Часто говорят, что когда Эйнштейн узнал о наблюдениях Хаббла 1929 года, обнаруживших расширение пространства, то назвал космологическую постоянную своей «величайшей ошибкой». Георгий Гамов вспоминал разговор, в котором Эйнштейн сказал об этом, но, учитывая склонность Гамова к литературным гиперболам, есть сомнения в надёжности этих воспоминаний. Но совершенно точно, что Эйнштейн выбросил космологическую постоянную из своих уравнений после того, как наблюдения показали, что его вера в статичную вселенную безосновательна. Спустя много лет он заметил, что если бы «хаббловское расширение было обнаружено в момент создания общей теории относительности, то космологическая постоянная никогда не была бы введена». Но «задний ум» не всегда крепок; иногда он может затуманить исходную идею. В 1917 году в письме, написанном физику Виллему де Ситтеру, Эйнштейн высказался более подробно:
…
В любом случае остаётся один вопрос. Общая теория относительности позволяет включить космологическую постоянную в полевые уравнения. Однажды наши настоящие знания об устройстве неподвижного звёздного неба, явные движения неподвижных звёзд и положение спектральных линий в зависимости от расстояния, возможно, станут достаточными для эмпирического разрешения вопроса о том, равна нулю или нет космологическая постоянная. Убеждённость — мощная пружина, но ненадёжный судья.
Восемьдесят лет спустя космологический проект «Supernova cosmology», возглавляемый Солом Перлмуттером, и поисковая группа «High-Z Supernova», возглавляемая Брайаном Шмидтом, пошла именно по такому пути. Они аккуратно изучили плотность спектральных линий — свет, испущенный удалёнными звёздами, — и, как предсказывал Эйнштейн, смогли на основе опытных данных изучить задачу, чему равна космологическая постоянная.
К удивлению многих они обнаружили, что нулю она не равна.
Космическая судьба
Когда астрономы приступили к работе, ни одна из исследовательских групп не ставила своей целью измерить космологическую постоянную. Фокус был направлен на измерение другого космологического свойства — скорости замедления расширения пространства. Обычное гравитационное притяжение притягивает объекты друг к другу всё ближе и ближе, поэтому скорость расширения падает. Точная величина темпа замедления играет ключевую роль в предсказании того, как будет выглядеть Вселенная в далёком будущем. Сильное замедление означает, что в какой-то момент расширение прекратится, после чего пойдёт обратный процесс и начнётся период пространственного сжатия. В результате непрекращающегося сжатия произойдёт Большой хлопок — явление, обратное Большому взрыву, — или возможно отскок, как в циклических моделях, рассмотренных в предыдущей главе. Если замедление небольшое, то развязка будет совсем другая. Подобно мячу, который на большой скорости может преодолеть притяжение Земли и полететь дальше, при достаточно высокой скорости пространственного расширения и достаточно малом темпе замедления пространство может расширяться вечно. Измеряя космическое замедление, вышеназванные исследовательские группы пытались определить окончательную судьбу космоса.
Подход каждой группы был прост: измерить насколько быстро пространство расширялось в некоторые моменты в прошлом и, сравнив эти скорости, определить темп замедления расширения в течение всей истории развития Вселенной. Отлично! Но как это сделать? Подобно многим вопросам в астрономии, всё свелось к тщательному наблюдению света. Галактики подобны сигнальным огням маяков, чьё движение отражает пространственное расширение. Если бы мы могли определить насколько быстро галактики удалялись от нас в тот давний момент, когда они излучили свет, что сейчас дошёл до нас, мы смогли бы определить, как быстро расширялось пространство в различные моменты в прошлом. Сравнивая эти скорости, можно было бы узнать темп космического замедления. В этом и состоит главная идея.
Для проработки всех подробностей необходимо решить два основных вопроса. Как на основе современных наблюдений за удалёнными галактиками можно определить расстояния до них, и как мы можем измерить скорость их движения? Начнём с расстояния.
Расстояние и яркость
Одной из самых старых и важных проблем в астрономии является определение расстояний до небесных объектов. Метод параллакса — один из самых первых способов определения расстояния, можно объяснить даже пятилетнему ребёнку. Дети обычно (моментально) приходят в восторг, когда, смотря на какой-нибудь предмет, поочерёдно закрывая то один, то другой глаз, обнаруживают, что предмет начинает прыгать с место на место. Если вам уже не пять, попробуйте так поэкспериментировать с этой книгой, сфокусировав взгляд на какой-нибудь угол. Прыжки происходят потому, что наши глаза расположены на некотором расстоянии друг от друга, а следовательно, смотрят на предмет под разными углами. Для предметов, расположенных далеко, сдвиг менее заметен, потому что разница в углах уменьшается. Это простое наблюдение можно описать количественно, установив точную связь между разницей в угле между лучами зрения обоих глаз — параллаксом — и расстоянием до объекта, на который вы смотрите. Однако не беспокойтесь о деталях — ваша зрительная система делает это автоматически. Именно поэтому вы видите мир в 3D.