Современная космология — наука о Вселенной в целом, ее строении и развитии — родилась в 20−х годах XX века. В 1922 году петроградский математик Александр Фридман доказал: из уравнений Эйнштейна следует, что наш мир не может находиться в равновесии. Он должен расширяться или сжиматься в целом, а какова его истинная судьба, зависит от средней плотности массы в нем и начальных условий ее движения.
Поначалу Фридману почти никто не поверил – настолько нелепой в то время казалась идея нестационарной Вселенной. Эйнштейн, к примеру, даже неуклюже пытался указать Фридману на ошибку в расчетах, хотя позже признал свою неправоту. Однако к концу тех же 20−х годов сомнений не осталось. Американские астрономы под руководством Эдвина Хаббла показали, что далекие галактики убегают от Земли, и чем дальше они находятся, тем быстрее бег.
Стало ясно – Вселенная расширяется, точь-в-точь как предсказывали Фридман и его бельгийский коллега Жорж Леметр, который в 1927 году независимо пришел к тем же выводам. А значит, когда-то давно она была маленькой, и если смотреть в прошлое, то мы неминуемо (неминуемость в 1960−х годах доказали британцы Стивен Хокинг и Роджер Пенроуз) упремся в момент ее рождения – так называемый Большой взрыв, в описании которого физика пока людям отказывает.
Главная константа Хаббла
За прошедшие 80 лет космологи научились описывать развитие нашего мира от самых первых мгновений Большого взрыва до его далекого будущего. Они могут сказать, какие стадии развития были в истории Вселенной, как быстро она росла, как менялось ее содержимое. А в последние 10−20 лет космология благодаря успехам наблюдательной астрономии даже превратилась в «настоящую», точную науку – параметры фридмановской модели мира известны с неопределенностью всего в несколько процентов.
Самый главный параметр космологической теории – это так называемая постоянная Хаббла, H0 («аш-ноль», говорят астрономы). Она показывает, как быстро расширяется наш мир, насколько дальние галактики обгоняют ближние в своем разбегании друг от друга, какова средняя плотность мира в граммах на кубический сантиметр, и, главное – возраст Вселенной, или когда произошел Большой взрыв.
По иронии судьбы, как раз этот параметр известен плохо. Чтобы выяснить, насколько дальние галактики обгоняют ближние, надо знать расстояния до первых и вторых и их скорости. С последним проблем нет – доплеровский сдвиг линий в спектрах измеряется с огромной точностью. А вот расстояния астрономы измеряют очень плохо. Они могут легко сказать, насколько процентов одна галактика дальше другой. А вот сколько это в сантиметрах или даже в мегапарсеках – большая проблема. Относительные расстояния измеряются легко – в конечном счете, это сводится к измерению углов, простых или телесных, в котором астрономия за долгие века поднаторела. А вот абсолютные расстояния измеряются плохо.
Безразмерный атлас
В 1964 году норвежский астроном Шур Рефсдаль придумал простой и элегантный метод таких абсолютных измерений. Если астрономы что-то и умеют измерять лучше, чем углы, так это время (время вообще – лучшая в плане измеряемой точности непрерывная величина). Рефсдаль рассудил, что для оценки постоянной Хаббла надо измерить задержку распространения светового сигнала от какого-то далекого объекта по двум (или нескольким) траекториям, относительные длины которых мы знаем.
Свет не всегда идет по прямой. Массивные тела – например, галактики – могут своим притяжением искривлять пространство—время, создавая в нем своего рода «ложбинки», или, раз уж речь идет о возрасте мира, «морщинки». И как поток воды по неровному склону сбегает неровными ручейками, так и световые лучи обегают одни складки пространственно-временной ткани и стекают в другие. В итоге получается, что галактики искривляют и даже собирают световые лучи – как линзы, так что объекты за гравитационными линзами мы видим не в том положении и не в той яркости, в которых смогли бы наблюдать их при беспрепятственном распространении световых лучей между нами.
Если гравитационная линза достаточно сильна, то изображение вообще может удвоиться, утроиться и так далее – это называется «сильным гравитационным линзированием». Положение и яркость отдельных изображений одного и того же источника определяются взаимной конфигурацией источника, линзы и наблюдателя, а также «силой» линзы, так что из наблюдений эту конфигурацию можно восстановить. Чем и занимается изрядная часть астрономов вот уже 30 лет, с момента обнаружения первой гравитационной линзы в 1979 году.
Однако взаимной конфигурации мало. Представьте, что вам дали карту какой-то неведомой местности, но забыли указать масштаб. Вы можете выяснить, что одна дорога из пункта «А» в точку «Б» в два раза длиннее другой, а третья – на 5% короче первой. Чтобы вычислить их длину в километрах, можно проделать вот какой трюк. Пусть из точки «А» в точку «Б» одновременно стартуют несколько автомобилей и будут двигаться с одной скоростью по трем разным дорогам. Даже если у водителей нет часов, по задержке прибытия в пункт «Б» первого водителя относительно третьего можно выяснить, сколько составляют те самые 5% в минутах, а если помножить на скорость – то и в километрах.
Ровно то же самое Рефсдаль предложил делать с далекими галактиками, изображения которых гравитационные линзы (близкие галактики) размножили. Положим, в далекой галактике вспыхивает сверхновая. Мы не знаем, в какой момент она взорвалась, но сможем сказать, на сколько часов, дней или месяцев световые сигналы, пришедшие к нам по разным траекториям, отстали друг от друга. Умножаем эту задержку на скорость света – и получаем истинную, в сантиметрах (или мегапарсеках) разницу длины световых лучей. А поскольку относительная разница нам известна из наблюдений, отсюда можно вычислить и истинное расстояние до объекта. Подели на него наблюдаемую скорость его удаления – и готова постоянная Хаббла H0, а с ней – возраст Вселенной и уйма других параметров, очень важных для современной космологии.
Потенциальная ошибка
Хотя идее Рефсдаля почти полвека, а подходящих гравитационных линз известно несколько десятков, до сих пор измерения константы Хаббла этим методом страдали существенной неточностью. Проблема в том, что помимо геометрической задержки сигналов есть еще одна, так называемая потенциальная. В окрестностях линзы время течет чуть медленнее. И тем медленнее, чем ближе к линзе мы подбираемся. «Автомобили», следующие по разным дорогам, движутся с чуть отличающимися скоростями. А на «карте», которую нам дали, не указано, где стоит знак «80», а где – «60».
В-основном из-за этой потенциальной задержки, которая зависит от распределения массы в линзе, метод Рефсдаля до сих пор и не давал надежных результатов. Чтобы получить их, Шерри Сую из Астрономического института имени Аргеландера в Бонне и ее германские, американские и голландские коллеги провели детальнейший анализ одной-единственной гравитационной линзы B1608+656, скомбинировав данные Космической обсерватории имени Хаббла и нескольких наземных радиотелескопов.
B1608+656 находится в северном созвездии Дракона и была открыта еще 15 лет назад. Эта система представляет собой далекую галактику с активным, переменным ядром примерно в девяти миллиардах световых лет от нас. На пути света, в шести миллиардах световых лет от нас, находится другая галактика (точнее – пара сливающихся галактик), и гравитация этой «линзы» превращает далекий объект в четверку отдельных изображений. Изменения яркости в одном из этих изображений всегда точно дублируются переменами в трех других, но с задержками – в 32, 36 и 77 суток.
Используя данные «Хаббла» ученые смогли построить точнейшую модель распределения массы в галактике-линзе, а также прикинуть влияние множества других систем, которые могли оказаться недалеко от пути световых лучей и дополнительно искривить их. После сложных математических манипуляций с данными ученые смогли вычислить скорость расширения Вселенной – а с ней и возраст нашего мира. Результаты исследований опубликованы в мартовском выпуске Astrophysical Journal.
Точность точности
Если верить пресс-релизу, который выпустил калифорнийский Институт физики частиц и космологии имени Кавли, где работает часть авторов исследования, возраст Вселенной теперь зафиксирован с точностью чуть менее одного процента – 13,75 миллиарда лет плюс/минус 0,17 миллиарда. Это действительно небывалая точность, которой до сих пор не удавалось достичь ни одному эксперименту – ни по сверхновым, ни по наблюдениям реликтового излучения, ни по исследованиям барионных осцилляций – отпечатков, которые раннее прошлое Вселенной оставило в распределении вещества.
Впрочем, верить пресс-релизу не стоит – дьявол, как это часто бывает, кроется в подробностях. Возраст 13,75 миллиарда лет соответствует значению постоянной Хаббла H0=70,6 км/с/Мпк, которое получается, если предположить для других космологических параметров (плотности и давления вещества и темной энергии) стандартные значения, полученные из других экспериментов. И даже при таких предположениях авторы приписывают H0 ошибку в 4%, а не в 1,5%, которые получаются при наложении некоторых дополнительных ограничений. Без таких дополнительных предположений ошибка в H0 подскакивает до 7%, и возраст Вселенной уместней писать в виде (14 +/— 1) миллиард лет.
Но именно ради независимого определения постоянной Хаббла и возраста нашего мира Шур Рефсдаль и придумывал свой метод – не зависящий от разнообразных деталей космологической теории, основанный на простой геометрии и чуть-чуть – на теории гравитационных линз. Так что возраст Вселенной германо-американо-голландской группе удалось измерить с точностью чуть лучшей, чем 10%. До уровня других космологических параметров эта точность не дотягивает.
Тем не менее, авторам удалось превратить все имеющиеся неточности в случайные ошибки, а значит, со временем и ростом числа наблюдаемых линз точность измерений H0 будет расти. Кстати, в одном из ближайших номеров того же Astrophysical Journal появится еще одна работа, авторы которой оценили возраст мира по уже 18 подобным системам, пусть и исследованным хуже, чем B1608+656. Если судить по этим «морщинкам», Вселенной от 13,5 до 15,5 миллиарда лет. Более точные оценки, без сомнения, последуют.
