Лямбда

.

Вернемся в прошлое. В 1917 году Альберт Эйнштейн увидел, что Вселенная по сути нестабильна. Эйнштейн решил добавить в свои уравнения греческую букву лямбду, обозначавшую космологическую постоянную, чтобы уравнения допускали пространственно-однородное статическое решение. Я уже упоминал ее выше, а также и то, что ее иногда называют лямбда-член.

По мнению Эйнштейна, во Вселенной должно было быть что-то такое, что не позволяет ей обрушиться – во Вселенной, полной материи, которая притягивает другую материю с помощью гравитации. Считается, что космологическая постоянная была введена Эйнштейном для того, чтобы уравнения допускали пространственно-однородное статическое решение. После открытия Хабблом доказательств расширения Вселенной больше не требовалась лямбда, и Эйнштейн от нее отказался. Но игнорировать полностью лямбду-член было нельзя, она оставалась в уравнении. И лямбду приравняли к нулю.

Именно так и делали несколько поколений наблюдателей и теоретиков. Иногда ее вообще не упоминали, иногда говорили: «Предположим, что Λ = 0». Достоверных указаний на отличие космологической постоянной от нуля очень долго не было, поэтому она рассматривалась в общей теории относительности как необязательная величина, наличие которой зависит от эстетических предпочтений автора. Для большинства наблюдателей и теоретиков лямбда была – и одновременно ее не было. Она будто находилась в параллельном измерении, как призрак на чердаке. Однако то, что она не требовалась, совсем не значило, что ее нельзя разбудить, и время от времени теоретики это делали.

Например, Герман Бонди и Томас Голд, а отдельно от них Фред Хойл, которые пытались создать новую модель Вселенной. Бонди и Голд называли ее «гипотетическим и широко обсуждаемым космологическим термином». Как и Эйнштейн, они не знали, что это, но дали ей ненулевое значение, потому что должно существовать что-то, подпитывающее расширение. Но затем теория Большого взрыва была подтверждена в частности через открытие реликтового излучения, и необходимость в «космологической постоянной», как стали называть лямбду-член, отпала. С другой стороны, нельзя сказать, что лямбда умерла вместе с теорией стационарной Вселенной, скорее, произошло нечто подобное вылету души из мертвого тела.
Затем лямбда стала связываться с квазарами, классом одних из самых ярких в видимой Вселенной астрономических объектов, мощность излучения которых иногда в десятки и сотни раз превышает суммарную мощность всех звезд в галактиках типа нашей. Слово происходит от двух латинских слов, которые переводятся как «квазизвездный», или «похожий на звезду», и английского «радиоисточник», из которого взяли только первую букву, ставшую последней в слове «квазар», то есть получается «похожий на звезду радиоисточник».

 

В оптическом диапазоне квазары похожи на звезды, но создают радиоизлучение. Однако это излучение считалось сильным только вначале (первый квазар был обнаружен в конце 1950-х), 90 % открытых к настоящему времени квазаров не создают сильного радиоизлучения. Предполагается, что квазары являются мощными активными ядрами галактик. Существует теория о том, что квазары представляют собой галактики на начальном этапе развития, в которых массивная черная дыра поглощает окружающую материю. Очень сложно определить точное число обнаруженных на сегодняшний день квазаров. Это объясняется одновременно и постоянным открытием новых, и отсутствием четкой границы между квазарами и другими типами галактик. В 1987 году говорили про 3594 квазара. В 2005 году астрономы заявили уже о 195 000 квазаров.
Однозначно можно сказать, что это мистические источники огромной энергии, удаленные от нас на колоссальные расстояния. Об их связи с лямбдой впервые было сказано в 1967 году, когда в «Астрофизическом журнале» была опубликована статья «Квазизвездные объекты с ненулевой космологической постоянной». Тогда ученые пытались разобраться с некоторым непостоянством в поведении квазаров. Космологические модели с космологической постоянной предлагалось использовать для объяснения некоторых свойств распределения квазаров. Но по мере того как эволюция квазаров становилась понятнее, необходимость в лямбде снова отпала. О космологической постоянной опять вспомнили в 1975 году при изучении эллиптических галактик и возможности их рассмотрения как «стандартных свечей». То есть, если считать Эйнштейна, лямбду-член пытались использовать четыре раза.
Затем появилась инфляционная теория, и если ученые так и не смогли прийти к согласию по поводу инфляционной модели, они в общем и целом согласились, что существование такой модели возможно. При этом получалось, что количество материи во Вселенной равно критическому, которое не дает ей обрушиться. Но у сторонников инфляционной теории возникла проблема: наблюдатели постоянно находили доказательства того, что количество материи во Вселенной составляет всего 20 % от критического. Одну пятую часть! Или, может, наблюдатели упускают 80 % Вселенной? Не видят их по каким-то причинам?
Ученые пришли к выводу, что при таком несовпадении возможны два варианта. И в первую очередь в голову приходит мысль, что недостающая часть материи находится в такой форме, что астрономы просто еще не научились ее обнаруживать. В 1982 году научное сообщество лишь недавно согласилось с убедительностью доказательств существования темной материи, а теоретики все еще работали над тем, как вставить темную материю в структуру и эволюцию Вселенной. Может, наблюдатели просто ошибались, и более точные наблюдения с помощью усовершенствованных инструментов помогут разобраться с несоответствием? Говорили и о неких «теоретических предрассудках», которые следовало согласовать с имеющимися данными, о некоей частице, которая осталась со времени Большого взрыва, и о «реликтовой космологической постоянной».
Вопросом космологической постоянной заинтересовался Джим Пиблс, который доверял наблюдениям гораздо больше, чем большинство теоретиков. Вместе с астрономом Марком Дэвисом он занимался измерением скоростей галактик, в совместной статье, опубликованной в 1983 году, они сделали выводы о массах галактик и попытались вывести плотность Вселенной. Пиблс пришел к выводу, что количество материи составляет 20 % от критического (то есть омега = 0,2). В следующем году Пиблс написал статью «Проверка космологических моделей, сдерживаемых инфляцией», в которой представил собственную теоретическую интерпретацию собранных данных. Если омега равна 0,2, а лямбда равна 0, то мы лишаемся привлекательного инфляционного объяснения гомогенности, или однородности Вселенной. Пиблс выступал против нулевой космологической постоянной: если бы мы сами строили Вселенную, то не стали бы вводить никакой нулевой космологической постоянной. Он подвергся критике за эту статью.
Наблюдения продолжались, накапливалось все больше доказательств низкой плотности материи во Вселенной, в особенности при изучении галактик в больших масштабах, на которое в частности опирался Джим Пиблс. Стало появляться все больше статей о низкой плотности материи во Вселенной и не-нулевой космологической постоянной.
Летом 1996 года праздновалось 250-летие Принстонского университета. В рамках торжеств проходила конференция, на которую съехались ведущие космологи мира для обсуждения самых важных проблем отрасли. Естественно, нельзя было не затронуть вопрос процентного содержания материи во Вселенной. По этому вопросу проводились дебаты, модератором на которых выступал Боб Киршнер. Он попросил высказаться Сола Перлмуттера, который также приехал на конференцию. К этому времени руководимая им группа «Сверхновые для космологии» уже могла показать предварительные результаты по первым семи сверхновым, он привез эти данные для представления коллегам. И эти первые семь сверхновых соответствовали Вселенной, в которой омега равна 1, а лямбда 0. Сол Перлмуттер также заявил, что космологическая постоянная просто не нужна. Тогда Джим Пиблс назвал его «убийцей лямбды».
Группа Перлмуттера опубликовала данные по первым семи сверхновым в августе того же года в «Астрофизическом журнале». У них получилось, что омега = 0,88, а учитывая возможные ошибки, вполне можно было считать, что она равна 1. Но эта интерпретация совершенно не соответствовала данным, полученным группой «Сверхновые для космологии» в дальнейшем.
Теперь они занимались исследованиями с телескопа «Хаббл», космического телескопа на орбите, а не на поверхности Земли, что дает возможность регистрировать электромагнитное излучение в диапазонах, в которых земная атмосфера является непрозрачной; то есть ему не мешает земная атмосфера, поглощающая некоторые лучи. Разрешающая способность телескопа в 7–10 раз выше, чем была бы у аналогичного устройства, расположенного на поверхности Земли. Все значимые открытия в астрономии за последние 20 лет сделаны на основе данных, полученных с помощью «Хаббла», работающего с 1990 года.
Данные по двум сверхновым, исследованных с помощью «Хаббла», были опубликованы в «Астрофизическом журнале» в июле 1997 года, и группа, работающая по проекту «Сверхновые для космологии», доверяла им гораздо больше, поскольку точность сведений с космического телескопа значительно превосходила данные, полученные с помощью наземной аппаратуры. В 1996 году Перлмуттер нанял астронома Питера Нугента, который только что защитил диссертацию по сверхновым типа Ia, и поручил ему фотометрический анализ двух сверхновых, открытых с помощью «Хаббла». На основе данных фотометрии и спектроскопии Нугент построил графики, которые показали, что яркость двух открытых сверхновых в 1,6 раза слабее, чем ожидалось. Разница между ожидаемым и полученным была внушительной. Но Нугент не отвечал в команде за определение лямбды и омеги.
Остальные члены группы поняли, что данные по двум сверхновым, полученные с помощью телескопа «Хаббл», идут вразрез с более ранними, которые говорили о том, что омега равна 1, а вся Вселенная полна материи. Группе теперь следовало определиться с тем, какие данные публиковать. Ученые вернулись к некоторым сверхновым, открытым в прошлом, считая, что для окончательных выводов у них недостаточно наблюдений. Однако схожесть результатов по сверхновым 1996 и 1997 годов, открытых с помощью «Хаббла», усилила уверенность членов команды в том, что данные 1997 года являются правильными. Один из членов команды заявил Нугенту, что члены проекта «Сверхновые для космологии» будут выглядеть плохо в глазах общественности, если после открытия каждой сверхновой будут менять показания. Самого Нугента беспокоило столь существенное различие в показаниях. В статье 1997 года, которую в первую неделю октября сдали в журнал Nature, команда указала, что новые данные измерений заставляют предположить, что мы, возможно, живем во Вселенной, где масса материи значительно меньше, чем предполагалось.

Конкуренты из группы поиска далеких сверхновых под руководством Брайана Шмидта тоже подготовили статью, она появилась в Интернете 13 октября. В ней рассказывалось о сверхновых, которые члены группы High-z открыли с помощью «Хаббла». И их показания также говорили о том, что одной материи недостаточно для «производства Вселенной». Похоже, что обе группы на этом этапе подошли к решению вопроса, который и мотивировал исследование ими сверхновых, – судьбе Вселенной.
Если космологической постоянной не существует, то омега имеет низкое значение, а Вселенная открыта, и ей предстоит расширяться всегда. Но даже если космологическая постоянная есть, значение омеги все равно является низким, Вселенная плоская, а расширение Вселенной замедляется вплоть до виртуальной остановки, но она не разрушается. В любом случае расширение Вселенной может продолжаться вечно. Американское Астрономическое Общество пригласило представителей обеих групп на свое заседание и предложило поучаствовать в пресс-конференции в январе 1998 года. Организаторы посчитали, что судьба Вселенной привлечет большую аудиторию. Обе группы согласились. Но оставался вопрос: космологическая постоянная есть или нет?
Герсон Голдхабер считал, что она есть в любом случае. Он представил коллегам гистограммы, в которых использовал данные по всем сверхновым, причем одна гистограмма была составлена для Вселенной без лямбды, а вторая – для Вселенной с омегой и лямбдой (плоской Вселенной). Просматривалась определенная тенденция: чем больше сверхновых анализировала группа, тем ниже получалось значение омеги.
Через две недели эту тенденцию отметили в другой группе. Они признались, что их больше всего беспокоит расхождение данных по первым семи сверхновым, которым была посвящена предыдущая статья их команды, и следующим 31 сверхновой, которые также показывали, что значение омеги уменьшается. Члены группы снова проанализировали данные по первым семи сверхновым и пришли к выводу, что пять из них точно являются одними из наиболее ярких. Но дюжины более тусклых сверхновых толкали значение омеги вниз. Гистограмма показывала, что в большинстве случаев значение омеги равно 0,2.
14 декабря 1997 года Голдхабер представил свои находки на семинаре в Институте теоретической физики при Калифорнийском университете в Санта-Барбаре. На этом семинаре он долго спорил с Киршнером, который в то время занимался научной работой в Калифорнийском университете, получив для этого годичный отпуск в Гарварде. Голдхабер уверенно заявил, что омега может равняться 0,2 только при наличии лямбды.
В то же время предварительные результаты представил общественности и Сол Перлмуттер. Он выступал на физическом факультете Калифорнийского университета в Сан-Диего, потом в Беркли, и наконец в Санта-Крузе. Он тоже говорил о низком значении омеги и о том, что последние открытия могут иметь поразительные последствия для физики. В Санта-Крузе астрофизик Джоэл Примак, прослушав доклад Перлмуттера, согласился, что последствия будут потрясающими, – но только если все сказанное окажется истинным.

Комментарии закрыты.