Межгалактическая среда оказалась очень важным компонентом скоплений галактик. Она содержит больше материи, чем сами галактики, а отслеживать гравитационное поле и, следовательно, общую массу скопления на основе ее температуры и пространственного распределения можно намного точнее, чем на основе данных одних галактик. Чтобы получить общую массу газа, нужно взглянуть на уровень излучения. Источник этого излучения – столкновения противоположно заряженных частиц (ионов и электронов), поэтому его уровень пропорционален квадрату плотности газа. Мы наблюдаем только спроецированное излучение, как если бы скопление галактик было раздавлено о небосклон, однако исходя из сферической симметрии относительно несложно «вывернуть» наблюдения и выяснить изменение плотности по мере удаления от центра скопления. Газ распространяется на расстояния, значительно превышающие размеры галактик, и порой отслеживается на расстояниях в несколько миллионов световых лет от центра скопления. Хотя в центре скопления доминируют галактики, газа в нем минимум в три раза больше (мы можем сомневаться в массе галактик, но не в массе газа). Однако даже массы газа и галактик не дают в совокупности общей массы скопления, иными словами, в нем содержится множество темной материи. Ее давление удерживает горячий газ от гравитационного коллапса в скоплении. Чтобы понять, по какому принципу падает давление при удалении от его центра, нам надо знать изменение температуры. Обычно считается, что газ изотермичен (то есть имеет одинаковую температуру по всему скоплению). Это соответствует как наблюдениям, так и числовым симуляциям, которые демонстрируют незначительные изменения как температуры газа, так и скоростей галактик независимо от положения внутри скопления. Бывает, что во внешних частях скопления температура газа все-таки падает, и это снижает оценку его массы.
Опубликованное в 1995 году исследование Дэвида Уайта и Энди Фабиана[192] из Института астрономии Кембриджского университета содержит анализ данных космической обсерватории «Эйнштейн» для девятнадцати ярких скоплений галактик. Ученые сравнили массу газа с общей массой скопления и сделали вывод, что газ оставляет от 10 до 22 % всей массы таких объектов, в среднем примерно 15 %. Прибавляя массу галактик, получим дополнительно 1–5 % (от общей массы). Таким образом, общий барионный состав скоплений намного больше, чем 5 %, предсказанные классической моделью ХТМ для плоской Вселенной. Темная материя все равно нужна (к облегчению ученых, занимающихся физикой частиц), но ее всего в пять, а не в двадцать раз больше, чем барионной. Поскольку модели Большого взрыва предполагают, что барионное вещество может составлять лишь 5 % критической плотности, то при условии, что распределение вещества в скоплениях галактик характерно для Вселенной в целом, общая плотность составляет всего лишь примерно 30 % от критической плотности, даже с учетом темной материи. Другими словами, ХТМ впятеро больше, чем барионов. Чтобы удержать общий показатель плотности на высоком уровне, придется допустить, что барионы составляют значительно больший процент во Вселенной, но это запрещено принципами первичного ядерного синтеза.
Как разрешить эту проблему? Во времена написания книги Companion to the Cosmos между астрономами все еще велись оживленные дебаты о точном значении постоянной Хаббла. В приведенном выше подсчете я предположил, что она равна 50 км в секунду на Мпк, то есть находится ближе к нижнему концу диапазона, что соответствует большой и старой Вселенной.
В космологических моделях по мере понижения значения постоянной Хаббла барионный компонент повышается. Но предполагаемая доля барионов, образуемых в результате первичного ядерного синтеза, увеличивается еще больше, таким образом, несоответствие между ними сокращается. Если снизить постоянную Хаббла достаточно сильно, можно добиться приведения этих параметров к балансу, но задолго до этого момента показатель барионности дойдет до единицы. Поскольку подняться выше 100 % от массы Вселенной барионная материя не может, этот аргумент можно не рассматривать и установить, что показатель постоянной Хаббла не может быть ниже примерно четырнадцати в обычных единицах. Но даже в 1996 году никто из известных мне ученых не решился бы на такую крайность.
Итак, необходимо было отказаться от какой-то из привычных характеристик модели, считавшейся тогда классической. Вероятно, наименее важной из них было то, что темная материя должна быть холодной. Горячая темная материя, состоящая из частиц (например, нейтрино), возникших в результате Большого взрыва и имеющих скорости, близкие к световой, не способна кластеризоваться: частицы не успевают устанавливать связи. На первый взгляд кажется, что огромные объемы такой материи могут заполнять пространство между скоплениями галактик и превосходить их в массе. Однако горячая темная материя не может составлять более одной трети всей темной материи, поскольку ее взаимодействие с барионным веществом замедляет и отодвигает во времени возникновение таких структур, как галактики и скопления, что противоречит наблюдаемому количеству удаленных (старых) радиогалактик и квазаров[193].
Ученые также пытались развивать идею неклассического ядерного синтеза, например, допускали различную концентрацию барионной материи в разных точках космоса. Это позволило бы несколько повысить верхний предел процента барионов во Вселенной, но такие модели несовершенны и не настолько работоспособны, как классическая.
Итак, к середине 1990-х осталось два простых и вероятных объяснения ситуации. Первое – массовая плотность Вселенной действительно намного меньше критической. Если верить наблюдениям, Вселенная может содержать 5 % барионного вещества (по массовой плотности) и примерно 30 % от критической плотности в виде всех форм материи вместе (то есть темной материи примерно в пять раз больше, чем барионной). Сами барионы представлены преимущественно горячим газом в скоплениях галактик (треть от всего объема) и непосредственно галактиками (две трети). Оставшееся содержимое Вселенной может оказаться преимущественно холодной темной материей – возможно, с небольшими вкраплениями горячей. В этом случае постоянная Хаббла может составлять больше 50, что соответствует данным Ключевого проекта HST и измерениям СОВЕ. Однако это означает, что Вселенная не плоская, и противоречит идее инфляции.
Второе объяснение исследователям было известно давно, но не слишком нравилось. Как я писал в 1996 году, «если космологи желают сохранить идею пространственно плоской Вселенной, предсказанной теориями космической инфляции, им придется вернуться к использованию космологической постоянной». Не успел я дописать книгу, как появились реальные доказательства существования космологической постоянной, поразившие ученых (ничего не знавших о моих предсказаниях).
Сверхновые и сверхрасширение
Две группы исследователей, сделавших новое открытие, изучали далекие области Вселенной, а именно сверхновые звезды с очень значительным красным смещением. Предыдущие наблюдения галактик, достаточно близких к нам для оценки расстояний другими методами, позволили откалибровать яркость класса сверхновых, известных как Sn1a (сверхновая типа 1а), имеющих примерно одинаковую истинную яркость. Предполагается, что причина этого – их формирование из белых карликов, которые постепенно набирают массу (видимо, от компаньона по двойной звезде), становясь все тяжелее, до достижения каждой из них одной и той же критической массы (независимо от изначального масштаба звезды). В этой точке давление внутри светила запускает неконтролируемую ядерную реакцию, выделяющаяся энергия срывает внешние слои звезды и на небольшой промежуток времени заставляет ее сиять примерно как четыре миллиарда Солнц. Для космолога сам механизм взрыва сверхновой не так важен, как то, что все сверхновые типа 1а обладают одинаковой яркостью[194], то есть могут быть использованы как стандартные свечи. Видимая яркость сверхновой типа 1а указывает на расстояние до нее и, соответственно, может быть изучена в контексте красного смещения.
Во второй половине 1990-х годов два больших коллектива исследователей (объединявших по несколько десятков ученых, работавших в разных точках мира) стремились с помощью имеющихся технологий (лучших наземных и спутниковых телескопов, современных датчиков CCD[195], мощных компьютеров) как можно лучше картировать распределение в пространстве самых тусклых и удаленных из видимых сверхновых и, следовательно, распределение галактик, в которых они находятся. Поскольку красное смещение обозначается буквой z, один из коллективов назвал себя High-z Supernova Search Team («Команда поиска сверхновых с высоким z»), во главе стояли Брайан Шмидт (Австралийский национальный университет) и Адам Рисс (Университет Джона Хопкинса). Им противостояла группа Supernova Cosmology Project («Проект космологии сверхновых») под руководством Сола Перлмуттера (Калифорнийский университет, Беркли). Полученные выводы были столь масштабны, что факт параллельного проведения исследований двумя коллективами пошел на пользу: совпадение результатов заставило научный мир поверить в них.
