СТРАТЕГИЯ УСКОРЕНИЯ Одним из самых важных открытий конца 90-х годов стало обнаружение ускорения расширения Вселенной. Несмотря на крайнюю необычность такого открытия, оно практически моментально было признано большинством космологов. Это связано как с высокой достоверностью наблюдательных результатов, так и с тем что открытие не было полной неожиданностью для ученых: все необходимые понятия и идеи уже были разработаны на протяжении многих лет. После всеобщего принятия модели Большого взрыва на основе наблюдения разбегания галактик, открытого Хабблом в 20-е годы, и на основе исследования реликтового фона, открытого Пензиасом и Вилсоном в середине 60-х (за что им была позже присуждена Нобелевская премия по физике), основной задачей космологии стало определение главных параметров: полной плотности Вселенной, $\Omega$, плотности вещества, $\Omega_m$, плотности барионов, $\Omega_b$, постоянной Хаббла, $h$, и др. Постоянная Хаббла определяет темп расширения Вселенной. Скорость далекой галактики, v, связана с расстоянием до нее, r, с помощью этой постоянной простейшим уравнением: v=hr. Чем дальше галактика от нас, тем быстрее она от нас удаляется. Другой параметр -- полная плотность -- определяет геометрию Вселенной. Барионная плотность связана с обычным веществом, например входящим в звезды. Эти параметры можно определить из наблюдений реликтового излучения (в нем отпечатались свойства очень молодой Вселенной), определения расстояний до далеких объектов, изучения химической эволюции галактик, а также из расчетов и наблюдения крупномасштабной структуры Вселенной (см. рис). Разумеется, необходимо согласие между измерениями и расчетами, проведенными по разным методикам разными группами исследователей. Все эти наблюдения и расчеты указывали на две интересные особенности: полная плотность Вселенной оказывалась несколько больше плотности вещества и возраст Вселенной оказывался слишком маленьким. Именно рассмотрение этих двух особенностей сделало открытие ускорения расширения Вселенной ожидаемым, поэтому обсудим их поподробнее. Возраст Вселенной находится по постоянной Хаббла - величине, определение которой с достаточной точностью являлось па протяжении почти всего XX века одной из ключевых проблем наблюдательной космологии. Первые определения этой величины самим Хабблом были обескураживающими - из значения 500 км/(с Мпк) выходило, что нашей Вселенной порядка 2 млрд. лет., что меньше даже возраста Земли. Ошибку, правда, нашли сравнительно быстро, и значение постоянной Хаббла на долгое время зафиксировалось на уровне 50-100 км/(с Мпк). Разброс в возрасте составлял от 10 до 20 млрд. лет. Возраст же самых старых звезд оценивается в 16 млрд. лет (новые оценки сделаны благодаря исследованиям на спутнике Hipparcos). Сравнительно новые данные с космического телескопа позволили сузить интервал в значениях хаббловской постоянной до 60-80 км/(с Мпс). Соответствующий возраст Вселенной оказывается хоть немного, но все же меньше возраста самых старых звезд. В рамках модели Вселенной, заполненой лишь известными физике типами вещества (видимого или темного), это противоречие преодолеть не удается. Полная плотность Вселенной определяется всей массой (и энергией, в соответствии с общей теорией относительности) во Вселенной. Масса может создаваться обычным веществом, т.е. барионами -- протонами и нейтронами (электроны почти в 2000 раз легче протонов и нейтронов, поэтому их вкладом можно пренебречь, хотя их количество примерно равно количеству протонов), темным веществом (оно наблюдается только по своему гравитационному действию), которое называют холодным, если оно состоит из тяжелых частиц, или горячим, если оно состоит из легких частиц, например нейтрино, кроме этого масса может создаваться различными физическими полями и вообще всем, обладающим энергией. Т.о. вклад в массу может вносить материя в самых различных формах, поэтому неудивительно, что среди важнейших космологических параметров мы видим плотности различных составляющих Вселенной. Все они важны. Из барионного вещества состоят звезды, межзвездная среда, да и мы с вами тоже состоим из барионов. Темного вещества гораздо больше чем обычного, барионного. Поэтому жизнь Вселенной на больших масштабах (сотни миллионов световых лет) определяется в большой мере гравитационным вкладом именно темной материи. И наконец вклад физических полей ответственен за тему нашей статьи -- ускорение расширения Вселенной. По современным наблюдениям полная плотность Вселенной близка к критической, что принято выражать как $\Omega \sim 1$, выражая плотность в единицах критический. Критическая плотность соответствует плоской Вселенной и равна примерно $10^{-29} г/см^3$ (если плотность больше критической, то кривизна Вселенной положительна, если меньше -- отрицательна). Плотность, определяемая барионами, оказывается равной $\Omega_b \sim 0.01$, темная материя в скоплениях галактик (см. Звездочет 1995 N7) дает вклад порядка $\Omega \sim 0.4$. Следовательно остается примерно половина массы Вселенной, которая определяется чем-то науке незвестным и при этом равномерно распределенным во Вселенной. После того, как численные расчеты крупномасштабной структуры Вселенной показали, что ни горячая, ни холодная темная материя не могут как следует объяснить эту равномерно размазанную половину массы Вселенной, стало популярным связывать эту часть массы с т.н. $\Lambda$-членом. $\Lambda$-член был введен, как известно, еще Эйнштейном, для того, чтобы сделать Вселенную стационарной. Применив после создания Общей теории относительности уравнения этой теории ко Вселенной вцелом, Эйнштейн с удивлением обнаружил нестационарность нашего мира: Вселенная должна или сжиматься, или расширяться. Это происходило еще до наблюдений Хаббла, и идея стационарности была довольно прочно укоренена в сознании людей. От стационарности Вселенной наука отказалась (благодаря работам Александра Фридмана это произошло даже до открытия расширения Вселенной), а вот сам $\Lambda$-член пригодился в космологии более позднего периода, хотя физика, связанная с происхождением $\Lambda$-члена остается неизвестной. Ренессанс для $\Lambda$-члена начался в связи с измерениями постоянной Хаббла (т.е. скорости расширения Вселенной), которые указывали на относительную молодость нашего мира. Что вступало в противоречие с оценками возраста наиболее старых звезд. $\Lambda$-член обладает удивительным свойством: он вносит положительный вклад в массу, но отрицательный вклад в давление. Тут нужно отметить, что в Общей Теории Относительности источником гравитационных сил является не только масса (как в ньютоновской теории), но и давление (отметим, что по размерности давление есть ни что иное как плотность энергии). Соответственно, отрицательное давление может приводить к гравитационному отталкиванию - явлению, совершенно немыслимому в ньютоновской теории тяготения. И вот, современные наблюдения позволили не только хорошо оценить вклад $\Lambda$-члена в полную плотность Вселенной, но и показать, что этот вклад настолько велик, что "расталкивание" превосходит притяжение, и Вселенная расширается с ускорением. Открытие ускорения расширения связано с наблюдениями космологических, т.е. очень далеких, сверхновых типа Ia. Сверхновые делятся на несколько типов, и для наших наблюдений важны те, которые обладают свойством "стандартной свечи", т.е. имеют примерно одинаковую светимость в максимуме блеска. Тогда по наблюдениям блеска можно немедленно определить расстояние до галактики, в которой вспыхнула сверхновая. Именно сверхновые Ia обладают этим свойством. По всей видимости этот тип сверхновых связан с коллапсом белого карлика в тесной двойной системе после того как на него перетекло значительное количество вещества звезды-соседки. Такие сверхновые встречаются не только в спиральных и неправильных галактиках (как сверхновые II типа, связанные с взрывами массивных звезд), но и в эллиптических, где молодых звезд просто нет (а все массивные звезды молодые, т.к. живут они всего несколько миллионов лет). Это указывает на то, что прародителями сверхновых типа Ia являются старые объекты - белые карлики в тесных двойных системах (о них см. Звездочет N12, 1995 г.). После взрыва на месте массивной звезды остается нейтронная звезда или черная дыра (белые карлики скорее всего взрываются без компактного остатка) и расширяющаяся туманность (см. рис). Известная Крабовидная туманность является остатком взрыва массивной звезды, который произошел около 1000 лет назад. Сразу две независимых группы наблюдателей: Проект космологических сверхновых под руководством Перлмуттера (S. Perlmutter) и Команда по поиску сверхновых на больших красных смещениях, получили сходные результаты, наблюдая космологические сверхновые типа Ia. Используя разные методы анализа и разные наблюдения обе группы ученых показали наличие ускорения расширения Вселенной. Наблюдения космологических сверхновых позволяют измерить разность $\Omega_{\Lambda} - \Omega_m$, т.к. именно эта величина характеризует превосходство "расталкивания" над притяжением. При этом удалось также получить оценку вклада $\Lambda$-члена, который оказался порядка $\Omega_{\Lambda} \sim 0.85 \pm 0.2$. Таким образом эти наблюдения позволяют определить темп расширения и его ускорение. Кроме этих наблюдений, исследования реликтового излучения позволяют определить сумму $\Omega_{\Lambda} + \Omega_m$, т.е. геометрию Вселенной в момент, когда вещество рекомбинировало и реликтовые фотоны получили возможность свободно странствовать по Вселенной. Произошло это примерно через 300 000 лет после начала расширения, т.е. после Большого взрыва, когда температура упала настолько, что протоны и электроны объединились в нейтральные атомы, и вещество благодаря этому стало прозрачно. Эпоха рекомбинации соответствует красному смещению, z, около 1500, поэтому максимум в спектре реликтового излучения находится в области сантиметровых волн. Реликтовое излучение является отпечатком ранней Вселенной, донеся до нас информацию об условиях спустя 300 000 лет после начала расширения, так же как отпечатки ископаемых животных позволяют изучать фауну далекого прошлого Земли. Пересечение двух измерений в совершенно разных подходах позволяют с достаточно хорошей точностью определить и $\Omega_{\Lambda}$ и $\Omega_m$ (см. рис. 1). Теперь остановимся кратко на том, как космологическая постоянная изменит наши сегодняшние представления о прошлом и будущем Вселенной. Прежде всего, несколько изменятся оценки ее возраста. Ведь он определялся по постоянной Хаббла, а она характеризует скорость расширения. Если Вселенная расширяется с ускорением, значит темп ее расширения в прошлом был меньше, чем ранее предполагалось, а это значит, что ее возраст несколько больше, чем давали предыдущие оценки. Таким образом, введение $\Lambda$-члена позволяет "увеличить возраст" Вселенной, что снимает противоречия с наблюдениями звезд и звездных скоплений, чей возраст оказывался больше возраста Вселенной в модели холодной темной материи. Наличие космологической постоянной существенно меняет наши представления о возможных сценариях развития Вселенной в будущем. При нулевом $\Lambda$ - члене все определяется общей плотностью Вселенной $\Omega$ и возможно три сценария: вечное расширение, если $\Omega <1$; смена расширения сжатием, если $\Omega >1$; и промежуточный вариант плоской Вселенной с $\Omega =1$. Поскольку, как уже говорилось, плотность нашей Вселенной близка к критической, вопрос считался открытым. Однако при наличии $\Lambda$- члена вызываемые им силы гравитационного отталкивания могут привести к вечному расширению даже при плотности больше критической. Оказывается, что критерий этого очень прост: если величина $\Lamda$ -члена превышает удвоенную плотность обычного вещества, то вечное расширение становится неизбежным. Для нашей Вселенной, в которой более половины массы по-видимому "сидит" в $\Lambda$- члене этот критерий выполняется с большим запасом. То есть мы можем сделать вывод, что наша Вселенная будет расширяться вечно вне зависимости от того, является ли ее плотность на самом деле больше или меньше критической. Можно пояснить это такой аналогией. Раньше рассматривалось три варианта эволюции Вселенной (см. рис. 2), которые сопоставлялись с бросанием камня со скоростью больше, меньше или равной второй космической. Соответственно, если камень падает обратно на Землю, то это значит, что "Земля слишком тяжелая", что аналогично плотности Вселенной, превышающей критическую. Тогда наш мир будет расширяться все медленнее и медленнее, и наконец расширение сменится сжатием. Если камень навсегда покидает планету, то стало быть "планета недостаточно тяжелая", чтобы его удержать. Это аналогично маленькой плотности Вселенной, что приводит к вечному расширению. Теперь же бросается не камень, а ракета с двигателем с малой тягой. И по мере того как ракета удаляется от Земли и сила притяжения ослабевает вклад от работы двигателя становится все больше и больше (можно усложнить картину, и добавить тот факт, что двигатель начинает работать мощнее). И в конце концов ракета навсегда покидает Землю, даже если она была изначально брошена со скоростью меньшей второй космической. Это аналогично Вселенной с плотностью вещества немного меньшей критической, но с существенным вкладом $\Lambda$-члена. В последнем случае Вселенная несмотря на большую полную плотность (теперь уже учитываем не только вещество, но и $\Lambda$-член) будет вечно расширяться, т.к. "двигатель" $\Lambda$-члена "разгонит ракету" и унесет ее прочь в бесконечность. Этот вывод может быть подвергнут сомнению только в том весьма экзотическом случае, когда космологическая "постоянная" - на самом деле не постоянна и может уменьшаться со временем. Впрочем, такие сценарии уже появились в работах теоретиков и в скором времени могут стать предметом экспериментальной проверки. В ближайшие несколько лет планируется запуск нескольких спутников, предназначенных для исследования реликтового излучения (его еще называют космическим микроволновым фоном, а термин "реликтовое излучение" был введен И.С. Шкловским). Это европейский спутник Planck, американский MAP и др. Именно от них ожидаются новые серьезные наблюдательные результаты в космологии, т.к. свойства этого фонового излучения позволяют непосредственно измерять параметры Всленной, когда она была еще очень-очень молода. Конечно, наблюдения реликтового излучения проводятся и с помощью наземных или баллонных экспериментов (в том числе из околополярных областей планеты), в которых наблюдательные прибора устанавливают на высотных аэростатах, но после чрезвычайно успешной миссии американского спутника COBE (см. рис 4) нет никаких сомнений, что именно космический эксперименты внесут решающий вклад в данной области астрофизики. Планируется создание спутника для подобных исследований и в нашей стране. Это будет продолжение эксперимента "Реликт", в рамках которого аппаратура уже работала на околоземной орбите. Наблюдают реликтовый фон и на гигантском радиотелескопе РАТАН-600 на Северном Кавказе (в 1999 г. у телескопа был юбилей). Кроме этого существует итальянско-российский проект SPOrt, который будет работать на Международной космической станции. Так что во всем мире наблюдательная космология является одной из бурно развивающихся наук. Подведем итоги. Развеялся миф о том, что расширение нашей Вселенной замедляется, и возможно только три сценария: вечное расширение, если $\Omega <1$; смена расширения сжатием, если $\Omega >1$; и промежуточный вариант плоской Вселенной с $\Omega =1$. Появился на свет четвертый вариант, когда даже если $\Omega >1$ Вселенная будет расширяться вечно, т.к. основной вклад в $\Omega$ делает не обычное вещество, и не загадочная темная материя, а еще более удивительный $\Lambda$- член, физика которого так и не понята учеными, несмотря на большое количество весьма остроумных гипотез. Подписи к рисункам. Рис. 1. Два подхода (сверхновые, SNIa, и наблюдения реликтового фона, CMD Anisotropy) позволяют определить вклады материи и $\Lambda$-члена в плотность Вселенной. Рис. 2. Зависимость "размера Вселенной" от времени. К трем привычным сценариям добавляется сценарий с ускорением. Рис. 3. Остаток взрыва сверхновой Vela. Рис. 4. Неоднородности реликтового фона по наблюдениям спутника COBE. Рис. 5. Результаты моделирования крупномасштабной структуры с учетом $\Lambda$-члена (из работы А. Клыпина, А. Кравцова и А. Хохлова). Мы благодарим аспиранта ГАИШ Вадима Устянского за помощь в подготовке иллюстраций. Сергей Попов (ГАИШ МГУ, интересы: астрофизика высоких энергий) Алексей Топоренский (ГАИШ МГУ, интересы: космология ранней Вселенной)