Если омега больше единицы, значит, расширение Вселенной будет замедляться еще быстрее и, достигнув предельных размеров, она начнет стягиваться, пока не произойдет «большого сжатия». Данный случай описывает поведение замкнутой Вселенной, где параллельные линии начнут сходиться.

Если омега меньше единицы, Вселенная будет вечно расширяться со слегка замедляющейся скоростью. Данный случай описывает поведение открытой Вселенной, где параллельные линии начнут расходиться.

Согласно видимой материи (энергии) омега значительно меньше единицы, что свидетельствует об открытой Вселенной. Современные оценки количества темной материи во Вселенной дают существенную прибавку массы, однако получаемая совокупная величина уступает критической плотности. Согласно значениям видимой и темной материи Вселенная открыта независимо от возможного состава темной материи. Вопрос, стало быть, снят? Не тут-то было.

В начале 1990-х годов две разные группы ученых занялись измерением расстояния до сверхновых звезд (см. гл. 3) в надежде определить замедление Вселенной нахождением ее нынешней скорости расширения, которая, по их мнению, должна была падать со временем. Но нашли они не то, что искали: вместо замедления получили ускорение. Ученые были столь удивлены, что, боясь ошибиться, несколько раз перепроверили свои результаты и лишь затем их обнародовали.

Прежде чем приступить к изучению этих данных, посмотрим, что ученые пытались сделать. Ведь, как мы помним, затруднение Хаббла при определении расстояний до удаленных галактик вызывалась тем, что переменные звезды — цефеиды у таких галактик оказывались слишком тусклыми. Поэтому вполне разумно было отыскать более яркие объекты с известной светимостью, после чего вычислить расстояние до них на основе их относительной светимости. При всей яркости сверхновых звезд светимость зависит от их массы. Один вид сверхновых связан со звездой постоянной массы, а поэтому и известной светимости. Подобное происходит, когда белый карлик получает дополнительную массу от звезды — спутника, и этой массы достаточно, чтобы превысить предел для массы белого карлика (в 1,4 раза больше массы Солнца).

Тогда белый карлик взрывается, становясь сверхновой звездой типа Iа. Ввиду своей чрезвычайной светимости сверхновые типа Iа легко различимы в отдаленных галактиках. Такие сверхновые взрываются с одной и той же светимостью, так что расстояние до них можно вычислить, измеряя их видимый блеск: чем он слабее, тем она дальше. Трудность данного подхода связана с тем, что сверхновые типа Iа сохраняют свою максимальную яркость лишь в течение нескольких недель.

В 1998 году в рамках проекта космологии сверхновых звезд Калифорнийского технологического института и Международного консорциума по поиску сверхновых с большой Z[27] [величиной красного смещения] исследовались различные сверхновые типа Iа вблизи максимума их яркости и определялись их расстояния. С помощью метода доплеровского сдвига, впервые предложенного Весто Слайфером, они определили красные сдвиги галактик, где находились сверхновые, и сравнили полученные величины со значениями, получаемыми с применением зависимости Хаббла. Измерения показали, что эти отдаленные сверхновые обладают значительно меньшим блеском, чем указывает зависимость Хаббла. А поскольку свету от вспыхнувших сверхновых пришлось добираться к нам 4–8 млрд. лет, измерения свидетельствовали, что сегодня Вселенная расширяется значительно быстрее прежнего. Иначе говоря, ее расширение идет с ускорением.

На следующий год обнаружили еще более удаленную сверхновую. Оказалось, что это самая далекая из когда — либо наблюдавшихся звезд, и свет от нее шел 11 млрд. лет. Блеск ее оказался выше расчетного. Получалось, что 11 млрд. лет назад происходило замедление ранней Вселенной из-за сил тяготения. Но 4–8 млрд. лет назад она стала ускоренно расширяться, а галактики — разбегаться со всевозрастающей скоростью.

Из этого измерения следовал неумолимый вывод: какова бы ни была причина нынешнего ускоренного расширения Вселенной, оно было менее заметным или даже вовсе отсутствовало на ранней стадии ее эволюции. Оно стало заметным, когда Вселенная миновала пик своей эволюции, и с той поры возраст определяет ее поведение. Такое положение вещей сродни ситуации, когда водитель замедляет скорость при виде красного света светофора, чтобы при появлении зеленого света нажать на газ.

Что это за штука, вызывающая подобное космологическое ускорение? Мы не знаем, но уже дали ей название. Недостающую массу (энергию) никогда не видели, поэтому она темная. А раз она противодействует тяготению, то не может обладать привычной для нас массой. Астрофизик из Чикагского университета Майкл Тернер окрестил ее в 1999 году темной энергией.

Благодаря ряду различных опытов у нас есть оценка величины этой неведомой темной энергии, пусть даже мы и не знаем, что она собой представляет. Несколько опытов ставилось с целью выяснить общие геометрические свойства пространства и определить, открытая, плоская или замкнутая наша Вселенная. Фоновое микроволновое излучение, заполняющее ее всю, осталось от начального «большого взрыва». В течение первых 400 тыс. лет после этого взрыва Вселенная была еще столь горячей, что представлялась непроницаемой для электромагнитного излучения. Затем, остыв, она стала испускать электромагнитные волны. На протяжении 400 тыс. лет эти волны способны были преодолевать лишь ограниченное расстояние, так что все флуктуации в излучении были ограничены по величине. Но с тех пор флуктуации исказились ввиду искривления пространства. Измерение величины минимальных температурных флуктуаций в самом излучении дает возможность определить общую кривизну пространства. Для измерения этих флуктуаций были задействованы высотные воздушные шары и датчик наверху метеорологической станции на Южном полюсе. В рамках экспериментов «Бумеранг», «Максима» и «Дейси» удалось изучить эти флуктуации и определить, что пространство Вселенной — плоское (евклидово): Ω = 1 ± 4 % (рис. 6.13).

У плоской Вселенной Ω = 1, так что плотность в точности должна совпадать с критическим значением. Поскольку обычное вещество и темная материя вместе составляют 27 % критической плотности массы (энергии), для обеспечения плоского характера геометрии Вселенной оставшиеся 73 % должны приходиться на темную энергию. Данная теория оставляет смешанное чувство: мы можем оценить количество темной энергии, блуждая в потемках по поводу ее природы.

Вот какую картину рисуют эти данные: после первоначального резкого раздувания (инфляции) Вселенная перешла к расширению, и скорость уменьшилась под действием материи (обычной и темной). На ранних стадиях эволюции темная энергия почти не проявляла себя, так как была столь равномерно распределена по Вселенной, что не вмешивалась в формирование галактик и туманностей. Спустя несколько миллиардов лет верховенство перешло к темной энергии, и она стала своим отрицательным давлением противодействовать силе тяготения, ускоряя тем самым расширение Вселенной. В настоящее время темная энергия слегка пересиливает тяготение, но с увеличением расширения Вселенной все большие расстояния будут способствовать дальнейшему ослаблению тяготения. Преобладание темной энергии будет становиться все более заметным, вызывая еще более ускоренное расширение Вселенной.