М.Кремо - Деволюция человека - Страница 240

относительно стабильными звездными образованиями и галактиками. Материи должно хватить для того, чтобы замедлить темпы расширения вселенной, чтобы вся материя в ней не превратилась в газ безо всяких характеристик. Но при этом материи должно быть ровно столько, чтобы предотвратить расширение вселенной, а не ускорить процесс сворачивания ее в черную дыру. Ученые предположили существование темной материи, которая, хотя и невидима, обладает гравитационным полем, поскольку видимая материя распространяется по вселенной способом, который противоречит всем законам притяжения. Учитывая силу притяжения этой темной материи, можно объяснить и распространение видимой материи. Но все же, если сложить и видимую, и темную материю, фактическая их плотность составит всего лишь 0,30 от критической плотности. Кое-кто из ученых предположил, что устройство вселенной как она есть сейчас, можно объяснить, если фактическая плотность материи будет очень близка критической плотности, и тогда их соотношение (Q) будет один к одному (?2 = 1). Но для этого понадобилось бы больше темной материи. Поэтому ученые решили, что, возможно, в природе есть еще некоторое количество темной материи, которая равномерно распределяется по вселенной. В отличие от скоплений темной материи, которые воспринимаются как черные дыры, равномерно распределенная материя практически не влияет своей силой притяжения на отдельные галактики, и поэтому она никак не проявляется в виде аномалий внутри и среди галактик. Но при этом такая темная материя вполне может оказывать влияние на темп расширения вселенной.

Чтобы проверить свои догадки, ученые решили измерить красное смещение определенных типов сверхновых звезд: «Редкий тип сверхновых звезд, известный под названием «тип 1а»,— это внезапный ядерный взрыв в центре умирающей звезды, когда большая часть ее массы (или даже вся) сбрасывается в пространство, а оставшаяся центральная часть сворачивается, — говорит Рис.— По сути, это ядерная бомба со стандартным тротиловым эквивалентом... Важно то, что звезды типа 1а можно расценивать как эталонный источник света, достаточно яркий, чтобы его можно было различить с больших расстояний. По их яркости можно предположить расстояние до них, а измерив красное смещение, можно соотнести скорость расширения и изменение расстояний за прошедшую эру. Космологи надеялись, что такие измерения помогут отличить медленное снижение темпов расширения (которого нужно ожидать, если предположить, что была учтена вся темная материя) от более высокого темпа, если — как считали многие теоретики — во вселенной еще достаточно темной материи, чтобы соотношение фактической и критической плотности было один к одному» (Rees. 2000. Р. 93). Исследователи были весьма удивлены, когда обнаружили, что их измерения красных смещений сверхновых звезд не выявили никакого замедления вовсе. Вместо этого они увидели, что темп расширения вселенной немного увеличивается. Это означало две вещи: во-первых, во вселенной не существует достаточного количества темной материи, а во-вторых, чтобы объяснить рост темпа расширения, ученым пришлось предположить присутствие еще одной силы — антигравитации.

Идея об антигравитации встречалась еще у Эйнштейна. В 1920-х годах великий ученый предположил, что вселенная статична. Но по его вычислениям получалось, что вселенная не может существовать статично. Сила притяжения вынуждает всю материю во вселенной сопротивляться ей. Чтобы сбалансировать эту силу, Эйнштейн ввел в свои формулы «космологическую постоянную» л (лямбду). Когда космологи согласились с тем, что вселенная расширяется, они забыли о космологической постоянной, поскольку она ассоциировалась с теорией о статичной вселенной. Но сейчас оказывается, что модель растущей вселенной требует присутствия этой константы. Что же именно измеряет л? Только не саму силу какой бы то ни было материи. Ученый формулирует ее функцию так: « л измеряет энергию пустого пространства» (Eees. 2000. Р. 154).

Значение л также очень важно. «Если бы лямбда имела большее числовое значение, притяжение было бы преодолено еще раньше, на том этапе, когда элементы были более плотными,— говорит Рис.— Если бы значение лямбда начало преобладать еще до того, как из расширяющейся вселенной появились галактики, или если сила отторжения была бы достаточно мощной, чтобы разрушить их, галактик бы не было. Поэтому для нашего существования необходимо не очень большое значение лямбда» (Rees. 2000. Р. 99).

Q

По теории Большого взрыва, наша вселенная появилась как плотное шаровидное образование очень горячего газа. По мере расширения она остывала. Если этот шар был абсолютно ровным, то по мере его расширения атомы газа должны были распространяться равномерно. Для того, чтобы образовались звезды, галактики, скопления галактик, - шар должен был иметь неровности, некоторые его участки должны были быть плотнее других. В этих более плотных участках атомы притягивались друг к другу силой гравитации и постепенно превращались в звезды и галактики. Рис объясняет это так: "Самые заметные формации в космосе - звезды, галактики, скопления галактик - обязаны своим существованием силе притяжения. Мы можем измерить силу их связующую или, что то же самое, сказать, сколько энергии понадобится, чтобы разъединить их, - пропорционально их общей энергии собственной массы (mс2*). Для самых крупных образований в нашей вселенной - скоплений галактик - эта цифра будет равна примерно одной стотысячной. Это чистое число - соотношение двух энергий, которое мы называем Q" (Rees. 2000. P. 106). Иными словами, чтобы преодолеть силу притяжения, которая удерживает вместе атомы галактик, нужно не такое уж