Конец всего. 5 сценариев гибели Вселенной с точки зрения астрофизики - Кэти Мак

Участников астрономического сообщества несколько смущает тот факт, что мы до сих пор имеем лишь приблизительное представление о механизме взрыва сверхновых типа Ia. Ученые продолжают спорить о том, чем именно он вызван, – перетеканием на белый карлик вещества со звезды-компаньона или столкновением двух белых карликов. Симулировать взрыв звезды чрезвычайно сложно в вычислительном отношении. В результате большинства симуляций получаются весьма впечатляющие визуализации бурлящего звездного вещества, так и не доходящие до стадии взрыва. Но ученые не сдаются. (Оказывается, звезды устроены не так просто, как мы думали. Особенно когда в дело вступают квантовая механика и механизм термоядерного взрыва.)

Причина, по которой мы считаем наблюдение сверхновых типа Ia полезным, заключается в том, что, судя по всему, в момент взрыва масса всех белых карликов одинаковая. В 1930 году двадцатилетний физик-вундеркинд из Индии по имени Субраманьян Чандрасекар плыл на корабле в Англию, чтобы продолжить обучение в Кембридже, и по пути случайно совершил революционное открытие в области звездной эволюции. Усовершенствовав расчеты и включив важные эффекты теории относительности, он обнаружил верхний предел массы, при котором давление вырожденного электронного газа способно поддерживать существование звезды. Это значение, соответствующее примерно 1,4 солнечной массы, получило название «предела Чандрасекара». Любой белый карлик, масса которого превышает эту критическую отметку, неминуемо взрывается в виде сверхновой. Хорошо понимая физику этого взрыва, мы знаем, насколько яркой является вспышка сверхновой типа Ia, благодаря чему можем определить расстояние до нее.

Когда корабль Чандрасекара достиг берега, его прорывная идея распространилась по научному миру, словно фронт детонационной волны, навсегда изменив наше представление об этих странных и удивительных взрывающихся объектах. (Правда, убеждены были не все. Знаменитый астроном сэр Артур Эддингтон[58], чьи расчеты усовершенствовал Чандрасекар, не особенно обрадовался, что его затмил какой-то выскочка, и в течение многих лет серьезно усложнял жизнь молодого физика, прежде чем признал превосходство его вычислений.)

Идея о том, что белые карлики взрываются, когда их масса превышает предел Чандрасекара, позволяет астрономам использовать эти звезды в качестве измерителей расстояния, внося некоторые корректировки для учета небольших различий между ними.

Точность подобных измерений по-прежнему остается предметом жарких споров среди астрофизиков. И это можно понять, учитывая, как много поставлено на карту. Сверхновые типа Ia являются золотым стандартом[59] измерения огромных космических расстояний. Именно благодаря им в конце 1990-х годов астрономы обнаружили ускорение расширения Вселенной, а сейчас они помогают в изучении природы темной энергии.

(Метод измерения расстояний, основанный на использовании взрывов далеких звезд, может показаться странным, учитывая, что мы не можем предсказать, когда и где они произойдут. Однако частота таких взрывов достаточно высока – примерно по одной сверхновой на галактику за столетие, а галактик так много, что, если мы будем каждую ночь фотографировать множество галактик, то, скорее всего, рано или поздно обнаружим вспышку там, где ее не было накануне, после чего сможем приступить к более подробным наблюдениям.)

Точность, с которой мы можем определить расстояние до галактики с помощью сверхновых, поистине впечатляюща, она достигает 1 %. Это позволяет нам измерять скорость расширения Вселенной путем определения расстояний до галактик и скорости их удаления. Как вы помните из главы 3, мы говорим о скорости расширения в терминах постоянной Хаббла – числа, связывающего расстояние со скоростью удаления. На момент написания этой книги наблюдение вспышек сверхновых позволяло измерять постоянную Хаббла с точностью до 2,4 %. Что довольно странно, поскольку вычисленное нами значение совершенно не соответствует оценке постоянной Хаббла, полученной с помощью наблюдений космического микроволнового фонового излучения.

На протяжении последних нескольких лет, измеряя постоянную Хаббла с помощью сверхновых, мы получали значение около 74 км/с/Мпк, которое говорит о том, что галактика, находящаяся на расстоянии в один мегапарсек (около 3,2 миллиона световых лет), удаляется от нас со скоростью около 74 км/с. Галактика, находящаяся в два раза дальше, удаляется от нас примерно вдвое быстрее. Однако мы можем измерить постоянную Хаббла и не напрямую, тщательно изучив геометрию горячих и холодных пятен на карте реликтового излучения. При использовании такого способа измерения мы получаем значение около 67 км/с/Мпк. Несмотря на то что эти методы опираются на исследование очень разных эпох космической истории, каждый из них позволяет вычислить текущую скорость расширения пространства. Если мы не ошибаемся относительно состава Вселенной, то оба метода вычисления постоянной Хаббла должны давать одинаковый результат. Но этого не происходит.

Это не казалось такой уж большой проблемой, поскольку никто не считал данные способы достаточно точными, чтобы раз и навсегда решить вопрос. До недавнего времени сторонники использования реликтового излучения предполагали наличие ошибки в лестнице космических расстояний, устранение которой могло бы однажды уменьшить полученное с ее помощью оценочное значение.

В то же время сторонники использования сверхновых полагали, что измерение реликтового излучения, предполагающее попытку определить форму самого пространства, является настолько сложной задачей, что в ходе ее решения наверняка могла закрасться ошибка, из-за которой полученное значение оказалось заниженным. Это предположение не лишено оснований, учитывая количество вычислений, необходимых для выяснения текущей скорости расширения Вселенной исходя из того, как она выглядела в младенчестве. Да и лестница космических расстояний тоже невероятно сложна. Даже если оставить в стороне всевозможные отклонения, которые могут возникнуть, если не учесть все имеющие значение свойства сверхновых, калибровка переменных звезд является непростой задачей, и даже при выяснении расстояния до ближайших галактик мы иногда получаем значения с огромной погрешностью. Отчасти это обусловлено отличиями между популяциями переменных цефеид, находящимися на разных расстояниях от нас, и… в общем, тут можно продолжать бесконечно. Позвольте мне просто сказать, что споры все еще ведутся.