Во избежание путаницы сразу отметим, что мы исходим из материалистического представления об окружающем нас мире, а значит, все, что заполняет Вселенную, — это материя. Если материя структурирована, ее называют веществом, а если нет, как, например, поле, то — энергией. Вещество, в свою очередь, делят на обычное и темное, ориентируясь на то, взаимодействует ли оно с электромагнитным излучением. Правда, по сложившейся в космологии традиции темное вещество принято называть «темной материей». Энергия тоже делится на два типа. Один из них — это как раз излучение, еще одна субстанция, наполняющая Вселенную. Когда-то именно излучение определяло эволюцию нашего мира, но сейчас его роль упала почти до абсолютного нуля, точнее до 3 градусов Кельвина — температуры так называемого реликтового микроволнового излучения, идущего в космосе со всех сторон. Это остаток (реликт) горячей молодости нашей Вселенной. А вот о другом типе энергии, который не взаимодействует ни с веществом, ни с излучением и проявляет себя исключительно гравитационно, мы бы могли никогда не узнать, если бы не исследования в области космологии.
С излучением и обычным веществом, состоящим из атомов, мы постоянно имеем дело в повседневной жизни. Гораздо меньше мы знаем о темной материи. Тем не менее достаточно надежно установлено, что ее физическим носителем являются некие слабовзаимодействующие частицы. Известны даже некоторые свойства этих частиц, например, что у них есть масса, а движутся они много медленнее света. Однако они никогда еще не регистрировались искусственными детекторами.
В 2005 году сверхновую типа Ia впервые наблюдали в трех диапазонах: видимом, ультрафиолетовом и рентгеновском. Такие наблюдения важны для уточнения физических моделей вспышек сверхновых, по которым оценивают расстояния до далеких галактик . Фото: NASA, SWIFT, S. IMMLER
Самая большая ошибка Эйнштейна
Вопрос о природе темной энергии еще туманнее. Поэтому, как часто бывает в науке, отвечать на него лучше, описывая предысторию вопроса. Она начинается в памятном для нашей страны 1917 году, когда создатель общей теории относительности Альберт Эйнштейн , публикуя решение задачи об эволюции Вселенной, ввел в научный оборот понятие космологической постоянной. В своих уравнениях, описывающих свойства гравитации, он обозначил ее греческой буквой «лямбда» ([?]). Так она получила свое второе название — лямбда-член. Назначение космологической постоянной состояло в том, чтобы сделать Вселенную стационарной, то есть неизменной и вечной. Без лямбда-члена уравнения общей теории относительности предсказывали, что Вселенная должна быть неустойчивой, как воздушный шарик, из которого вдруг исчез весь воздух. Всерьез изучать такую неустойчивую Вселенную Эйнштейн не стал, а ограничился тем, что восстановил равновесие введением космологической постоянной.
Однако позднее, в 1922—1924 годах, наш выдающийся соотечественник Александр Фридман показал, что в судьбе Вселенной космологическая постоянная не может играть роль «стабилизатора», и рискнул рассмотреть неустойчивые модели Вселенной. В результате ему удалось найти еще не известные к тому времени нестационарные решения уравнений Эйнштейна, в которых Вселенная как целое сжималась или расширялась.
В те годы космология была сугубо умозрительной наукой, пытавшейся чисто теоретически применить физические уравнения ко Вселенной как целому. Поэтому решения Фридмана поначалу были восприняты — в том числе и самим Эйнштейном — как математическое упражнение. Вспомнили о нем после открытия разбегания галактик в 1929 году. Фридмановские решения прекрасно подошли для описания наблюдений и стали важнейшей и широко используемой космологической моделью. А Эйнштейн позднее назвал космологическую постоянную своей «самой большой научной ошибкой».
Далекие сверхновые
Постепенно наблюдательная база космологии становилась все более мощной, а исследователи учились не только задавать вопросы природе, но и получать на них ответы. И вместе с новыми результатами росло и число аргументов в пользу реального существования «самой большой научной ошибки» Эйнштейна. В полный голос об этом заговорили в 1998 году после наблюдения далеких сверхновых звезд, которые указывали, что расширение Вселенной ускоряется. Это означало, что во Вселенной действует некая расталкивающая сила, а значит, и соответствующая ей энергия, похожая по своим проявлениям на эффект от лямбда-члена в уравнениях Эйнштейна. По сути, лямбда-член представляет собой математическое описание простейшего частного случая темной энергии.