это так называемая постоянная Хаббла. Зная постоянную Хаббла, легко перевести скорости удаления, определяемые по красным смещениям галактик, в расстояния.

Но есть одна проблема – скорость расширения Вселенной на самом деле не постоянна, как не постоянна и постоянная Хаббла. (По этой причине многие астрономы предпочитают называть ее параметром Хаббла.) Расширение Вселенной замедляется под действием суммарного тяготения барионной и небарионной материи. Это непосредственно следует из общей теории относительности, которая утверждает, что поведение пространства-времени определяется содержащимися в нем материей и энергией. Поэтому естественно ожидать, что скорость расширения Вселенной должна со временем уменьшаться.

Теперь становится понятно, каким образом судьба Вселенной определяется ее средней плотностью. При высокой плотности гравитация в какой-то момент останавливает расширение, после чего Вселенная начинает сжиматься и все заканчивается Большим сжатием. Такая модель называется замкнутой или искривленной Вселенной – ее четырехмерная кривизна подобна трехмерной кривизне обычной сферы.

В случае низкой плотности расширение постепенно замедляется, но так никогда и не прекращается. В далеком будущем материя станет столь разреженной, что гравитация перестанет оказывать сколь-нибудь заметное замедляющее действие и Вселенная продолжит неограниченно расширяться с постоянной скоростью. Это так называемая открытая Вселенная, или Вселенная с отрицательной кривизной, в которой форма пространства-времени напоминает бесконечный картофельный чипс – оно искривлено во всех направлениях, но при этом не замкнуто.

Между этими двумя вариантами мы имеем «равновесный» случай плоской Вселенной – космологи называют это моделью мира с нулевой кривизной. В плоской Вселенной плотности хватает лишь на то, чтобы вечно тормозить расширение, но не на его прекращение и переход к сжатию. Это так называемая критическая плотность – термин, который нам уже встречался в главе 11. В настоящее время критическая плотность составляет около 10–29 граммов на кубический сантиметр.

После появления теории Большого взрыва казалось, что для понимания судьбы Вселенной достаточно знать лишь два числа – параметр Хаббла, который характеризует текущую скорость расширения, и параметр замедления, характеризующий скорость замедления расширения Вселенной. Как писал Аллан Сэндидж из Паломарской обсерватории в своей знаменитой статье «Космология – поиск двух чисел», опубликованной в 1970 году в журнале Physics Today, «если проводимые сейчас исследования увенчаются успехом, то мы получим более точные значения [параметра Хаббла и параметра замедления] и сможет сбыться 30-летняя мечта о выборе между моделями мирами на основе одних лишь кинематических [данных]»1.

В то время Сэндидж, возможно, и не ожидал, что для того, чтобы сбылась его космологическая мечта, потребуется еще три десятилетия. Это произошло в мае 2001 года, когда были опубликованы результаты реализованной с помощью космического телескопа «Хаббл» программы по точному определению параметра Хаббла. Но, как мы увидим в главе 22, астрономы и космологи до сих пор не пришли к единому мнению о его величине2. Что же касается параметра замедления, то о нем говорилось на пресс-конференции на съезде Американского астрономического общества в январе 1998 года, которую я пропустил. Через 38 лет после статьи Сэндиджа о «двух числах» стало ясно, что расширение Вселенной никогда не прекратится.

Это, конечно, не означает, что в прошедшие годы у ученых не было разных мнений и предпочтений. Как уже говорилось в главе 11, плоская Вселенная с плотностью, равной критической, представлялась многим астрономам «эстетически привлекательной», и не без оснований. Данные наблюдений далеких областей Вселенной свидетельствовали о том, что общая кривизна Вселенной – независимо от ее знака – должна быть сравнительно мала, так как в противном случае она бы проявилась в результатах подсчета галактик. В случае плоской евклидовой геометрии количество галактик в заданной области неба растет пропорционально квадрату расстояния. Из-за этого далеких и тусклых галактик гораздо больше, чем более близких и ярких. В сильно искривленной Вселенной должны наблюдаться измеримые отклонения от этого закона обратных квадратов.

Так что если кривизна и отлична от нуля, то наша Вселенная либо едва замкнута, либо едва открыта, так как в противном случае эту кривизну давно бы заметили. А это по меньшей мере странно. Поскольку теория Большого взрыва не накладывает никаких ограничений на кривизну и тип геометрии нашего мира, то непонятно, почему Вселенная должна быть чрезвычайно близкой к плоскому виду, но при этом не совсем в точности плоской. Представляется более правдоподобным, что по какой-то причине кривизна Вселенной должна быть в точности равной нулю.

Благодаря пионерской работе физика-теоретика Алана Гута космологи считают, что дело тут в инфляции. Согласно инфляционной гипотезе Гута, разработанной в конце 1979 года, опубликованной в 1981-м и впоследствии развитой и улучшенной российско-американским физиком Андреем Линде, новорожденная Вселенная в первые 10–35 секунд своего существования прошла через стадию быстрого экспоненциального расширения, за время которой ее размер удвоился примерно 100 раз подряд3. Результатом столь невероятного расширения стала современная не отличимая от нулевой кривизна Вселенной независимо от того, насколько ее геометрия могла быть искривлена изначально. Дело в том, что кривизна экспоненциально расширяющейся Вселенной быстро уменьшается с увеличением размера – совсем как кривизна земной поверхности намного менее заметна, чем кривизна бильярдного шара.

Про инфляцию можно написать целую книгу, как это сделали Гут и ряд других авторов. Но хотя эта гипотеза решает многие наболевшие проблемы космологии, она все еще остается довольно спорной, а ее технические аспекты не имеют особого отношения к вопросу темной материи, и поэтому я здесь не собираюсь особенно углубляться в детали4. Достаточно сказать, что инфляционная теория дала космологам достаточные основания полагать, что наша Вселенная идеально плоская, что означает одну важную вещь – она должна иметь критическую плотность. А поскольку теория нуклеосинтеза Большого взрыва говорит нам, что средняя плотность барионной материи может составлять лишь 5 % критической плотности, то из теории инфляции следует наличие во Вселенной огромного количества небарионной материи.

Физик Сол Перлмуттер из Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли просто решил узнать это количество. Не путем поисков темной материи, как это делали другие, а путем измерения замедления расширения Вселенной. Чем сильнее это замедление, тем больше материи – видимой и темной – должно содержаться во Вселенной. (Разумеется, пустая Вселенная совсем не должна замедляться.) Для определения темпа замедления Перлмуттер занялся поиском сверхновых в далеких галактиках в ходе выполнения программы, инициированной его коллегой из Беркли Карлом Пеннипакером. Сравнивая видимый блеск сверхновых с их красными смещениями, можно оценить скорость замедления расширения Вселенной – этот метод был предложен Сэндиджем и Густавом Тамманом в 1979 году.

Вот как он работает. Красное смещение характеризует то, в какой степени свет сверхновой «вытянулся» на своем пути через расширяющееся пространство, который мог занять сотни миллионов или даже