Окраины Вселенной
Остается неясным, является ли наша Вселенная единственной в своем роде или же частью какой-то бесконечной инфляционной множественной вселенной. Если мы все-таки одни, есть ли у нашей Вселенной конец? Если же вселенных множество, где заканчивается одна и начинается другая?
Несомненно, у того, что мы можем наблюдать, есть свои окраины. Свет реликтового микроволнового излучения приходит к нам от границ видимой нам части Вселенной – это был первый свет, оказавшийся способным пройти сквозь плотный туман из частиц на ранней стадии Вселенной. Он обозначает наш космический горизонт, немного напоминающий ваш горизонт на Земле. Если вы встанете около вашего дома, то сможете видеть только до этой линии. Но вы все равно знаете, что Земля не заканчивается на вашем горизонте. Точно так же астрономы не думают, что Вселенная заканчивается на нашем космическом горизонте.
Большинство моделей единичной вселенной подразумевает ее бесконечное существование и бесконечно огромное пространство без границ и края. Люди часто спрашивают: куда, в каком направлении расширяется наша Вселенная? Но если наша Вселенная единственная, тогда она по определению должна содержать в себе всё, что вообще существует.
Если есть что-то за пределами Вселенной, тогда оно должно вообще существовать и поэтому быть частью Вселенной. Мы знаем, что Вселенная расширяется не в том смысле, что галактики выдвигаются вовне, в какую-то ранее незанятую область. Наоборот, растягивается пространство между галактиками.
Если наша Вселенная является частью огромной множественной вселенной, тогда все отдельные вселенные должны быть частью какой-то более обширной структуры. Физик Лаура Мерсини-Хаутон, уверенная в том, что холодное пятно в реликтовом микроволновом излучении является вмятиной от столкновения с другой вселенной, вычислила, как далеко могла бы находиться сейчас следующая вселенная. Ее ответ: по крайней мере, в тысячу раз дальше, чем наш сегодняшний космический горизонт.
Судьба Вселенной
Какая судьба ожидает космическое пространство? Что его ждет впереди? Ответ зависит от того, сколько самых разных объектов находится в нем.
Начиная с момента Большого взрыва, наша Вселенная непрерывно расширялась, галактики разлетались во все стороны, а пространство между ними увеличивалось. Но помимо этого галактикам свойственно гравитационное тяготение, заставляющее их притягиваться друг к другу. В случае, когда во вселенной имеется достаточно вещества и темной материи, их совместная гравитация, в конце концов, превысит силы расширения и снова начнет притягивать галактики ближе друг к другу. Эта вселенная претерпит коллапс в «Большом хрусте». Но если во вселенной вещества будет недостаточно, расширение продолжится, постепенно замедляясь, но никогда не прекратится. Третья перспектива состоит в том, что во вселенной достаточно массы, чтобы так или иначе приостановить расширение, но при этом ее недостаточно для того, чтобы привести ее к коллапсу.
У всех трех сценариев есть одно общее: предполагается, что расширение Вселенной в настоящее время замедляется. В середине 1990-х годов две команды астрономов работали над проектом точного определения того, как скорость расширения Вселенной изменилась со временем.
Как мы уже видели в главе 5, вглядываться в далекие объекты означает то же самое, что и смотреть назад во времени. Свет представляет своего рода почтовую открытку, доносящую до нас информацию из прошлого. Чем дальше от нас находится галактика, тем из более далекого прошлого к нам приходит информация вместе со светом. Проведя измерения скоростей далеких галактик, мы сможем узнать, как быстро галактика расширялась в далеком прошлом и сравнить это со скоростью ее расширения в настоящее время. Если Вселенная сейчас замедляется, это значит, что в прошлом расширение происходило стремительнее.
Вместе с тем нам необходимо точно измерить, насколько далеко галактики находятся от нас, если мы хотим узнать, какую точку в истории Вселенной они представляют. Обычные методы определения расстояния, основанные на методах параллакса и цефеид, не работают в случае столь отдаленных областей.
Две команды астрономов нуждались в новой, намного более яркой стандартной свече, называемой сверхновая типа Ia.
Сверхновая типа IA
Наше Солнце – необычная одиночка. Большинство звезд существуют парами, как, например, звезды-близнецы планеты Кеплер-16 b. Представьте себе ситуацию, когда одна из звезд дуэта умирает, превращаясь в белого карлика, как это, в конце концов, случится и с нашим Солнцем. Это плотное ядро обладает мощнейшим гравитационным притяжением, поэтому начинает вырывать газ у своего компаньона. Поглощая все больше и больше вещества, белый карлик становится все тяжелее и тяжелее.
Однако есть предел тому, сколько белый карлик может поглотить. Известный сегодня как предел Чандрасекара, этот показатель был рассчитан индийским астрофизиком Субраманьяном Чандрасекаром, когда ему было всего 19 лет. В 1930 году, направляясь в Кембридж, он сначала взял лодку из индийского порта Мадрас и направился в Геную в Италии. В течение трехнедельного плавания он вычислил, что масса белого карлика никогда не может превышать величину, эквивалентную 1,4 Солнца. По мере того как белый карлик приближается к этому пределу, он становится нестабильным и резко взрывается, как злополучная сверхновая звезда. Астрономы называют эти события сверхновыми типа Ia, чтобы отличать их от взрывов, связанных с полным разрушением ядра в конце жизни большой звезды (сверхновая типа II). Они являются идеальными стандартными свечами: они не только исключительно яркие, следовательно, могут быть видны отовсюду из Вселенной, но и обладают всегда одинаковой, изначально присущей им яркостью. Каждый раз, когда взрывается одна из звезд, это происходит с затратой топлива в количестве, эквивалентном 1,4 Солнца. Фиксированное количество топлива означает и фиксированную яркость.
