Карта Вселенной. Главные идеи, которые объясняют устройство космоса

Поэтому космологическая постоянная, хотя немного и неприятна, дала удобный способ согласования оценок омеги по данным COBE и измерений плотности галактик. Если бы значение этой постоянной равнялось 0,7, то все теоретические расчеты могли быть отлично согласованы, однако это означало бы, что нашу Вселенную ждет несколько иное и необычное будущее. Дело в том, что ему соответствует не только описанное выше неустойчивое состояние «на цыпочках», но и плоская геометрия на больших масштабах. При этом все искривления пространства-времени сглаживаются. Выше мы говорили лишь о содержимом Вселенной, однако стоит отметить, что еще до начала упомянутой «инвентаризации» массы и ее компонент предпринимались попытки независимым образом определить геометрию Вселенной. Астрономы использовали также стандартные свечи, чтобы выяснить, в каком пространстве мы живем — в плоском или искривленном. В 1961 г. протеже Хаббла Аллан Сэндидж опубликовал статью, в которой предлагалась программа астрономических наблюдений, нацеленная именно на измерения геометрии Вселенной для регистрации скорости ее расширения в настоящее время и ожидаемого замедления этого процесса. Проект был составлен целиком в контексте модели Вселенной без космологической постоянной и плотностью материи с омегой ниже критического значения, равного 1. В качестве обоснования своих предположений Сэндидж указывал, что Вселенная с не равной нулю космологической постоянной должна будет скорее ускоряться, а не замедляться^{10}

. Это ясное и дерзкое противопоставление двух вариантов реальности, ускорение против замедления и возможность существования модели в том или ином состоянии, описанная в статье Сэндиджа еще в 1961 г., было забыто на 35 лет, и даже сам автор не догадывался, что она содержит идеи, достойные Нобелевских премий.

Ключом к решению проблемы стало изучение сверхновых звезд. Сейчас они превратились в один из важнейших инструментов астрономических исследований вообще. Но ученым потребовалось детальней разобраться с их физикой, чтобы оценить возможность использования сверхновых в качестве стандартных свечей. Все собранные данные стали складываться в общую картину к 1985 г., когда астроном-наблюдатель из Калтеха Уоллес Сарджент совместно со своим бывшим аспирантом Алексом Филиппенко (который к этому моменту был постдоком в Беркли) сумели заметить очень интересные закономерности в спектрах многих сверхновых. Они предположили, что такие звезды относятся к единому классу и имеют схожие характеристики. Изменение видимых величин сверхновых типа Ia сразу после взрыва, а именно кривая блеска, очень однородно. А когда сверхновые находятся на пике яркости, в их спектре наблюдается отпечаток химического элемента — кремния, образующегося при взрыве. Именно эти свойства и позволили использовать сверхновые класса Iа в качестве стандартных свечей, поскольку они являются особо яркими объектами со стандартными характеристиками, что делает их удобным инструментом, чтобы вглядываться дальше во Вселенную и назад во времени.