Всего шесть чисел. Главные силы, формирующие Вселенную

Вселенная может огромной быть,

Не только такою слыть.

Но ты бы по ней не скучала,

Если б ее не существовало.

Пит Хейн[27]

ЗАГЛЯДЫВАЯ В ПРОШЛОЕ

В нашей Вселенной большая часть массы представлена в виде темной материи, а не в виде обычных атомов. Но достаточно ли сделать число Ω точно равным единице, чтобы полностью обеспечить «критическую плотность»? Предполагаемого количества атомов в галактиках и их скоплениях для этого не хватает. Тем не менее темная материя, равномерно распространенная по Вселенной, не влияла бы ни на внутреннее движение внутри скоплений, ни на возникающее вследствие влияния скоплений преломление света, увеличивающее и искажающее изображения далеких галактик. В силу вышесказанного она была бы еще более неуловимой. Дополнительное вещество выдавало бы свое присутствие, только воздействуя на космическое расширение в целом. Следовательно, можем ли мы узнать, как меняется скорость расширения?

В принципе это, конечно же, возможно. Красное смещение отдаленного объекта указывает нам, как он двигался, когда испустил луч света, по сравнению с тем, как он движется сейчас. Оценивая красное смещение и расстояние до отдаленных галактик (или каких-либо других объектов), мы можем найти скорость расширения в более раннюю эпоху, и сравнение с нынешней скоростью может дать нам сведения о том, как она изменилась, если вообще менялась.

Любые изменения в скорости расширения будут настолько плавными, что их можно заметить по прошествии нескольких миллиардов лет, поэтому их нельзя обнаружить никак иначе, кроме как наблюдая за объектами, отстоящими от нас на несколько миллиардов св. лет. Само по себе это не вызывает никаких затруднений, потому что превосходные телескопы с десятиметровыми зеркалами могут «нырнуть» во времена, кода возраст Вселенной составлял всего одну десятую от сегодняшнего. Гораздо серьезнее проблема поиска отдаленных объектов, которые были бы достаточно стандартны и при этом выглядели бы иначе, чем соседствующие с ними области, потому что мы наблюдаем их на более раннем этапе эволюции.

Объекты, у которых проще всего обнаружить красное смещение, – это квазары, высокоактивные центры галактик. Они совершенно не годятся на роль «стандартных светил» – квазаров со схожим красным смещением (другими словами, находящихся на одинаковых расстояниях), поскольку демонстрируют широкий разброс наблюдаемой светимости. Куда хуже то, что мы их настолько плохо понимаем, что не знаем, как их внутренние характеристики могут меняться при старении Вселенной.

Сами галактики мы знаем несколько лучше, чем квазары (хотя они и не такие яркие), и сейчас можем наблюдать у них подобное красное смещение, но тут есть свои сложности. Во Вселенной столько же видов галактик, сколько животных в зоопарке, и они с трудом поддаются классификации. С возрастом галактики развиваются. Происходит это по нескольким причинам: звезды эволюционируют и гибнут; новые звезды формируются из газа; к галактикам могут добавиться новые звезды – после захвата более мелких соседей (это называется «галактическим каннибализмом»).

Галактики слишком сложны, значительно отличаются друг от друга, и мы по-прежнему их недостаточно хорошо знаем, чтобы они могли служить «стандартными светилами». Мы понимаем их гораздо хуже, чем отдельные звезды. Одиночные звезды чересчур тусклы, чтобы их можно было обнаружить на космологических расстояниях: наши телескопы могут найти только целые галактики, уловив общий свет от миллиардов отдельных звезд. Но некоторые звезды в пору умирания взрываются, образуя сверхновые, и в течение нескольких дней сияют почти так же ярко, как целые галактики, состоящие из миллиардов звезд.

ОХОТА ЗА ДАЛЕКИМИ СВЕРХНОВЫМИ