Большой мир: Измеряя Вселенную

Легко заметить, что когда мы вглядываемся в звездное небо, даже с самой мощной аппаратурой, мы способны обозреть ее лишь на таком расстоянии, которое свет способен преодолеть с момента появления Вселенной. Иначе говоря, примерно на 14 млрд. световых лет. На самом деле, все несколько сложнее. Поскольку Вселенная расширяется, и скорость этого расширения все нарастает, самые дальние из видимых нам объектов расположены намного дальше этой границы.

К примеру, фотонам древнейшего реликтового излучения понадобится уже 45 млрд. лет, чтобы добраться до нас из той области, где они находятся сейчас. Получается, что в поперечнике видимая Вселенная достигает уже примерно 90 млрд. световых лет. Это огромная цифра, но мир наверняка еще намного больше – вопрос лишь в том, насколько. Интересный анализ этого вопроса представили недавно оксфордские ученые во главе с Михраном Варданяном (Mihran Vardanyan).

Конечно, никаких непосредственных измерений реального размера Вселенной провести невозможно, но космологи выстраивают различные модели и смотрят, насколько сделанные на их основе выводы согласуются с известной картиной мира. Различные расчеты исходят из разного набора факторов и по-разному оценивают неизвестные пока величины – такие, как форма и кривизна Вселенной (немного подробнее этот увлекательный вопрос мы разбирали в заметках «Плоский мир» и «Бублик мира»).

По разным мнениям, Вселенная может быть плоской, иметь открытую структуру или закрытую. В первых двух случаях размеры ее бесконечны в полном смысле этого слова. Но если она закрыта – скажем, имеет форму сферы или тора – то вопрос о ее конечных размерах вполне уместен.

За последние годы предложено немало довольно остроумных решений этого вопроса. Например, найти как можно более далекий объект известного размера и сравнить с его видимыми размерами: если он окажется крупнее, Вселенная имеет закрытую структуру, если меньше – открытую, если ровно нужную – то она плоская. Поразительно, но нам известны подходящие на эту роль объекты.

Речь о барионных акустических осцилляциях, существование которых еще в 1960-х предсказал академик Сахаров. Они представляют собой акустические колебания, возникавшие в первичной плазме, когда Вселенной было около сотни тысяч лет от роду, и следы их можно выявить в флуктуациях температуры реликтового излучения. Еще одним «стандартом» для этой цели может выступить светимость сверхновых типа Ia в самых удаленных галактиках. Однако когда ученые проводят расчеты с использованием акустических осцилляций или сверхновых, им никак не удается согласовать полученные результаты. Разные работы приводят к разным формам Вселенной и разной ее кривизне.

Лишь теперь Михран Варданян с коллегами предложили способ «усреднить» результаты с помощью довольно изощренных математических подходов. Главное – вместо того, чтобы подбирать хитрую модель, максимально подходящую под имеющиеся данные, ученые подошли к проблеме с другой стороны: исходя из накопленных данных, какова вероятность верности имеющейся модели?

Разъяснить ситуацию можно на примере эволюции представлений о строении Солнечной системы. Сначала торжествовала геоцентрическая модель, в которой все объекты вращаются вокруг Земли. Однако по мере накопления все более точных данных их все труднее было согласовать с этими взглядами. Появились крайне изощренные подходы, включая эпициклы. Теперь мы знаем, что эти решения были неверны – но, возможно, в такие же точно излишние «дебри» залезают и космологи, пытаясь построить модель структуры Вселенной, но не видя чего-то главного в ней.

Применив новый подход к различным космологическим моделям, Варданян и его коллеги пришли к ряду довольно строгих ограничений, накладываемых на размеры и кривизну Вселенной. Намного более строгих, нежели при альтернативных подходах. По их данным, кривизна должна быть либо нулевой (плоская Вселенная), либо очень близка к нулю, причем тогда в поперечнике ее размеры должны составлять минимум 250 сфер Хаббла - то есть, размеров видимой Вселенной.