Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии

В конце 1980‐х гг. появилось множество теоретических исследований, дополняющих теорию, для которой невозможно было найти никаких эмпирических доказательств, хотя она и обладала огромной математической привлекательностью. Удалось показать, каким образом космические струны могут преобразовываться в результате вибраций, приводящих к обрыву кусочка струны, что делает возможным существование струн любых размеров. Они, как предполагалось, должны осциллировать со скоростями, близкими к скорости света, и испускать гравитационные волны – всплески пространства-времени. В результате вибрации и испускания энергии они могут полностью раствориться. Если их не удастся найти, то – как и монополи – они, без сомнения, обретут поддержку со стороны тех, кто сумеет показать, почему они исчезли или что они и правда существуют, но являются значительно более тонкими, чем ожидалось. Как их можно обнаружить? Поскольку струны распространяют гравитационные волны, их можно обнаружить косвенным образом в ходе более общих экспериментов, предусматривающих их отслеживание. Предполагалось, что наиболее многообещающим способом регистрации струн является гравитационное линзирование, поскольку галактика, находящаяся за длинной космической струной, предположительно, должна будет представляться в виде двух одинаковых изображений по обе стороны от (невидимой) струны. Обнаружение такого эффекта позволит рассчитать массу, приходящуюся на единицу длины струны. Первая серьезная заявка на обнаружение именно такого гравитационно-линзового эффекта (который отличается по характеру от линзирования, вызванного компактным гравитационным посредником) была представлена в 2005 г. в статье М. В. Сажина, сотрудника Астрономического института им. П. К. Штернберга (Москва) и Астрономической обсерватории Каподимонте (Неаполь). Он и его коллеги, работая на телескопе VLT в Европейской южной обсерватории на горе Серро-Параналь (Чили), обнаружили двойное изображение объекта CSL-1. Два изображения казались столь похожими друг на друга, что (если это действительно случай линзирования) это не могло быть вызвано действием обычной компактно сконцентрированной в пространстве материи, занимающей положение между нами и источником37.

УСКОРЕННОЕ РАСШИРЕНИЕ И ТЕМНАЯ ЭНЕРГИЯ

В наступившем XXI веке инфляционные теории оказались в центре внимания, несмотря на ворчливое брюзжание нескольких действующих астрономов, с глубоким подозрением относящихся к вторжению в их область сторонних специалистов, вышедших из институтов теоретической физики. Однако вскоре большинство астрономов, работавших в близких к космологии областях, начали соглашаться с инфляционной концепцией и сделанными с ее помощью различными прогнозами. Довольно сложно дать узкое определение такому термину, как «космологическая теория», но с учетом большей части существующих определений количество работ, ежегодно публикуемых по данному предмету в 1960‐х гг., не превышало сотни, в то время как к 1980 г. оно составило около шести сотен, и большая их часть написана физиками и математиками, лишь малая толика которых была близко знакома с процедурами наблюдений, необходимыми для подтверждения их идей. Среди них, конечно же, оказались и те, кто все еще категорически возражал даже против теорий Большого взрыва. Так, ярким представителем арьергардного скептицизма высшего уровня, высказываемого в отношении большей части наблюдательных данных, был Хэлтон Арп, сомневавшийся в том, что космологическое красное смещение прежде всего служит индикатором разбегания галактик. Его особенно беспокоил случай квазаров, и некоторые из его интересных снимков отвергались коллегами с излишней поспешностью. Однако, с точки зрения большинства астрономов, дебаты подобного рода уже давно отошли в прошлое. И когда космологическая лодка крепко напоролась на риф астрономических наблюдений, произведенных в конце минувшего тысячелетия, фактические данные пришли совсем не с той стороны, откуда их ждали.

В течение десятилетий астрономы измеряли коэффициент расширения, «постоянную» Хаббла, и даже в 1990‐х гг. некоторые полученные результаты отличались друг от друга в два раза. (Они разнились в пределах примерно от 50 до 100 километров в секунду на мегапарсек. На одном из этапов космический телескоп НАСА объявил о значении 70 с погрешностью 10 процентов. Использовав совершенно другой подход, основанный на анизотропии космического микроволнового фонового излучения, космический аппарат «WMAP» сузил это несогласие до 71 +4/–3.) Параметр плотности Ω также регулярно подвергался оценке в целях принятия решения о вероятной скорости замедления, которое считалось само собой разумеющимся. В 1998 г., две группы астрономов, работавшие независимо друг от друга, огласили новые результаты указанных параметров, тем более неудобные, что в общем и целом они хорошо согласовывались друг с другом.