Современная космология: открытие ускоренного расширения Вселенной

Нобелевская премия по физике 2011 года была присуждена американцу Солу Перлмуттеру, австралийцу Брайану Шмидту и американцу Адаму Рису за открытие ускоренного расширения Вселенной. Это открытие было сделано благодаря изучению сверхновых типа Ia и стало одним из наиболее важных открытий, сделанных в XX столетии в физике (свои результаты ученые получили в 1998-1999 гг.).

В этой заметке мы попытаемся популярно объяснить суть сделанного открытия.

Возникновение современной космологии связано с развитием в XX веке общей теории относительности (ОТО) А. Эйнштейна (1879 – 1955) и физики элементарных частиц. Первое исследование на эту тему, опирающееся на ОТО, Эйнштейн опубликовал в 1917 году под названием «Космологические соображения к общей теории относительности».

В 1922 году А. А. Фридман (1888 – 1925) предложил нестационарное решение уравнения Эйнштейна, в котором Вселенная расширялась из начальной сингулярности. Подтверждением теории нестационарной вселенной стало открытие в 1929 году Э. П. Хабблом (1889 – 1953) космологического красного смещения галактик.

Большинство наблюдательных фактов, относящихся к Вселенной в целом, были получены с помощью исследования звездных систем — галактик.

Главным методом измерения внегалактических расстояний является метод стандартной свечи, заключающийся в следующем: выбирается класс объектов с известной (либо легко вычисляемой) мощностью излучения L (светимостью). С помощью астрономических инструментов измеряется поток излучения J от этого объекта на Земле.

Поток излучения от объекта падает обратно пропорционально квадрату расстояния до него. Если светимость известна, то, измерив яркость, можно рассчитать расстояние.

Сравнивая наблюдаемую яркость эталонных объектов (или стандартных свечей, как говорят астрономы) в разных галактиках, можно определить расстояния до этих галактик, если известно расстояние до одной из галактик.

На заре возникновения космологии Э. Хаббл использовал в качестве стандартных свечей цефеиды — пульсирующие переменные звезды, светимость которых тем больше, чем больше период изменения их блеска.

Э. Хаббл сделал замечательное открытие. Оказывается, свет от далеких звезд имеет меньшую длину волны, чем свет от близких. Длина волны света увеличивается из-за того, что далекие звезды удаляются от нас с большой скоростью. Увеличение связано с эффектом Доплера. Э. Хаббл, анализируя данные наблюдений, установил простой закон, согласно которому скорость удаления далеких галактик пропорциональна расстоянию до них.

Чем дальше находится галактика, тем больше скорость ее удаления и, следовательно, красное смещение. Расстояние до объекта можно рассчитать, таким образом,  двумя способами:

1) измерить красное смещение света от объекта, вычислить скорость удаления объекта от Земли и воспользоваться законом Хаббла;

2) измерить яркость объекта и воспользоваться связью между яркостью и светимостью для определения расстояния.

Что же используется в современной космологии в качестве стандартных свечей? Надо учитывать тот факт, что весьма трудно найти такие классы объектов, которые с хорошей точностью обладают одинаковой светимостью и при этом легко идентифицируются. Во Вселенной существует множество разнообразных типов галактик, звезд, которые чрезвычайно различаются по светимости.

На небольших расстояниях (конечно же, по астрономическим меркам) эталонными источниками служат цефеиды – звезды с переменной светимостью. В нашей Галактике открыто более 1000 звёзд этого типа, имеющих периоды изменения блеска от 2 до 68 суток. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда.

Изучая цефеиды, расположенные в Малом Магеллановом Облаке, американская астроном Генриетта Левитт (1868 – 1921) заметила, что у них имеется чёткая зависимость между периодом пульсаций и средней светимостью. Таким образом, зная период изменения блеска цефеиды, можно установить, какова ее светимость. Поскольку все цефеиды Левитт находились в одной и той же звездной системе — Малом Магеллановом Облаке, — можно было считать, что они удалены от нас на одно и то же (пусть и неизвестное) расстояние. Значит, разница в их видимом блеске связана с реальными различиями в светимости. Оставалось определить расстояние до одной цефеиды, чтобы прокалибровать всю зависимость и получить возможность, измерив период, определять истинную светимость любой цефеиды, а по ней расстояние до звезды и содержащей ее звездной системы.

В наблюдениях на расстояниях в миллиарды световых лет в астрофизике в качестве стандартных свечей сверхновые звезды так называемого типа Ia. Иначе их называют термоядерными сверхновыми. Такие звезды возникают в результате эволюции двойных звезд. Один из участников такой системы, плотный белый карлик, интенсивно перетягивает к себе материю от своего соседа, наращивая свою массу и, как следствие, плотность и температуру. Когда температура достигает порядка сотен миллионов градусов, то в углеродно-кислородной смеси, которую представляет ядро карлика, начинается термоядерная реакция. Когда масса карлика достигает предела Чандрасекара ( ), он взрывается, т.к. во внешних слоях звезды благодаря неустойчивому характеру термоядерной реакции  возникают ударные волны.

При таком взрыве выделяется энергия, равная 10 ⁴⁴ Дж. Яркость таких звезд в максимуме достигает большой величины, что позволяет их наблюдать на расстояниях порядка 10 млрд. св. лет. Наиболее замечательным свойством сверхновых звезд типа Ia является то, что их светимость практически одинакова. Таким образом, все вспыхивающие сверхновые типа Ia, находящиеся на одинаковом расстоянии, должны иметь почти одинаковую наблюдаемую яркость.

Оказалось, что для удаленных сверхновых звезд  расстояние, рассчитанное по закону Хаббла, меньше, чем с использованием метода “стандартной свечи”. Следовательно, вселенная расширялась быстрее, чем предполагалось до этого. Детальный анализ диаграммы Хаббла (зависимости звездной величины от красного смещения) показывают, что Вселенная расширяется с ускорением.

Если Вселенная заполнена материей и излучением, то из-за гравитационного притяжения между частицами  ее расширение может только замедляться. Для ускоренного расширения необходима субстанция с весьма странными свойствами.

Причину ускоренного расширения Вселенной принято называть темной энергией, причем по данным астрономических наблюдений, она составляет более 70 процентов всей материи во Вселенной, в то время как обычное вещество, из которого состоят галактики, составляет лишь 4 процента. Еще порядка 20 проц. приходится на темную материю, ответственную за проблему “скрытой массы”.

О свойствах темной  энергии мы расскажем в следующей заметке.