторию Маунт-Вильсон на северо-востоке Пасадены и познакомился с Хабблом. Изучив данные по расширению, Эйнштейн отказался от своей лямбды. В дальнейшем физики со склонностью к философствованию пришли к пониманию проблемы космологии. Она состояла не в предложении сверхъестественной причины ("божественного участия"), не в нелогичном следствии (отсутствие действия на расстоянии), а в предположении о статичности Вселенной. Даже Эйнштейн предполагал, что Вселенная со временем не меняется. Но Вселенная снова оказалась не тем, чем казалась! Она не была статичной. Она расширялась, и скорость расширения, по крайней мере в настоящее время, превышает скорость действия силы тяжести.
А что будет дальше? Мы принимаем, что Вселенная расширяется, она заполнена материей, и эта материя притягивает другую материю с помощью силы тяжести, поэтому расширение должно замедляться. Вопрос о том, почему Вселенная не рушится, больше не стоял. Вставал другой: а когда-нибудь вообще придет конец Вселенной?
Джеймс Чедвик, британский физик, открывший нейтрон и фотоядерную реакцию (1981–1974)
Еще со времен открытия Хабблом расширения Вселенной астрономы знали, как измерять замедление расширения, по крайней мере, в принципе. Хаббл использовал соотношение между периодом пульсации цефеид и абсолютной яркостью переменной звезды (чем дольше период, тем ярче переменная звезда), открытое Генриеттой Суон Ливитт, для определения расстояний до ближайших галактик. Он также использовал красное смещение для этих галактик как эквивалент их скоростей, когда они удалялись от нас. Построив график этих расстояний и скоростей, Хаббл пришел к выводу, что они прямо пропорциональны друг другу: чем больше расстояние, тем выше скорость. Чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется. Но расширяется ли Вселенная на одной и той же скорости? У Хаббла получилась прямая линия под углом 45 градусов, и если скорость расширения Вселенной постоянна, она должна оставаться такой, отражая расстояния, видимые в телескоп.
Но Вселенная заполнена материей, и материя притягивается к другой материи, так что расширение не может быть единообразным. Галактики нарушат прямую линию Хаббла. И то, насколько они отклоняются от прямой линии, скажет, насколько они ярче в этом конкретном красном смещении, чем были бы, если бы Вселенная расширялась на постоянной скорости. А то, насколько они ярче, подскажет, насколько замедляется расширение.
Требовалось и дальше составлять графики соотношения расстояния и скорости. Для оси скорости ученые все еще могли использовать красное смещение, однако с расстоянием возникли проблемы. Переменные звезды видны только в относительно близких галактиках. Для наблюдений на дальние расстояния астрономам требовался другой источник света со стандартной яркостью, небесные тела, которые можно поместить в закон Ньютона.
Обсерватория на горе Паломар, середина 1930-х
С весьма интересным предложением выступил уже упоминавшийся Фриц Цвикки, который изучал взаимодействие галактик и нейтронные звезды и вместе с немецким астрономом и астрофизиком Вальтером Бааде (1893–1960) предположил, что они являются остатками взрывов сверхновых. Ученые пришли к выводу, что при определенных обстоятельствах в центре звезды может произойти цепь ядерных реакций – и произойдет схлопывание звезды. Схлопывание будет происходить на скорости 40000 миль в секунду, создаст сильнейшую ударную волну, которая приведет к взрыву внешних оболочек звезды. Ультракомпактная звезда будет составлять не более 60 миль в диаметре и состоять из нейтронов Чедвика (в то время нейтроны называли таким образом в честь человека, который открыл нейтрон – Джеймса Чедвика, удостоенного Нобелевской премии по физике в 1935 году как раз за это открытие).
К этому времени астрономы уже определили класс звезд, которые внезапно начинали светиться ярче, затем тускнели, это явление получило название "нова" или "новая звезда", потому что внезапное более яркое свечение могло означать, что она новая для нас. Цвикки и Бааде решили, что схлопывающиеся звезды заслуживают отдельного названия – сверхновые. Цвикки тут же занялся поиском сверхновых, спроектировал 460-миллиметровый телескоп, который стал первым на горе Паломар астрономическим инструментом, а газеты и журналы на всей территории США рассказывали о том, сколько "звездных самоубийств" ему удалось обнаружить.
Тем временем Бааде предположил, что сверхновые, возможно, могут использоваться как "стандартные свечи", поскольку относятся к тому же классу объектов, что и другие звезды, однако должно пройти какое-то количество лет перед тем, как в распоряжении ученых появятся необходимые данные.
Проект "Сверхновые для космологии"
Ожидание затянулось на полвека. Для организации Центра астрофизики частиц Национальный Фонд содействия развитию науки в 1988 году выделил Калифорнийскому университету 6 млн долларов. Этот Центр начал использовать различные подходы к раскрытию тайны темной материи. Один из них – обнаружение частиц темной материи в лаборатории. Другой – поиск темной материи в космосе. Третья группа ученых исследовала темную материю на основе имеющихся теорий. Четвертая попыталась определить, сколько темной материи во Вселенной, и сколько вообще материи.
Группа под руководством Сола Перлмуттера и Карла Пеннипакера (первого официального руководителя группы) работала над космологическим проектом "Сверхновые", который также называется "Сверхновые для космологии" или "Космологический проект по изучению сверхновых". Его основной целью было определение космологических параметров Вселенной по наблюдениям далеких сверхновых типа Ia. Дело в том, что сверхновые типа Ia обладают замечательным постоянством в максимуме блеска и поэтому их можно использовать в качестве "стандартных свечей" – объектов, истинная мощность излучения которых известна, и следовательно, их можно применять для точных оценок расстояний. Если пронаблюдать кривую блеска далекой сверхновой и найти ее видимую звездную величину в момент максимума блеска, то, сравнив эту величину с истинной светимостью, можно легко определить расстояние до звезды. С другой стороны, расстояние до этой же звезды можно оценить по ее красному смещению и по задаваемой космологической модели. Сопоставив данные для множества сверхновых в широком диапазоне, можно оценить основные параметры Вселенной – значение постоянной Хаббла, плотность вещества, кривизну пространства.