На протяжении следующих тридцати лет наблюдательные подтверждения несветящейся материи продолжали поступать, ^{143} но окончательно вопрос был решён работой астронома Веры Рубин из Института Карнеги в Вашингтоне вместе с Кентом Фордом и другими. Рубин и её коллеги изучили движение звёзд внутри большого числа вращающихся галактик и пришли к заключению, что там есть только то, что мы видим, то многие звёзды галактик должны быть попросту выброшены наружу. Их наблюдения окончательно показали, что видимая материя галактик нигде не может вызывать достаточно сильное гравитационное притяжение, чтобы удержать наиболее быстрые звёзды. Детальный анализ, проведённый ими, показал также, что звёзды будут оставаться гравитационно связанными, если галактики, где они обитают, погружены в гигантский шар несветящейся материи (как показано на рис. 10.5), общая масса которой намного превосходит массу светящейся галактической материи. Итак, как на представлении, где можно догадаться о присутствии одетого в тёмное мима, хотя видны только его руки в белых перчатках, летающие туда и сюда по неосвещённой сцене, астрономы пришли к выводу, что Вселенная должна быть заполнена тёмной материей— материей, которая не собирается в звёзды и поэтому не излучает свет и которая при этом оказывает гравитационное притяжение, не проявляя себя визуально. Светящиеся составляющие Вселенной — звёзды — выглядят плавающими маяками в гигантском океане тёмной материи.

Но если тёмная материя обязана существовать, чтобы привести к наблюдаемому движению звёзд и галактик, из чего она состоит? До настоящего времени никто не знает. Природа тёмной материи остаётся большой тайной, хотя астрономы и физики предложили множество возможных кандидатов на её роль, начиная с различных экзотических частиц и кончая космическим бассейном миниатюрных чёрных дыр. Но даже без определения её состава благодаря тщательному анализу её гравитационного влияния астрономы смогли с хорошей точностью определить, сколько тёмной материи распределено по Вселенной. В результате они получили примерно 25% от критической плотности. ^{144} Таким образом, вместе с 5%, приходящимися на видимую материю, тёмная материя даёт нам 30% от количества, предсказанного инфляционной космологией.

Итак, это, конечно, прогресс, но в течение долгого времени учёные чесали затылки, удивляясь, куда делись оставшиеся 70% Вселенной, которые, если инфляционная космология верна, определённо находятся в самоволке. И вот в 1998 г. две группы астрономов пришли к одному и тому же удивительному заключению, которое замкнуло круг нашей истории и снова явило мощь предвидения Альберта Эйнштейна.

Аналогично тому, как вам хочется получить заключение другого специалиста для подтверждения медицинского диагноза, физики тоже стремятся услышать иное мнение, когда они сталкиваются с экспериментальными данными или теориями, которые указывают на наличие загадки. Из таких мнений наиболее убедительными являются те, которые приводят к тем же результатам путём, существенно отличным от исходного. Когда различные объяснения с разных направлений приводят к одному результату, это даёт хороший шанс, что мы попали в научное яблочко.

Поэтому понятно, что физики стремились к независимому подтверждению следующего вывода инфляционной космологии: 70% материи/энергии Вселенной ещё предстоит обнаружить и измерить. Давно было осознано, что таким трюком могли бы стать измерения параметра замедления.

Сразу после начального инфляционного взрыва обычная притягивающая гравитация стала замедлять расширение пространства. Темп, с которым происходит это замедление, называется параметром замедления. Точное измерение этого параметра могло бы обеспечить независимую оценку полного количества материи во Вселенной: большее количество материи, независимо от того, даёт она свет или нет, означает большее гравитационное притяжение и потому сильнее замедляет пространственное расширение.

Многие десятилетия астрономы пытались измерить торможение Вселенной, но, хотя это и просто с принципиальной стороны, на практике это является сложной задачей. Когда мы наблюдаем удалённые небесные тела, вроде галактик или квазаров, мы видим их такими, какими они были в далёком прошлом: чем они дальше от нас, тем дальше назад во времени мы смотрим. Поэтому, если мы могли бы измерить, как быстро они от нас удаляются, мы узнали бы, как быстро Вселенная расширялась в удалённом прошлом. Более того, если бы мы могли провести такие измерения для астрономических объектов, расположенных на разных расстояниях, мы смогли бы измерить скорость расширения Вселенной в разные моменты прошлого. Сравнивая эти скорости расширения, можно было бы определить, как замедляется расширение пространства со временем, и отсюда определить параметр замедления.

Для реализации этой стратегии по измерению параметра замедления требуются две вещи: способ измерения расстояния до данного астрономического объекта (так чтобы мы знали, как далеко назад во времени мы заглядываем) и способ определения скорости, с которой объект удаляется от нас (так чтобы мы знали темп расширения пространства в этот момент прошлого). Последнюю составляющую получить проще. Точно так же, как вой сирены полицейского автомобиля переходит к более низкому тону, когда он удаляется от вас, частота колебаний света, испущенного астрономическим источником, также падает, когда объект удаляется. А поскольку свет испускается атомами вроде водорода, гелия или кислорода — атомами, входящими в состав звёзд, квазаров и галактик, — которые тщательно изучены в лабораторных условиях, точное определение скорости объекта может быть проведено путём изучения того, насколько сильно свет, который мы получаем от астрономического источника, отличается от света, который мы видим в лаборатории.

Но первая составляющая — метод точного определения, как далеко находится объект, оказалась головной болью астрономов. Можно ожидать, что чем дальше что-либо находится, тем более тусклым будет выглядеть, но обратить это простое наблюдение в количественное измерение трудно. Чтобы судить о расстоянии до объекта по его видимой яркости, вам нужно знать его абсолютную светимость — насколько ярким он был бы, если бы располагался прямо рядом с вами. Но определить абсолютную светимость объекта, удалённого на миллиарды световых лет, трудно. Генеральная стратегия заключается в поиске таких разновидностей небесных тел, которые по фундаментальным астрофизическим причинам всегда имеют стандартную светимость. Если пространство заполнено зажжёнными 100-ваттными лампочками, хитрость бы удалась, поскольку мы могли бы легко определить расстояние до данной лампочки на основании того, насколько она выглядит тусклой (хотя это сложная задача — увидеть 100-ваттную лампочку на большом расстоянии). Но, поскольку пространство не имеет такого оборудования, что могло бы сыграть роль лампочки стандартной яркости или, на языке астрономии, что может сыграть роль стандартной свечи? Астрономы долго изучали различные возможности, но наиболее успешным кандидатом на сегодняшний день является особый класс взрывов сверхновых звёзд.

Когда звёзды исчерпывают своё ядерное горючее, направленное наружу давление, создаваемое реакциями ядерного синтеза в ядре звезды, уменьшается и звезда начинает схлопываться под тяжестью своего собственного веса. Когда ядро звезды рушится в себя, его температура быстро возрастает, иногда приводя к гигантскому взрыву, который сдувает внешние слои звезды, вызывая сверкающее зрелище небесного фейерверка. Такой взрыв известен как рождение сверхновой; в течение нескольких недель одна взорвавшаяся звезда может сиять так же ярко, как миллиард солнц. Это действительно поражает воображение: отдельная звезда сияет почти так же ярко, как целая галактика! Различные типы звёзд — различных размеров, с разным относительным содержанием различных атомов и т. д. — приводят к различным типам взрывов сверхновых, но много лет назад астрономы поняли, что определённые взрывы сверхновых всегда светят с одинаковой абсолютной яркостью. Это взрывы сверхновых типа Ia.