4 октября 2011 года Нобелевский комитет объявил, что самая престижная в мире научная награда по физике будет вручена трем ученым - американцам Солу Перлмуттеру и Адаму Рису и австралийцу Брайану Шмидту. Все трое вошли в историю благодаря тому, что в 1998 году открыли удивительный факт: Вселенная не просто расширяется, а расширяется с ускорением.
Читая новость о том, что на расстоянии 13,1 миллиарда световых лет обнаружен самый удаленный объект во Вселенной, редкий читатель задумывается над тем, как это расстояние было измерено. Вместе с тем вопрос определения шкалы расстояний Вселенной является очень непростым.
В 20-е годы прошлого века ключевым в физике был вопрос статичности Вселенной. Еще в 1917 году Альберт Эйнштейн решил применить разработанную им теорию ко всей материи в космосе. Для этого он предположил, что на достаточно больших масштабах распределение этой самой материи во Вселенной можно считать однородным. Записав свои уравнения, Эйнштейн обнаружил неожиданный факт - у полученной системы не было стационарного решения, то есть Вселенная либо расширялась, либо сжималась.
Легендарный физик был против идеи нестатической Вселенной (он считал, что она имеет конечный постоянный радиус), поэтому поправил собственные уравнения, добавив туда параметр лямбда, который получил название космологической постоянной. Эта постоянная представляла собой некоторую "антигравитацию", которая должна была уравновесить взаимное притяжении материи остальной Вселенной. С этой поправкой с самого начала возникли трудности. В 1922 году советский математик Александр Фридман опубликовал в журнале Zeitschrift für Physik работу, в которой доказал, что решение Эйнштейна не является устойчивым. Фактически это означает, что малейшее возмущение способно вывести весь космос из равновесия. Позже идея о нестатичности Вселенной получила практическое подтверждение в работах Леметра и Хаббла, и великий Эйнштейн вынужден был смириться.
Базовым является метод тригонометрического параллакса. Дело в том, что при годичном движении Земли по эллиптической орбите звезда, неподвижная относительно Солнца, описывает на небе свой собственный эллипс размером поменьше. Полуоси этого эллипса позволяют определить расстояние до такой звезды. Главный недостаток этого метода, который астрономы использовали уже в XIX веке, заключается в том, что он работает только для относительно близких звезд - например, запущенный в 1989 году космический телескоп Hipparcos, оснащенный самым современным на тот момент оборудованием, смог измерить параллакс (и, следовательно, расстояние) до звезд, расположенных не дальше 1600 световых лет от Земли. Это менее процента диаметра Млечного Пути, поэтому для глобальной космологии такое измерение не подходит.
Прорыв в вопросе определения расстояния случился в 20-х годах прошлого века. В 1929 году в журнале Proceedings of the National Academy of Sciences появилась работа Эдвина Хаббла, в которой тот определял расстояния до туманностей. На тот момент они считались просто облаками газа и пыли внутри Млечного Пути (вообще, многие астрономы были уверены, что в космосе существует всего одна Галактика). Для своих нужд Хаббл использовал цефеиды - звезды, чья абсолютная звездная величина определяется периодом пульсации (теория цефеид была откалибрована по близким к Земле звездам такого типа, расстояние до которых было получено при помощи измерения геометрического параллакса). Наблюдая за туманностями, Хаббл обнаружил, что в них можно различить пульсирующие звезды - те же цефеиды, просто расположенные в этих туманностях.
Оценив видимую звездную величину этих звезд и сравнив ее с абсолютной, вычисленной по периоду колебаний, он обнаружил, что туманности на самом деле удалены от Земли на громадные расстояния - миллионы световых лет. Из этого он заключил, что туманности - суть отдельные галактики. Это, впрочем, было не главным открытием Хаббла - астроном обнаружил, что "радиальная скорость удаления галактик пропорциональна расстоянию до них" (кстати, примерно так называлась работа ученого). Коэффициент пропорциональности (в работе он был вычислен очень грубо) получил название постоянной Хаббла.
Позже выяснилось, однако, что речь в законе Хаббла идет все-таки не про скорость. Дело в том, что в своих первоначальных расчетах астроном полагал, что красное смещение исходящего от галактик света обусловлено исключительно эффектом Доплера. В 30-е годы, однако, теоретики выяснили, что причина у красного смещения в законе совершенно другая - расширение Вселенной. Все очень просто: пока электромагнитная волна летит через космос, пространство растягивается и волна прибывает к наблюдателю длиннее, чем была, когда покидала источник. Руководствуясь законом Хаббла, расстояния стали мерить просто в красном смещении, которое обозначают через z.
В общем, несмотря на то, что теоретическую основу для измерения расстояния по цефеидам заложил не Хаббл, он стал первым, кто применил его на практике (хотя, на самом деле, там очень мутная и неприятная история с Жоржем Леметром и его работой 1927 года в бельгийском Annales de la Societe scientifique de Bruxelles, которая характеризует американца не с лучшей стороны). Научное сообщество, в свою очередь, приняло закон Хаббла, а Эйнштейн вынужден был признать введение космологической постоянной (см. врез) "своей главной ошибкой".
Дело в том, что предел Чандрасекара равен примерно 1,4 солнечных масс, поэтому каждый раз взрывается тело примерно одинаковой массы, по примерно одинаковому механизму. Естественно предположить (на самом деле, почти так и есть), что характеристика сверхновой под названием кривая блеска - график зависимости абсолютной звездной величины от времени - будет всегда одинаковой. Сравнивая эту кривую с кривой видимой звездной величины, как и в случае с цефеидами, можно вычислить расстояние до двойной системы.
Основных трудностей при работе с подобным методом две. Во-первых, взрыв надо поймать как можно раньше - максимум кривой блеска находится рядом с ее началом. Во-вторых, рождения сверхновых на каждом шагу не происходят - в галактике в тысячу лет таких взрывов случается несколько штук, то есть, чтобы определять расстояния, используя сверхновые типа Ia, нужно иметь большую выборку галактик.
В 1988 году в Национальной лаборатории Лоренса в Беркли стартовал проект SCP (Supernova Cosmology Project - Космологический проект по сверхновым), руководителем которого стал Сол Перлмуттер. Цель у проекта была довольно амбициозной - ученые хотели измерить замедление Вселенной. Действительно, после Большого взрыва под воздействием гравитации галактики и их скопления должны были постепенно замедляться, что, в свою очередь, обязано отразиться на красном смещении излучения удаленных объектов.
Чтобы "ловить" сверхновые, ученые использовали специальную стратегию. В течение двух-трех дней в новолуние они наблюдали за несколькими тысячами галактик в разных регионах неба при помощи 4-метрового телескопа, снимая все на цифровую камеру. Спустя три недели они снова наблюдали за теми же регионами неба. Используя собственные технологии анализа изображений (многие из которых вообще придумывались на ходу), они сравнивали снимки и искали на них сверхновые. Время съемок было подобрано таким образом, что эти объекты оказывались близко к пику в смысле своих кривых блеска. За обнаружением сверхновой обычно следовали наблюдения на мощном телескопе в Чили.
Первые плоды эта технология начала приносить в 1992 году - астрономы обнаружили сверхновую с большим z, а к 1994 году количество таких сверхновых достигло семи. В этом же году австралиец Брайан Шмидт организовал собственный, соперничавший с SCP проект по поиску далеких сверхновых HZT (High-z Supernova Search Team - Команда по поиску сверхновых с большим красным смещением). В течение двух лет оба коллектива были заняты поиском сверхновых и анализом данных.
По словам самого Шмидта, они анализировали данные вместе с Адамом Рисом и никак не могли поверить тому, что у них получалось. Удаленные сверхновые оказались на четверть тусклее, чем предсказывала теория, однако это было не самое удивительное. Оказалось, что расширение Вселенной не замедляется - оно наоборот ускоряется. В очередной раз перепроверив данные, астрофизики решились на публикацию. В 1998 году в The Astrophysical Journal появились работы сразу двух проектов (тут и тут): HZT представило данные по 16 сверхновым, а SCP - сразу по 42-м. Ускоренное расширение появилось в обеих работах.
Дальнейшие события хорошо известны. Чтобы объяснить ускоренное расширение, физики ввели понятие темной энергии - загадочной субстанции, которая составляет 73 процента энергии-массы Вселенной. Сами уравнения с темной энергией вдруг оказались ужасно похожи на предложенную Эйнштейном космологическую постоянную, однако, эквивалентность этих двух объектов - вопрос, пока покрытый тайной. Еще один вопрос, который очень интересует физиков: почему воздействие массы и темной энергии на самом деле характеризуется величинами одного порядка? Наконец, что является источником этой самой темной энергии, ведь логичные на первый взгляд оценки этой величины с использованием, например, квантовой механики "мажут" на 155 порядков? На все эти вопросы ответов пока нет и не предвидится.
Надо сказать, что обе работы были подписаны именами десятков человек, однако, Нобелевский комитет, как это и бывает в таких случаях, наградил руководителей проектов - Сола Перлмуттера и Брайана Шмидта - и главного аналитика HZT Адама Риса. Они получат половину, четверть и четверть от премии, суммарный размер которой составляет 1,4 миллиона долларов, соответственно. Деньги и медали им вручат в декабре 2011 года.
Отдельно хочется заметить, что буквально за неделю до присуждения Нобелевской премии на arXiv.org появился препринт статьи, принятой к публикации все в том же The Astrophysical Journal. В ней ученые из Дании и Австралии предложили еще один способ измерения расстояний, который позволяет заглянуть туда, куда не позволяют сверхновые типа Ia - по активным ядрам галактик. До реального воплощения этот метод пока не довели, но кто знает, быть может, следующая революция в нашем понимании Вселенной уже совсем рядом? Было бы здорово.