Конец всего
Часть 10 из 22 Информация о книге
Для доступа к библиотеке пройдите авторизацию
Здесь я хочу на секунду прерваться и сказать, что эта статья под названием Phantom Energy: Dark Energy with w < -1 Causes a Cosmic Doomsday («Фантомная энергия: темная энергия с параметром w < -1 предвещает космический конец света») – одна из моих любимых работ по физике. Нечасто можно обнаружить, что небольшая корректировка текущей картины мира в виде незначительного уменьшения значения параметра приводит к уничтожению Вселенной. Более того, вы можете точно рассчитать, когда и как именно погибнет Вселенная и как она будет выглядеть, когда это произойдет.
Об этом мы и поговорим далее.
Большой разрыв
Аналогией в данном случае может послужить процесс распутывания.
Первыми будут разрушены самые крупные образования, состоящие из слабо связанных между собой компонентов. Длинные переплетающиеся траектории, по которым лениво кружат группы из сотен и тысяч галактик в скоплениях, будут становиться все более длинными. Обширные пространства, преодолеваемые галактиками за миллионы или миллиарды лет, еще больше расширятся, в результате чего галактики на окраинах начнут медленно дрейфовать в углубляющиеся космические пустоты. Вскоре даже самые плотные скопления рассеются, поскольку на входящие в их состав галактики больше не будет действовать сила притяжения со стороны центрального ядра.
Для нас исчезновение скоплений должно было бы стать первым зловещим признаком начала Большого разрыва. Однако из-за конечной скорости света эта подсказка дойдет до нас с задержкой – к тому моменту, когда эффекты Большого разрыва начнут проявляться в непосредственной близости от нас. По мере рассеивания местного скопления Девы входящие в его состав галактики будут все быстрее удаляться от Млечного Пути. Однако заметить этот эффект будет довольно трудно, в отличие от следующего.
У нас уже есть космические телескопы, позволяющие отслеживать положения и движение миллиардов звезд в нашей галактике[49]. По мере приближения Большого разрыва мы начнем замечать, что звезды на окраинах галактики уже не вращаются по своим привычным орбитам, а расходятся в разные стороны, словно гости в конце вечеринки. Вскоре наше ночное небо начнет темнеть вследствие исчезновения великого Млечного Пути. Наша галактика испарится.
С этого момента процесс разрушения начнет набирать обороты. Мы заметим медленное расширение орбит. Всего за несколько месяцев до конца, после того как внешние планеты Солнечной системы канут во тьму, Земля удалится от Солнца, а Луна от Земли. Нам тоже предстоит оказаться во тьме, в полном одиночестве.
Правда, покой нового уединения не продлится долго.
К этому моменту любая все еще не поврежденная структура будет подвергаться все более сильному воздействию расширяющегося пространства внутри нее. Атмосфера Земли начнет истончаться с верхних слоев. Движение тектонических плит Земли станет хаотичным в результате изменения гравитационного воздействия. За несколько часов до конца Земля утратит возможность сопротивляться внутреннему давлению: наша планета взорвется.
В принципе, даже разрушение Земли можно пережить, если мы вовремя интерпретируем признаки грядущего апокалипсиса и укроемся в какой-нибудь компактной космической капсуле[50]. Но и это решение предоставит лишь краткую отсрочку. Вскоре электромагнитные силы, которые удерживают вместе атомы и молекулы, составляющие наши тела, перестанут сопротивляться расширению пространства. В последние доли секунды молекулы распадутся, и все мыслящие существа, которые доживут до этого момента, будут разорваны изнутри.
Уже никто не сможет наблюдать за дальнейшим процессом разрушения, который, несмотря на это, будет продолжаться. Следом будут уничтожены сами ядра – сверхплотные материальные образования в центрах атомов. Невообразимо плотные ядра черных дыр будут выпотрошены. А в последний момент разорвется ткань самого пространства.
К сожалению, мы никогда не сможем сказать наверняка, что нам не грозит Большой разрыв. Проблема заключается в том, что разница между Вселенной, обреченной на тепловую смерть, и Вселенной, которую ждет Большой разрыв, крайне трудноуловима. Если темная энергия представляет собой космологическую постоянную, то есть значение параметра уравнения состояния w равно -1, то нас ждет тепловая смерть. Если значение w меньше -1 даже незначительно, например на одну миллиардную миллиардной, то мы имеем дело с фантомной темной энергией, способной разорвать Вселенную в клочья.
Поскольку измерить что-либо с абсолютной точностью нельзя, мы можем утверждать лишь, что если Большой разрыв действительно произойдет, это случится в таком далеком будущем, что к тому моменту все организованные структуры в космосе уже распадутся. Даже если мы имеем дело с фантомной темной энергией, чем ближе значение параметра w к -1, тем в более отдаленное будущее сдвигается Большой разрыв. В последний раз, когда я рассчитывала самый ранний из возможных моментов наступления этого события на основании данных со спутника «Планк» 2018 года, у меня получилось что-то около 200 миллиардов лет.
Можно вздохнуть с облегчением.
Тем не менее, учитывая возможные последствия как для Вселенной, так и для самой физики, астрономы придают большую важность определению нашего положения на шкале от w = -1 до значения, грозящего космическим концом света[51]. Мы не можем измерить величину w напрямую, но можем сделать это косвенно, измерив скорость расширения Вселенной в прошлом и сравнив результат с поведением различных видов темной энергии, предсказанным нашими лучшими теоретическими моделями. В предыдущей главе я приукрасила ситуацию, но на самом деле выяснить скорость расширения в прошлом оказалось гораздо сложнее, чем мы предполагали. В принципе, значение w можно определить несколькими способами, и некоторые из них даже не требуют вычисления скорости расширения с учетом конкретных расстояний. Но самый простой способ разобраться с темной энергией – это изучить всю историю расширения Вселенной. Однако все странности космологии обрушиваются на вас, стоит только попытаться ответить на простой вопрос: «На каком расстоянии от нас находится эта галактика?»
Лестница в небо
Чтобы сравнить локальные скорости расширения пространства в двух отдаленных точках Вселенной, сначала необходимо выяснить точное расстояние между ними. Это не сложно сделать на Земле или даже в пределах орбиты Луны, направив на объект лазерный луч и посмотрев, сколько времени потребуется свету, чтобы вернуться[52]. В таких масштабах Вселенная ведет себя довольно разумно и в основном проявляется как неизменное пространство, где расстояние от точки А до точки Б легко определить. Когда речь заходит об объектах, находящихся за пределами Солнечной системы, все становится сложнее не только потому, что расстояния до них труднее измерить, но и потому, что в больших масштабах само понятие расстояния начинает меняться из-за расширения пространства.
На протяжении многих лет астрономы старались объединить в систему ряд частично дублирующих друг друга определений и методов измерения космических расстояний. Какой бы запутанной она ни казалась сегодня, эта система является результатом нескольких десятилетий инновационной деятельности в сфере наблюдательной астрономии и анализа данных, и она предоставила нам интуитивно понятную, но сложную для реализации стратегию под названием «лестница расстояний».
Представьте, что вам нужно измерить длину большой комнаты, используя обычную линейку. Если вы готовы ползать по полу, вы можете просто проверить, сколько раз линейка помещается в это расстояние. Применив творческий подход, вы могли бы измерить длину своего шага, а затем просто пройтись по комнате, считая шаги. Выбрав второй метод, вы создали бы лестницу расстояний – систему определения больших расстояний на основе легко измеримых значений.
Лестница космических расстояний состоит из нескольких ступеней, позволяющих добраться до объектов, находящихся в миллиардах световых лет от нас. В пределах Солнечной системы определить расстояния помогают лазерная дальнометрия, расчет орбит и даже затмения. На следующей ступени лестницы расстояний используется параллакс. В основе этого метода лежит тот факт, что при смене точки обзора видимое положение более близких объектов смещается относительно неподвижного фона сильнее, чем видимое положение более удаленных объектов. Именно этим эффектом объясняется то, что палец, находящийся перед вашим лицом, «перепрыгивает» из стороны в сторону, когда вы поочередно закрываете глаза. Если мы посмотрим на расположенную поблизости звезду в июне, а затем проведем повторные наблюдения в декабре, то за счет перемещения Земли по своей орбите вокруг Солнца видимое положение звезды несколько сместится относительно более удаленных объектов. Чем ближе к нам объект, тем сильнее его смещение. К сожалению, для того, что находится за пределами нашей галактики, эти смещения настолько малы, что их просто невозможно заметить, поэтому для измерения расстояния до них нам нужен другой метод, основанный исключительно на свойствах излучаемого ими света.
Ключом к измерению расстояний до всех остальных объектов является концепция стандартной свечи, о которой я упомянула в предыдущей главе. Стандартной свечой называют объект (например, звезду), имеющий некоторое физическое свойство, говорящее о его яркости. По тому, насколько ярким он кажется, можно понять, насколько далеко от нас он находится. В некотором роде это все равно что лампочка с надписью «60 Вт». Мы знаем, насколько яркой она должна быть, однако по мере удаления она будет давать все меньше света.
Разумеется, ни на одном космическом объекте вы не найдете надписи с указанием его яркости. Но у нас есть нечто почти столь же полезное. Открытие, которое позволило применять стандартные свечи в астрономии, было сделано в начале 1900-х годов астрономом Генриеттой Суон Ливитт[53]. Работая в Гарвардской обсерватории, она обнаружила, что яркость определенного класса переменных звезд, известных как «цефеиды», меняется предсказуемым образом. Более яркие цефеиды отличаются более длинным периодом пульсации и меньшей амплитудой блеска. Цефеида, которая по своей природе является более тусклой, имеет более короткий период пульсации, а ее блеск меняется в большем диапазоне[54].
Это открытие было революционным и, вероятно, одним из самых важных в истории астрономии, поскольку оно наконец позволило нам оценить масштаб окружающей нас Вселенной. Обнаружив в той или иной области космоса цефеиду, мы можем получить представление о расстоянии до нее и приступить к созданию удобной карты. Измеряя период пульсации цефеиды и учитывая, насколько яркой она казалась, Ливитт могла довольно точно определить ее реальную яркость, а значит, и расстояние до звезды.
Как далеко это может нас завести? Мы способны рассмотреть цефеиды Млечного Пути и соседних галактик, поэтому с помощью параллакса можем определить расстояние до ближайших цефеид, тщательно откалибровать соотношение «период – светимость», а затем использовать более отдаленные звезды для определения расстояния до других галактик. Следующая ступень лестницы расстояний является критически важной, но здесь может возникнуть путаница. В предыдущей главе мы говорили, что для измерения расстояний может использоваться определенный вид сверхновых.
Вспышкой сверхновой типа Ia называется мощный взрыв белого карлика, поглотившего часть вещества другой незадачливой звезды. Поскольку все белые карлики являются довольно простыми объектами[55], а физика их взрыва казалась нам достаточно понятной, сверхновые типа Ia на протяжении некоторого времени считались хорошими стандартными свечами благодаря предсказуемым свойствам их взрывов. Однако позднее выяснилось, что их следовало бы называть не стандартными, а «стандартизируемыми» в том смысле, в котором это понятие применимо к цефеидам. Исследуя динамику изменения блеска, мы можем получить представление об общем количестве энергии, выделяемой при взрыве, а значит, и о его реальной яркости.
Термоядерно-яркий звездный свет
Однако эта книга о разрушении, и было бы непростительно, если бы при описании вспышки сверхновой типа Ia я бы ограничилась невыразительной фразой «взрывающаяся звезда». Белый карлик, в которого однажды превратится и наше Солнце, сам по себе чудо звездной эволюции. А его взрыв представляет собой термоядерную детонацию всего вещества звезды, вспышка которой способна затмить сияние целой галактики.
Если вы – звезда любого типа, то, на какой бы стадии жизненного цикла вы ни находились, ваше существование зависит от деликатного баланса между давлением, создаваемым в вашем ядре, и гравитацией, порождаемой веществом, из которого вы состоите. (Это состояние называется «гидростатическим равновесием», а его суть сводится к идее о том, что гравитация, направленная внутрь, должна быть уравновешена направленным наружу давлением, чтобы звезда не взорвалась и не коллапсировала.) В большинстве случаев давление создается термоядерными реакциями в ядре звезды, в ходе которых легкие атомные ядра сливаются, превращаясь в атомы более тяжелых элементов. Слияние самых легких атомных ядер сопровождается выделением энергии в виде излучения, которое и отвечает за давление, предотвращающее коллапс звезды.
В случае такой звезды, как Солнце, направленное наружу давление обеспечивается слиянием ядер водорода в ядра гелия. Фактически большинство звезд представляют собой гигантские заводы по производству гелия, которые поглощают водород, самый распространенный элемент во Вселенной, и ежесекундно производят из него бесчисленные миллиарды ядер гелия. Давайте рассмотрим пример дорогого нашему сердцу Солнца.
Прямо сейчас Солнце сжигает водород, создавая избыток гелия в ядре, что со временем приведет к изменению температуры и давления. Поскольку эффективность завода зависит как от температуры, так и от давления, количество выделяемой Солнцем энергии и его размер будут меняться, – за следующие несколько миллионов лет оно станет ярче и чуть крупнее[56].
Примерно через миллиард лет мы начнем поджариваться. Однако даже после того, как Земля встанет на путь превращения в обугленный безжизненный кусок породы, история Солнца будет еще далека от завершения. Повышение температуры Солнца, из-за которого сгорят внутренние планеты (Меркурий и Венера) и испарятся океаны на Земле, будет сопровождаться сожжением такого огромного количества водорода, что в итоге у заполненного гелием ядра останется лишь тонкая водородная оболочка. Затем температура в ядре повысится настолько, что гелий начнет превращаться в кислород и углерод, а Солнце раздуется и станет огромным красным гигантом. За следующие несколько миллиардов лет Солнце сожжет остатки водорода, после чего начнется настоящая агония. Ядро станет заполняться кислородом, а затем углеродом, – реакции ядерного синтеза на этом этапе будут поддерживаться за счет гравитационного сжатия ядра. В конце концов, после того, как Солнце поглотит Венеру, а Земля превратится в дымящийся кусок породы, гравитация звезды будет уже недостаточной для поддержания температуры, необходимой для дальнейшего ядерного синтеза. Солнце сбросит внешнюю оболочку, и его ядро начнет сжиматься.
Можно было бы подумать, что это конец для звезды – истощенной, поглотившей ближайшие планеты, не способной поддерживать достаточно сильные термоядерные реакции, чтобы оставаться в стабильном состоянии. Но, к счастью, существует давление еще более сильное, чем то, которое обеспечивается реакциями синтеза, и оно может предотвратить окончательный коллапс Солнца и подобных ему звезд, миновавших стадию красного гиганта, позволив ему существовать в виде белого карлика. И этот вид давления имеет непосредственное отношение к квантовой механике.
Квантовая куча
Первое, что вам следует запомнить, – это то, что большинство субатомных частиц, в том числе электроны, протоны, нейтроны, нейтрино и кварки, являются фермионами, что в контексте физики элементарных частиц означает их крайнюю самодостаточность. Они подчиняются принципу запрета (или исключения) Паули, согласно которому два и более тождественных фермиона не могут одновременно находиться в одном и том же квантовом состоянии. Именно поэтому, как вы, наверное, помните из школьного курса химии, электроны в атомах занимают разные «орбитали», которые, по сути, представляют собой различные энергетические уровни.
По мере того как в ядре выгоревшей коллапсирующей звезды скапливается все больше плотно прижатых друг к другу атомов, их электроны становятся все более «дерганными». При таком давлении электроны уже не связаны с конкретными атомами, а спрессованы так сильно, что вынуждены перепрыгивать на более высокие энергетические уровни, чтобы не находиться в одном и том же квантовом состоянии. Это обеспечивает так называемое давление вырожденного электронного газа, которое способно остановить коллапс звезды и породить совершенно новый тип объекта: белый карлик.
Белый карлик – это звезда, которая уже не горит, поскольку в ней не происходят реакции термоядерного синтеза. Это твердый объект, существующий исключительно за счет квантово-механического принципа, который сводится к тому, что электроны просто не особенно любят друг друга. И он может тихо тлеть многие миллиарды лет, медленно угасая и остывая, до тех пор, пока не распадется в результате тепловой смерти, не загорится в процессе Большого сжатия или не будет разорван фантомной темной энергией в момент Большого разрыва наряду со всем остальным.
Но это только в том случае, если его масса не увеличится.
Давление вырожденного электронного газа способно на многое. Оно может поддерживать существование целой звезды, но только до определенного момента. Если что-то выведет белого карлика из состояния равновесия, например, если он поглотит вещество звезды-компаньона или столкнется с другим белым карликом, его масса увеличится настолько, что давление вырожденного электронного газа уже не сможет предотвратить дальнейший коллапс. После этого может произойти целый ряд событий.
Температура центрального ядра звезды резко увеличится, и она начнет сжигать углерод. Вещество звезды будет бурлить и перемешиваться. В конце концов, процесс дефлаграционного горения вызовет термоядерный взрыв такой мощности, что звезда будет окончательно разорвана на части.
Взрыв белого карлика сопровождается очень яркой вспышкой, которая на короткое время может затмить блеск галактики, и ее можно увидеть в телескоп с расстояния в миллиарды световых лет. Сверхновые, которые вспыхивали в отдаленных областях Млечного Пути и близлежащих галактиках, в древние времена были видны невооруженным глазом даже в дневное время[57].
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.)
Космический попкорн
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.
Расширение несоответствия
Об этом мы и поговорим далее.
Большой разрыв
Аналогией в данном случае может послужить процесс распутывания.
Первыми будут разрушены самые крупные образования, состоящие из слабо связанных между собой компонентов. Длинные переплетающиеся траектории, по которым лениво кружат группы из сотен и тысяч галактик в скоплениях, будут становиться все более длинными. Обширные пространства, преодолеваемые галактиками за миллионы или миллиарды лет, еще больше расширятся, в результате чего галактики на окраинах начнут медленно дрейфовать в углубляющиеся космические пустоты. Вскоре даже самые плотные скопления рассеются, поскольку на входящие в их состав галактики больше не будет действовать сила притяжения со стороны центрального ядра.
Для нас исчезновение скоплений должно было бы стать первым зловещим признаком начала Большого разрыва. Однако из-за конечной скорости света эта подсказка дойдет до нас с задержкой – к тому моменту, когда эффекты Большого разрыва начнут проявляться в непосредственной близости от нас. По мере рассеивания местного скопления Девы входящие в его состав галактики будут все быстрее удаляться от Млечного Пути. Однако заметить этот эффект будет довольно трудно, в отличие от следующего.
У нас уже есть космические телескопы, позволяющие отслеживать положения и движение миллиардов звезд в нашей галактике[49]. По мере приближения Большого разрыва мы начнем замечать, что звезды на окраинах галактики уже не вращаются по своим привычным орбитам, а расходятся в разные стороны, словно гости в конце вечеринки. Вскоре наше ночное небо начнет темнеть вследствие исчезновения великого Млечного Пути. Наша галактика испарится.
С этого момента процесс разрушения начнет набирать обороты. Мы заметим медленное расширение орбит. Всего за несколько месяцев до конца, после того как внешние планеты Солнечной системы канут во тьму, Земля удалится от Солнца, а Луна от Земли. Нам тоже предстоит оказаться во тьме, в полном одиночестве.
Правда, покой нового уединения не продлится долго.
К этому моменту любая все еще не поврежденная структура будет подвергаться все более сильному воздействию расширяющегося пространства внутри нее. Атмосфера Земли начнет истончаться с верхних слоев. Движение тектонических плит Земли станет хаотичным в результате изменения гравитационного воздействия. За несколько часов до конца Земля утратит возможность сопротивляться внутреннему давлению: наша планета взорвется.
В принципе, даже разрушение Земли можно пережить, если мы вовремя интерпретируем признаки грядущего апокалипсиса и укроемся в какой-нибудь компактной космической капсуле[50]. Но и это решение предоставит лишь краткую отсрочку. Вскоре электромагнитные силы, которые удерживают вместе атомы и молекулы, составляющие наши тела, перестанут сопротивляться расширению пространства. В последние доли секунды молекулы распадутся, и все мыслящие существа, которые доживут до этого момента, будут разорваны изнутри.
Уже никто не сможет наблюдать за дальнейшим процессом разрушения, который, несмотря на это, будет продолжаться. Следом будут уничтожены сами ядра – сверхплотные материальные образования в центрах атомов. Невообразимо плотные ядра черных дыр будут выпотрошены. А в последний момент разорвется ткань самого пространства.
К сожалению, мы никогда не сможем сказать наверняка, что нам не грозит Большой разрыв. Проблема заключается в том, что разница между Вселенной, обреченной на тепловую смерть, и Вселенной, которую ждет Большой разрыв, крайне трудноуловима. Если темная энергия представляет собой космологическую постоянную, то есть значение параметра уравнения состояния w равно -1, то нас ждет тепловая смерть. Если значение w меньше -1 даже незначительно, например на одну миллиардную миллиардной, то мы имеем дело с фантомной темной энергией, способной разорвать Вселенную в клочья.
Поскольку измерить что-либо с абсолютной точностью нельзя, мы можем утверждать лишь, что если Большой разрыв действительно произойдет, это случится в таком далеком будущем, что к тому моменту все организованные структуры в космосе уже распадутся. Даже если мы имеем дело с фантомной темной энергией, чем ближе значение параметра w к -1, тем в более отдаленное будущее сдвигается Большой разрыв. В последний раз, когда я рассчитывала самый ранний из возможных моментов наступления этого события на основании данных со спутника «Планк» 2018 года, у меня получилось что-то около 200 миллиардов лет.
Можно вздохнуть с облегчением.
Тем не менее, учитывая возможные последствия как для Вселенной, так и для самой физики, астрономы придают большую важность определению нашего положения на шкале от w = -1 до значения, грозящего космическим концом света[51]. Мы не можем измерить величину w напрямую, но можем сделать это косвенно, измерив скорость расширения Вселенной в прошлом и сравнив результат с поведением различных видов темной энергии, предсказанным нашими лучшими теоретическими моделями. В предыдущей главе я приукрасила ситуацию, но на самом деле выяснить скорость расширения в прошлом оказалось гораздо сложнее, чем мы предполагали. В принципе, значение w можно определить несколькими способами, и некоторые из них даже не требуют вычисления скорости расширения с учетом конкретных расстояний. Но самый простой способ разобраться с темной энергией – это изучить всю историю расширения Вселенной. Однако все странности космологии обрушиваются на вас, стоит только попытаться ответить на простой вопрос: «На каком расстоянии от нас находится эта галактика?»
Лестница в небо
Чтобы сравнить локальные скорости расширения пространства в двух отдаленных точках Вселенной, сначала необходимо выяснить точное расстояние между ними. Это не сложно сделать на Земле или даже в пределах орбиты Луны, направив на объект лазерный луч и посмотрев, сколько времени потребуется свету, чтобы вернуться[52]. В таких масштабах Вселенная ведет себя довольно разумно и в основном проявляется как неизменное пространство, где расстояние от точки А до точки Б легко определить. Когда речь заходит об объектах, находящихся за пределами Солнечной системы, все становится сложнее не только потому, что расстояния до них труднее измерить, но и потому, что в больших масштабах само понятие расстояния начинает меняться из-за расширения пространства.
На протяжении многих лет астрономы старались объединить в систему ряд частично дублирующих друг друга определений и методов измерения космических расстояний. Какой бы запутанной она ни казалась сегодня, эта система является результатом нескольких десятилетий инновационной деятельности в сфере наблюдательной астрономии и анализа данных, и она предоставила нам интуитивно понятную, но сложную для реализации стратегию под названием «лестница расстояний».
Представьте, что вам нужно измерить длину большой комнаты, используя обычную линейку. Если вы готовы ползать по полу, вы можете просто проверить, сколько раз линейка помещается в это расстояние. Применив творческий подход, вы могли бы измерить длину своего шага, а затем просто пройтись по комнате, считая шаги. Выбрав второй метод, вы создали бы лестницу расстояний – систему определения больших расстояний на основе легко измеримых значений.
Лестница космических расстояний состоит из нескольких ступеней, позволяющих добраться до объектов, находящихся в миллиардах световых лет от нас. В пределах Солнечной системы определить расстояния помогают лазерная дальнометрия, расчет орбит и даже затмения. На следующей ступени лестницы расстояний используется параллакс. В основе этого метода лежит тот факт, что при смене точки обзора видимое положение более близких объектов смещается относительно неподвижного фона сильнее, чем видимое положение более удаленных объектов. Именно этим эффектом объясняется то, что палец, находящийся перед вашим лицом, «перепрыгивает» из стороны в сторону, когда вы поочередно закрываете глаза. Если мы посмотрим на расположенную поблизости звезду в июне, а затем проведем повторные наблюдения в декабре, то за счет перемещения Земли по своей орбите вокруг Солнца видимое положение звезды несколько сместится относительно более удаленных объектов. Чем ближе к нам объект, тем сильнее его смещение. К сожалению, для того, что находится за пределами нашей галактики, эти смещения настолько малы, что их просто невозможно заметить, поэтому для измерения расстояния до них нам нужен другой метод, основанный исключительно на свойствах излучаемого ими света.
Ключом к измерению расстояний до всех остальных объектов является концепция стандартной свечи, о которой я упомянула в предыдущей главе. Стандартной свечой называют объект (например, звезду), имеющий некоторое физическое свойство, говорящее о его яркости. По тому, насколько ярким он кажется, можно понять, насколько далеко от нас он находится. В некотором роде это все равно что лампочка с надписью «60 Вт». Мы знаем, насколько яркой она должна быть, однако по мере удаления она будет давать все меньше света.
Разумеется, ни на одном космическом объекте вы не найдете надписи с указанием его яркости. Но у нас есть нечто почти столь же полезное. Открытие, которое позволило применять стандартные свечи в астрономии, было сделано в начале 1900-х годов астрономом Генриеттой Суон Ливитт[53]. Работая в Гарвардской обсерватории, она обнаружила, что яркость определенного класса переменных звезд, известных как «цефеиды», меняется предсказуемым образом. Более яркие цефеиды отличаются более длинным периодом пульсации и меньшей амплитудой блеска. Цефеида, которая по своей природе является более тусклой, имеет более короткий период пульсации, а ее блеск меняется в большем диапазоне[54].
Это открытие было революционным и, вероятно, одним из самых важных в истории астрономии, поскольку оно наконец позволило нам оценить масштаб окружающей нас Вселенной. Обнаружив в той или иной области космоса цефеиду, мы можем получить представление о расстоянии до нее и приступить к созданию удобной карты. Измеряя период пульсации цефеиды и учитывая, насколько яркой она казалась, Ливитт могла довольно точно определить ее реальную яркость, а значит, и расстояние до звезды.
Как далеко это может нас завести? Мы способны рассмотреть цефеиды Млечного Пути и соседних галактик, поэтому с помощью параллакса можем определить расстояние до ближайших цефеид, тщательно откалибровать соотношение «период – светимость», а затем использовать более отдаленные звезды для определения расстояния до других галактик. Следующая ступень лестницы расстояний является критически важной, но здесь может возникнуть путаница. В предыдущей главе мы говорили, что для измерения расстояний может использоваться определенный вид сверхновых.
Вспышкой сверхновой типа Ia называется мощный взрыв белого карлика, поглотившего часть вещества другой незадачливой звезды. Поскольку все белые карлики являются довольно простыми объектами[55], а физика их взрыва казалась нам достаточно понятной, сверхновые типа Ia на протяжении некоторого времени считались хорошими стандартными свечами благодаря предсказуемым свойствам их взрывов. Однако позднее выяснилось, что их следовало бы называть не стандартными, а «стандартизируемыми» в том смысле, в котором это понятие применимо к цефеидам. Исследуя динамику изменения блеска, мы можем получить представление об общем количестве энергии, выделяемой при взрыве, а значит, и о его реальной яркости.
Термоядерно-яркий звездный свет
Однако эта книга о разрушении, и было бы непростительно, если бы при описании вспышки сверхновой типа Ia я бы ограничилась невыразительной фразой «взрывающаяся звезда». Белый карлик, в которого однажды превратится и наше Солнце, сам по себе чудо звездной эволюции. А его взрыв представляет собой термоядерную детонацию всего вещества звезды, вспышка которой способна затмить сияние целой галактики.
Если вы – звезда любого типа, то, на какой бы стадии жизненного цикла вы ни находились, ваше существование зависит от деликатного баланса между давлением, создаваемым в вашем ядре, и гравитацией, порождаемой веществом, из которого вы состоите. (Это состояние называется «гидростатическим равновесием», а его суть сводится к идее о том, что гравитация, направленная внутрь, должна быть уравновешена направленным наружу давлением, чтобы звезда не взорвалась и не коллапсировала.) В большинстве случаев давление создается термоядерными реакциями в ядре звезды, в ходе которых легкие атомные ядра сливаются, превращаясь в атомы более тяжелых элементов. Слияние самых легких атомных ядер сопровождается выделением энергии в виде излучения, которое и отвечает за давление, предотвращающее коллапс звезды.
В случае такой звезды, как Солнце, направленное наружу давление обеспечивается слиянием ядер водорода в ядра гелия. Фактически большинство звезд представляют собой гигантские заводы по производству гелия, которые поглощают водород, самый распространенный элемент во Вселенной, и ежесекундно производят из него бесчисленные миллиарды ядер гелия. Давайте рассмотрим пример дорогого нашему сердцу Солнца.
Прямо сейчас Солнце сжигает водород, создавая избыток гелия в ядре, что со временем приведет к изменению температуры и давления. Поскольку эффективность завода зависит как от температуры, так и от давления, количество выделяемой Солнцем энергии и его размер будут меняться, – за следующие несколько миллионов лет оно станет ярче и чуть крупнее[56].
Примерно через миллиард лет мы начнем поджариваться. Однако даже после того, как Земля встанет на путь превращения в обугленный безжизненный кусок породы, история Солнца будет еще далека от завершения. Повышение температуры Солнца, из-за которого сгорят внутренние планеты (Меркурий и Венера) и испарятся океаны на Земле, будет сопровождаться сожжением такого огромного количества водорода, что в итоге у заполненного гелием ядра останется лишь тонкая водородная оболочка. Затем температура в ядре повысится настолько, что гелий начнет превращаться в кислород и углерод, а Солнце раздуется и станет огромным красным гигантом. За следующие несколько миллиардов лет Солнце сожжет остатки водорода, после чего начнется настоящая агония. Ядро станет заполняться кислородом, а затем углеродом, – реакции ядерного синтеза на этом этапе будут поддерживаться за счет гравитационного сжатия ядра. В конце концов, после того, как Солнце поглотит Венеру, а Земля превратится в дымящийся кусок породы, гравитация звезды будет уже недостаточной для поддержания температуры, необходимой для дальнейшего ядерного синтеза. Солнце сбросит внешнюю оболочку, и его ядро начнет сжиматься.
Можно было бы подумать, что это конец для звезды – истощенной, поглотившей ближайшие планеты, не способной поддерживать достаточно сильные термоядерные реакции, чтобы оставаться в стабильном состоянии. Но, к счастью, существует давление еще более сильное, чем то, которое обеспечивается реакциями синтеза, и оно может предотвратить окончательный коллапс Солнца и подобных ему звезд, миновавших стадию красного гиганта, позволив ему существовать в виде белого карлика. И этот вид давления имеет непосредственное отношение к квантовой механике.
Квантовая куча
Первое, что вам следует запомнить, – это то, что большинство субатомных частиц, в том числе электроны, протоны, нейтроны, нейтрино и кварки, являются фермионами, что в контексте физики элементарных частиц означает их крайнюю самодостаточность. Они подчиняются принципу запрета (или исключения) Паули, согласно которому два и более тождественных фермиона не могут одновременно находиться в одном и том же квантовом состоянии. Именно поэтому, как вы, наверное, помните из школьного курса химии, электроны в атомах занимают разные «орбитали», которые, по сути, представляют собой различные энергетические уровни.
По мере того как в ядре выгоревшей коллапсирующей звезды скапливается все больше плотно прижатых друг к другу атомов, их электроны становятся все более «дерганными». При таком давлении электроны уже не связаны с конкретными атомами, а спрессованы так сильно, что вынуждены перепрыгивать на более высокие энергетические уровни, чтобы не находиться в одном и том же квантовом состоянии. Это обеспечивает так называемое давление вырожденного электронного газа, которое способно остановить коллапс звезды и породить совершенно новый тип объекта: белый карлик.
Белый карлик – это звезда, которая уже не горит, поскольку в ней не происходят реакции термоядерного синтеза. Это твердый объект, существующий исключительно за счет квантово-механического принципа, который сводится к тому, что электроны просто не особенно любят друг друга. И он может тихо тлеть многие миллиарды лет, медленно угасая и остывая, до тех пор, пока не распадется в результате тепловой смерти, не загорится в процессе Большого сжатия или не будет разорван фантомной темной энергией в момент Большого разрыва наряду со всем остальным.
Но это только в том случае, если его масса не увеличится.
Давление вырожденного электронного газа способно на многое. Оно может поддерживать существование целой звезды, но только до определенного момента. Если что-то выведет белого карлика из состояния равновесия, например, если он поглотит вещество звезды-компаньона или столкнется с другим белым карликом, его масса увеличится настолько, что давление вырожденного электронного газа уже не сможет предотвратить дальнейший коллапс. После этого может произойти целый ряд событий.
Температура центрального ядра звезды резко увеличится, и она начнет сжигать углерод. Вещество звезды будет бурлить и перемешиваться. В конце концов, процесс дефлаграционного горения вызовет термоядерный взрыв такой мощности, что звезда будет окончательно разорвана на части.
Взрыв белого карлика сопровождается очень яркой вспышкой, которая на короткое время может затмить блеск галактики, и ее можно увидеть в телескоп с расстояния в миллиарды световых лет. Сверхновые, которые вспыхивали в отдаленных областях Млечного Пути и близлежащих галактиках, в древние времена были видны невооруженным глазом даже в дневное время[57].
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.)
Космический попкорн
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.
Расширение несоответствия