Стандартная модель Вселенной под вопросом: темная энергия может меняться

Стандартная космологическая модель ΛCDM, на которую сегодня опираются ученые, объединяет Общую теорию относительности (ОТО), предположение об однородности и изотропности Вселенной на больших масштабах, а также параметры, определенные из астрономических наблюдений. Такая комбинация позволяет с высокой точностью описывать эволюцию космоса. Однако сама картина устройства Вселенной остается на удивление странной. По современным оценкам, обычное вещество, из которого состоят звезды, планеты, галактики и почти все известные нам объекты, составляет лишь около пяти процентов всего содержания Вселенной. Еще примерно 27 процентов приходится на темную материю, а оставшиеся 68 процентов — на темную энергию. То есть большая часть космоса состоит из компонентов, о природе которых ученые до сих пор не пришли к единому выводу.

Темная материя помогает объяснить, как формируются галактики и почему звезды внутри них движутся так, будто галактики содержат дополнительную невидимую массу. Темная энергия, напротив, связана с поведением самой Вселенной на крупнейших масштабах: именно она объясняет, почему пространство расширяется все быстрее. В простейшей версии ΛCDM темная энергия представлена космологической постоянной Λ (лямбда) — величиной, что остается неизменной во времени. Вместе с холодной темной материей (Cold Dark Matter, CDM) модель описывает космос — от реликтового излучения (слабого микроволнового свечения, возникшего примерно через 380 тысяч лет после Большого взрыва) до распределения галактик на самых больших космологических масштабах.

Хотя математически космологическая постоянная Λ входит в уравнения Эйнштейна, физическая природа компонента, который связывают с темной энергией, до сих пор неизвестна. Собственно, именно поэтому наряду с ΛCDM продолжают обсуждаться альтернативные сценарии. Это понимание укрепилось благодаря данным спутника Planck, наблюдениям сверхновых типа Ia и крупным обзорам галактик. Они показали, что одна и та же модель способна описывать разные эпохи космоса — от ранней Вселенной до ее современного состояния. Но чем точнее становились наблюдения, тем заметнее были небольшие расхождения. Сначала ученые столкнулись с напряжением Хаббла — различием между двумя наиболее точными способами измерить нынешнюю скорость расширения Вселенной. Затем появились другие несогласованности, связанные с ростом космических структур. Следом новые данные крупных обзоров начали демонстрировать: некоторые наборы наблюдений несколько лучше согласуются с моделями, где темная энергия со временем может изменяться.

Открытие, перевернувшее представления

Чтобы понять, почему этот вопрос возник вновь, нужно вернуться к концу XX века, когда сама идея ускоренного расширения казалась невозможной. Если восстановить классическую картину космоса в том виде, в каком она складывалась в первой половине ХХ века, Вселенная должна вести себя довольно предсказуемо. После Большого взрыва пространство начало расширяться, а материя внутри него — собираться в галактики, скопления и более крупные структуры. Но у такой Вселенной есть важное свойство: вещество гравитирует. А значит, его суммарное притяжение должно было постепенно тормозить расширение. Из этого рассуждения выросла ранняя космологическая «интуиция»: будущее Вселенной зависит от плотности материи. Если ее достаточно много — расширение в конечном итоге остановится и сменится сжатием. Если мало — космос будет расширяться вечно, но с постоянно уменьшающейся скоростью.

Эта логика легла в основу так называемых фридмановских решений уравнений ОТО, полученных советским математиком Александром Фридманом еще в 1922 году. Уже тогда из уравнений Эйнштейна следовало, что Вселенная статичной быть не может: космос либо расширяется, либо сжимается, а скорость этого процесса должна зависеть от содержания материи и энергии. На самом деле, ситуация даже чуть сложнее: в той же самой статье Фридмана он показал, что Вселенная может пульсировать — то есть сначала расширяться, потом сжиматься и так далее. Ее массу и период пульсаций ученый оценил в десять миллиардов лет.

Еще в начале XX века — до расчетов Фридмана — астроном Весто Слайфер обнаружил, что далекие галактики действительно удаляются друг от друга. А в 1929 году астроном Эдвин Хаббл смог достаточно точно рассчитать расстояния до галактик, получив функцию зависимости скорости разбегания от расстояния до той или иной галактики. На этом этапе всем, включая Эйнштейна, который несколько лет с большим сомнением относился к этой идее, стало ясно: Вселенная расширяется. На тот момент эта идея сама по себе не противоречила тормозящей картине. Напротив — расширение можно было трактовать как результат первоначального импульса, который со временем должен замедляться под действием гравитации.

Темная энергия: новые вызовы

Перелом произошел только в конце ХХ века ввиду появления точных методов измерения расстояний до очень далеких объектов и, что особенно важно, методов восстановления истории расширения космоса. За дело взялись сразу две независимые исследовательские группы — Supernova Cosmology Project и High-Z Supernova Search Team. Ключом стали сверхновые типа Ia — взрывы белых карликов, которые можно использовать как «Стандартные свечи космологии». Их яркость сама по себе различалась, но ее можно было надежно стандартизировать благодаря связи между формой кривой блеска и истинной светимостью. Так, сравнивая расстояние со скоростью удаления галактик, обе команды независимо пришли к одному выводу: данные требовали модели с ускоряющимся расширением Вселенной.

Открытие было поразительным. Если галактики разлетаются все быстрее, значит, в космосе должен присутствовать компонент, который ведет себя как антигравитация, преодолевая притяжение обычного вещества. Этот компонент и назвали темной энергией. В простейшей модели ΛCDM она постоянна, однако новые данные намекают, что это может быть не так. Отдельно взятые, эти наблюдения нельзя назвать доказательством новой физики. Однако вместе они создают ситуацию, в которой ΛCDM оказывается потенциально неполной. На этом фоне вопрос о будущем Вселенной также остается открытым. Если темная энергия действительно эволюционирует, это может привести к самым разным сценариям — от продолжения ускоренного расширения до коллапса в будущем. Современная космология вновь возвращается к вопросу о том, что именно заставляет космос расширяться с ускорением — и действительно ли темная энергия постоянна.