Макс Тегмарк - Наша математическая вселенная. В поисках фундаментальной природы реальности
Окончательная карта нашей Вселенной
Еще многое предстоит найти
Я сижу в постели, набираю эти слова и думаю о том, как сильно изменилась космология. В те годы, когда я был постдоком, мы часто обсуждали, как было бы здорово получить прецизионные данные и, наконец, точно измерить все интересующие нас космологические параметры. Сегодня можно сказать: дело сделано, ответы – в табл. 4.1. И что теперь? Космология исчерпана? Следует ли космологам подыскать себе другое занятие? Нет! Чтобы оценить, как много интересного еще предстоит сделать, честно взглянем на то немногое, чего удалось достичь космологам: по большому счету, мы лишь параметризовали наше незнание – в том смысле, что за каждым параметром в табл. 4.1 стоит необъясненная загадка. Например:
• Мы измерили плотность темной материи. Но что это такое?
• Мы измерили плотность темной энергии. Но что это такое?
• Мы измерили плотность атомов (1 атом приходится примерно на 2 млрд фотонов). Но какой процесс привел к такому соотношению?
• Мы посчитали, что амплитуда первоначальных флуктуаций составляла 0,002 %. Но какой процесс их породил?
По мере улучшения качества данных мы сможем использовать их для измерения параметров в табл. 4.1 со все более высокой точностью, то есть со все большим числом цифр после запятой. Но меня гораздо сильнее вдохновляет использование улучшенных данных для измерения новых параметров. Например, можно попробовать определить иные, кроме плотности, параметры темной материи и темной энергии. Есть ли у темной материи давление? А скорость? А температура? Это могло бы пролить свет на ее природу. Действительно ли плотность темной энергии строго постоянна? Если бы удалось измерить даже малейшие ее изменения во времени или от места к месту, это дало бы нам ключ к пониманию ее природы и того, как темная энергия влияет на будущее нашей Вселенной. Есть ли у первичных флуктуаций еще какие-либо закономерности или свойства помимо амплитуды в 0,002 %? Это могло бы многое рассказать о происхождении Вселенной.
Я много думал над тем, как подступиться к этим вопросам, и на все эти вопросы ответ один: получить карту Вселенной! В частности, нам нужны максимально подробные трехмерные карты Вселенной. Наибольший объем, который мы в принципе можем нанести на карту – та часть пространства, свет из которой успел до нас дойти. Данный объем, в сущности, соответствует внутренности плазменной сферы (рис. 4.7, слева), которую мы исследовали, и, как видно из центрального изображения на этом рисунке, свыше 99,9 % этого объема остается неисследованным. Видно также, что наша лучшая трехмерная карта галактик, построенная на основе данных Слоуновского цифрового обзора неба, покрывает лишь наши ближайшие космологические окрестности – Вселенная поистине колоссальна! Если добавить на этот рисунок самые далекие галактики, когда-либо открытые астрономами, они будут чуть дальше, чем на полпути до края, и их окажется слишком мало, чтобы составить сколько-нибудь полезную трехмерную карту.
Рис. 4.7. Сравнительно с наблюдаемой частью Вселенной (слева) ее доля, которая была картографирована (в центре), очень мала и охватывает менее 0,1 % объема. Как и в случае с Австралией в 1838 году (справа), на карту нанесена лишь полоска по периметру, а большая часть внутренней территории остается неисследованной. Окружность на среднем рисунке – это плазма (излучение, составляющее наблюдаемый нами космический микроволновый фон, поступает лишь из ее тонкого внутреннего серого края). Небольшая структура вблизи центра – крупнейшая на данный момент трехмерная карта галактик, построенная на основе данных Слоуновского цифрового обзора неба.
Если бы мы смогли нанести на карту неисследованные части Вселенной, космологию ожидал бы колоссальный прогресс. Мы бы не только тысячекратно расширили свою космологическую осведомленность, но и (далеко – значит давно) узнали бы подробности того, что происходило в первой половине нашей космической истории. Однако как это сделать? Все методы, которые мы обсуждали, продолжают впечатляющим образом развиваться, но, к сожалению, в обозримой перспективе они, видимо, не позволят картографировать большую долю неохваченного картами 99,9 % объема Вселенной. Эксперименты по картографированию космического микроволнового фона затрагивают в основном границу этого объема, поскольку внутри он большей частью прозрачен для микроволн. На таких расстояниях большинство галактик становятся настолько тусклыми, что их трудно увидеть даже в лучшие телескопы. К тому же значительная часть этого объема настолько удалена, что вовсе не содержит галактик – мы заглядываем в настолько далекое прошлое, когда большинство их еще не сформировалось!
Картографирование водорода
К счастью, существует другая технология картографирования. То, что мы считаем пустотой, в действительности не совсем пусто: межгалактическое пространство заполняет газообразный водород. Кроме того, физики давно знают, что газообразный водород испускает радиоволны длиной 21 см, которые можно регистрировать с помощью радиотелескопов. (Когда мой однокурсник Тед Банн преподавал в Беркли и коснулся этой темы, один студент задал ему вопрос: «А какая длина волны у линии длиной 21 см?») Это значит, что, хотя водород невидим для обычных телескопов, посредством радиотелескопов его, в принципе, можно «увидеть» в большей части Вселенной, в том числе задолго до того, как образовались звезды и галактики. И можно построить трехмерные карты распределения газообразного водорода, используя явление красного смещения, которое обсуждалось в гл. 2: поскольку радиоволны при расширении Вселенной растягиваются, длина регистрируемых на Земле волн указывает, с какого расстояния (а значит, из какого времени) они к нам пришли. Например, волны, которые, приходя к нам, имеют длину 210 см, были растянуты в 10 раз, а значит, испускались они, когда Вселенная была в 10 раз меньше, чем сегодня. Эту методику называют томографией на волне 21 см, и поскольку она может привести к следующему прорыву в космологии, к ней привлечено большое внимание. В гонку включились многие научные группы, которые стремятся первыми в мире надежно зарегистрировать едва уловимый сигнал водорода, находящегося на полпути до края Вселенной, однако пока никто в этом не преуспел.
Что такое телескоп?
Почему это так трудно? Потому что сигнал очень слаб. Что нужно для регистрации чрезвычайно слабых сигналов? Чрезвычайно большой телескоп. Скажем, площадью 1 км2. Что нужно для постройки чрезвычайно большого телескопа? Чрезвычайно большой бюджет. Но все-таки – насколько большой? Вот тут интереснее! Стоимость традиционных радиотелескопов вроде того, что на рис. 4.8, более чем удваивается при удвоении площади, и в некоторый момент становится абсурдно высокой.
Поэтому во всех экспериментах, стремящихся осуществить томографию на волне 21 см, используется более современный тип радиотелескопов, называемых интерферометрами. Поскольку свет и радиоволны – это электромагнитные явления, они, распространяясь, создают электрическое напряжение между различными точками пространства. Это, конечно, очень низкое напряжение, во много раз слабее 1,5 В между контактами батарейки, но и его можно уловить с помощью хороших антенн и усилителей. Основная идея интерферометрии такова: с помощью массива радиоантенн измерить большое число таких напряжений и с помощью компьютера по этим данным реконструировать вид неба. Если все антенны расположены в горизонтальной плоскости, как на рис. 4.8 (на переднем плане), то волна, пришедшая прямо сверху, достигнет их одновременно. Волны, идущие под углом, достигнут некоторых антенн раньше, чем других, и компьютер использует этот факт для определения их направления. Наш мозг пользуется тем же методом при определении источника звука: если левое ухо слышит звук раньше правого, то звук, очевидно, приходит слева. Точно оценив разницу во времени, мозг может даже оценить, идет звук строго слева или под углом. Имея только два уха, вы не можете определить угол точно и справились бы с задачей гораздо лучше, будь у вас, наподобие большого радиоинтерферометра, сотни ушей по всему телу (хотя, возможно, это выглядело бы не очень хорошо). Идея интерферометра, предложенная Мартином Райлом в 1946 году, оказалась невероятно успешной и принесла ему Нобелевскую премию в 1974-м.
Рис. 4.8. Радиоастрономия с большим бюджетом (на заднем плане) и с малым (на переднем плане). Во время экспедиции в обсерваторию Гринбэнк в Западной Виргинии мой аспирант Энди Лютомирски возится с электронным оборудованием, спрятанным в палатку от дождя.
