не было бы, например, скоплений галактик с горячим рентгеновским газом.
Исключительно важно, что все перечисленные независимые результаты находятся в полном количественном согласии друг с другом. Это выглядит так, как если бы десять различных линий пересеклись в одной точке! Вот какова прочность эмпирической базы современной космологии.
Перейдем теперь к темной энергии. Указания на её существование вытекают из следующих ниже независимых данных.
3.11. Ускорение космологического расширения. Этот феномен (уже упомянутый выше) космологического масштаба был открыт по данным о нескольких десятках самых далеких сверхновых звезд. В настоящее время наблюдатели располагают материалом уже о двух сотнях этих звезд, и новые данные полностью подтверждают первоначальный результат. По этим наблюдениям удается количественно оценить плотность темной энергии как физического агента, создающего космическое антитяготение и вызывающего ускоренное расширение. Таким путем находят, что плотность темной энергии в наблюдаемой Вселенной в 3–4 раза больше средней плотности темной материи (см. выше). Неудивительно поэтому, что антитяготение, создаваемое темной энергией, сильнее в нынешнюю эпоху тяготения, создаваемого темной материей (вместе с барионами и излучением).
3.12. Критическая плотность. Точные измерения слабой анизотропии реликтового фона, детальное изучение его пятнистой структуры позволили установить, что трехмерное пространство Большого Взрыва является или строго плоским, или практически плоским (см. выше). Из этого обстоятельства вытекает один важный вывод. Согласно фридмановской теории, геометрия пространства однозначно связана с соотношением между полной плотностью мира и так называемой критической плотностью, которая определяется темпом расширения мира и выражается через постоянную Хаббла (коэффициент пропорциональности между скоростью и расстоянием в законе Хаббла — см. выше). При этом в случае плоского пространства плотность мира равна критической плотности. Но раз так, то по измеренному значению постоянной Хаббла можно оценить современную полную плотность мира, т. е. суммарную космическую плотность всех видов энергии во Вселенной. В среднем по большим объемам Вселенной она составляет приблизительно один эрг на сто кубических метров. Эту величину можно представить себе более наглядно, если, например, измерять энергию в единицах энергии покоя протона; тогда указанная плотность эквивалентна присутствию пяти протонов в каждом кубическом метре пространства.
Так как плотности темной материи, барионов и излучения известны из других независимых данных, отсюда следует возможность оценить плотность темной энергии как разности между полной плотностью и суммарной плотностью других видов космической энергии. Конечно, это косвенный метод оценки. Но результат важен как способ проверки прямой оценки, сделанной по наблюдениям сверхновых звезд. Оказывается, что обе оценки плотности темной энергии практически совпадают.
3.13. Возраст мира. Задолго до открытия темной энергии космологов тревожила одна трудная проблема: в космологических моделях, которые в 1960-1980-е гг. считались стандартными, время, протекшее от начала космологического расширения, оказывалось досадно малым — меньше возраста самых старых звезд Галактики. Конечно, этого не должно быть, и уже тогда И.С. Шкловский, Н.С. Кардашев, Я.Б. Зельдович высказывали предположение, что делу могло бы помочь всемирное отталкивание, описываемое эйнштейновской космологической постоянной: в моделях с отличной от нуля космологической постоянной возраст мира получался большим и вполне приемлемым (см., например, [7]). Так что сам по себе возраст самых старых объектов мира служит прямым указанием на существование антитяготения и темной энергии.
3.14. Местный хаббловский поток. Наблюдения движений галактик до расстояний 5–7 Мпк показали, что в этом сравнительно малом масштабе происходит регулярное разбегание галактик по закону Хаббла, причем постоянная Хаббла близка к значению 60–75 км/с/Мпк, которое известно по наблюдениям в гораздо больших масштабах. Этот местный хаббловский поток расширения может существовать и иметь наблюдаемые физические характеристики (постоянная Хаббла и дисперсия скоростей) только в том случае, если его динамика определяется как тяготением Местной группы, так и антитяготением темной энергии, равномерно распределенной во всем пространстве. Отсюда возникает возможность дать оценку плотности темной энергии в нашем ближайшем галактическом окружении: эта «локальная» плотность близка, как оказывается, к «глобальной» плотности (известной по наблюдениям сверхновых и реликтового излучения), а возможно, и точно совпадает с нею. При этом антитяготение оказывается сильнее тяготения уже на расстояниях, превышающих примерно 1–1,5 Мпк от нас. Местная группа галактик имеет радиус, не превосходящий 1 Мпк, и потому в ней преобладает тяготение, которое делает группу гравитационно связанной. А поток разбегания галактик начинается как раз на расстояниях, немного превышающих 1 Мпк, так что им управляет главным образом антитяготение темной энергии [5, 6].
3.15. Формирование крупномасштабных структур. Уже упомянутое выше компьютерное моделирование процессов формирования крупномасштабной космической структуры дает наилучшие результаты, если в нем учитывается не только темная материя, но и темная энергия, причем предполагаемая плотность однородной темной энергии должна иметь как раз её наблюдаемое значение. Кроме того, реальные структуры — галактики, их группы и скопления должны иметь размеры, не превосходящие в каждом случае некоторое предельное значение, определяемое массой объекта и плотностью темной энергии: только тогда они вообще могут существовать как гравитационно связанные системы. И этот вывод тоже подтверждается наблюдательными данными.
Как мы видим, в случае темной энергии имеет место «пересечение» в одной точке по крайней мере пяти различных и не зависящих одна от другой линий аргументации.
Подчеркнем ещё раз: создание современного наблюдательного фундамента космологии стало возможным благодаря использованию совершенной астрономической техники, позволяющей вести наблюдения во всем диапазоне электромагнитных волн — от радиоволн до гамма-излучения. Для целей космологии используются наземные, баллонные и орбитальные инструменты, оснащенные лучшими светоприемниками и другой первоклассной электронной аппаратурой. Космологические исследования велись и ведутся на крупнейших инструментах — это телескоп БТА с зеркалом диаметром 6 м в САО РАН (ещё недавно самый большой в мире), четыре телескопа с зеркалами по 8 м (VLT — Very Large Lelescopes) в Европейской Южной обсерватории, 2 телескопа KECK (10 м) на Гавайях, Хаббловский космический телескоп, радиотелескоп РАТАН-600, а также космические лаборатории IRAS (инфракрасное излучение), ROSAT, Chandra, Интеграл, XMM-Newton (рентгеновские лучи), COBE, Реликт, WMAP (микроволновое радиоизлучение). В стадии подготовки — новые масштабные проекты, такие как Радиоастрон и Миллиметрон, Спектр-Ультрафиолет, Спектр-Рентген-Гамма, Planck, SNAP, JEDM; последние два проекта специально нацелены на изучение темной энергии по регистрации сверхновых звезд на больших расстояниях. О проекте создания 42-метрового телескопа мы уже упоминали.
4. Проблемы, идеи, гипотезы. Космологические исследования используют всё богатство современной физики, причем общие физические законы, надежно установленные и проверенные в лабораторном эксперименте, применимы к изучению эволюции Вселенной, начиная по крайней мере с эпохи термоядерных реакций, с первых секунд существования мира. Комбинация большого числа наблюдений с надежной физической теорией позволила к настоящему времени сделать обоснованные выводы о ряде ключевых физических свойств наблюдаемой Вселенной. Выше мы рассказали о главных из них, а теперь обратимся ктекущим проблемам, идеям и гипотезам в космологии (более подробное изложение читатель может найти в нашей книге [5]).
4.1. Очень ранняя Вселенная. Естественно спросить: а что происходило во Вселенной до эпохи термоядерных реакций? С определенной степенью уверенности можно утверждать, что космологическое расширение имело место и в более ранние времена, когда возраст мира был и много меньше одной секунды. Но суждения о самых ранних стадиях космологического расширения становятся тем менее надежными, чем глубже в прошлое они обращены. Наблюдения тут уже невозможны; более того, стремясь мысленно приблизиться к самому началу мира, когда речь идет уже о немыслимо высоких плотностях и температурах, мы выходим за рамки применимости общих законов физики — они установлены при других, гораздо более скромных значениях физических параметров. Чтобы хоть что-то сказать о тех временах, приходится по необходимости прибегать к далекой экстраполяции стандартных законов в область, где для их применимости не существует, вообще говоря, никаких объективных оснований. И тем не менее широкое распространение в последние 20–25 лет получили теории очень ранней Вселенной, которые
