Ученые не сомневались в том, что во время первых запусков Большого адронного коллайдера им удастся обнаружить данные, подтверждающие теорию суперсимметрии. Однако этого не произошло. Значительная часть теоретических изысканий последних 40 лет основывалась на суперсимметрии, в частности большинство теорий квантовой гравитации (теория супергравитации) и М-теория. Если теория суперсимметрии не подтвердится во время следующего запуска БАК, который начнется в 2015 году, все эти теории, вполне возможно, ожидает крах.
Если это случится, многие физики будут разочарованы, но отнюдь не все, включая меня. Серьезные открытия в физике обычно приводят к появлению более простых теорий с меньшим количеством переменных параметров. Теория суперсимметрии увеличивает количество настраиваемых параметров примерно вдвое, а М-теория имеет 10500 различных вариаций{279}. Несмотря на всю их математическую красоту, в моих глазах экспериментатора это уродует их.
Но проблемы, с которыми столкнулись космологи в конце второго тысячелетия нашей эры, на этом не заканчиваются. К 1998 году было установлено, что темная материя, какой бы ни была ее природа, составляет в лучшем случае около 25% критической плотности Вселенной. Недоставало еще трех четвертей массы, требуемой инфляционной моделью. Вновь теория инфляции оказалась на грани опровержения. Но природа и тут пришла ей на помощь.
Темная энергия
С тех пор как Хабблв 1929 году впервые построил график зависимости скоростей разбегания галактик от расстояния до них, астрономы непрерывно совершенствовали свои измерения, однако тенденция к линейной зависимости сохранялась. Это значит, что угловой коэффициент H, которому соответствует скорость расширения Вселенной, оказался постоянным. На самом деле его и назвали постоянной Хаббла.
Однако нет никаких причин, по которым Н, скорость расширения Вселенной, должна быть постоянной. Ожидалось, что в какой-то момент график начнет загибаться книзу по мере того, как взаимное гравитационное притяжение будет замедлять расширение. То есть расширение Вселенной должно замедляться.
Но в 1995 году космологи Лоуренс Краусс и Майкл Тернер отметили, что, согласно существующим на тот момент данным, во Вселенной действует положительная космологическая постоянная, которая на деле вносит свой вклад в критическую плотность Вселенной. Они отметили, что вследствие этого должно происходить ускоряющееся расширение, проявляющееся в увеличении скоростей разбегания галактик на больших расстояниях, то есть график начнет загибаться вверх{280}.
Ранее, в 1982 году, о том, что космологическая постоянная может иметь положительное значение, заявлял выдающийся французский астроном Жерар Анри де Вокулер{281}. Он заметил, что распространенность квазаров в пространстве свидетельствует о небольшой положительной кривизне, которая может быть следствием действия положительной космологической постоянной.
Как нам теперь известно, дальнейшие наблюдения подтвердили существование этого эффекта, но до тех пор не все ученые принимали выводы, сделанные в этих работах, и осознавали их значение.
Скорости разбегания галактик легко измерить с помощью их красных смещений. Но, как мы уже знаем, измерение расстояний всегда было непростой задачей для астрономов. В 1990-х годах две исследовательские группы приняли в качестве нового эталона светимости, так называемой стандартной свечи, особый вид сверхновых, образующихся в результате взрыва белых карликов. Этот метод существенно повысил точность оценки расстояний до самых удаленных галактик.
Белые карлики представляют собой остатки относительно типичных звезд (таких как наше Солнце), которые сожгли все свои запасы термоядерного горючего. Тусклый свет, который они все еще излучают, обусловлен остатками тепловой энергии. Если масса белого карлика не превышает 1,38 солнечной массы, он будет оставаться относительно стабильным. Однако если он является частью двойной звезды, то может за счет своей соседки прирастить массу, так что ее станет достаточно для того, чтобы произошел взрыв сверхновой. Это явление называется сверхновой типа 1а. Поскольку взрыв происходит при достижении определенной массы, пиковая светимость сверхновой во всех таких случаях будет примерно одинаковой.