В ходе тщательных исследований, проведенных 1990-х годах, оказалось, что определенный тип взорвавшейся звезды, называемый сверхновая типа Ia, обладает замечательным свойством: с высокой точностью, те сверхновые типа Ia, которые по своей природе ярче, также сияют дольше. Корреляция, хотя до конца не изучена теоретически, эмпирически очень тесная. Это означает, что эти сверхновые очень хорошие «стандартные свечи». Под этим мы подразумеваем, что эти сверхновые могут быть использованы для калибровки расстояний, потому что их собственную яркость можно непосредственно установить путем измерения, которое не зависит от расстояния. Если мы наблюдаем сверхновую в далекой галактике, а мы можем это сделать, потому что они очень яркие, то, наблюдая, как долго она светит, мы можем получить ее внутреннюю яркость. Затем, измеряя ее видимую яркость нашими телескопами, мы можем точно узнать, насколько далеко находится сверхновая и ее галактика. Тогда, измерив «красное смещение» света от звезд в галактике, мы можем определить ее скорость, и таким образом можем сравнить скорость с расстоянием и вывести скорость расширения Вселенной.

Пока все хорошо, но если сверхновые взрываются в галактике примерно лишь раз в сто лет, насколько вероятно, что мы когда-либо сможем их увидеть? В конце концов, последняя сверхновая в нашей Г алактике, которую видели на Земле, была замечена Иоганном Кеплером в 1604 году! Действительно, это говорит о том, что сверхновые в нашей Галактике наблюдаются только во время жизни величайших астрономов, и Кеплер, конечно, отвечает этим требованиям.

Начав свою деятельность в качестве скромного учителя математики в Австрии, Кеплер стал помощником астронома Тихо Браге (который ранее сам наблюдал сверхновую в нашей галактике и которому по возвращении король Дании подарил целый остров), и используя данные Браге о положении планет в небе, взятые более чем за десять лет, Кеплер в начале семнадцатого века вывел свои знаменитые три закона движения планет:

1. Планеты движутся вокруг Солнца по эллипсам.

2. Линия, соединяющая планету и Солнце, описывает равные площади за равные промежутки времени.

3. Квадрат периода обращения планеты прямо пропорционален кубу (3-й степени) большой полуоси его орбиты (или, другими словами, «большой полуоси» эллипса, половине расстояния через самую широкую часть эллипса).

Эти законы в свою очередь заложили основу для получения Ньютоном универсального закона всемирного тяготения почти столетие спустя. Кроме этого замечательного вклада, Кеплер успешно защитил мать, обвиняемую в колдовстве, и написал, пожалуй, первый фантастический рассказ о путешествии на Луну.

В настоящее время, один из способов увидеть сверхновую — просто назначить по одному аспиранту на каждую галактику в небе. В конце концов, сто лет не слишком отличается, по крайней мере, в космическом смысле, от среднего времени, необходимого, чтобы сделать докторскую диссертацию, и аспирантов много, а их использовать дешево. К счастью, однако, мы не должны прибегать к таким крайним мерам, по очень простой причине: Вселенная большая и древняя, и, как следствие, редкие события происходят все время.

Выйдите однажды ночью в лес или пустыню, где можно увидеть звезды, и поднимите руку к небу, сделав маленький кружок между большим и указательным пальцами, размером с копейку. Направьте его на темный участок неба, где нет никаких видимых звезд. В этом темном участке, с помощью достаточно большого телескопа, вроде тех, что есть у нас на вооружении сегодня, вы могли бы различить, возможно, 100 000 галактик, каждая из которых содержит миллиарды звезд. Поскольку сверхновые взрываются один раз в сто лет, в пределах 100 000 галактик вы должны ожидать увидеть в среднем примерно три звезды, взорвавшиеся в данную ночь.

Астрономы именно так и сделали. Они выпросили время на телескопе, и в некоторые ночи могли увидеть одну взорвавшуюся звезду, в некоторые ночи две, а в некоторые ночи могло быть облачно, и они не могли увидеть ни одной. Таким образом, несколько групп смогли определить константу Хаббла с погрешностью менее 10 процентов. Новое число, около 70 километров в секунду для галактик, находящихся в среднем в 3 млн. световых лет друг от друга, почти в 10 раз меньше, чем полученное Хабблом и Хьюмасоном. В результате был сделан вывод, что возраст Вселенной ближе к 13 млрд лет, а не 1,5 млрд лет.

Как я опишу позже, это также полностью согласуется с независимыми оценками возраста старейших звезд в нашей галактике. От Браге до Кеплера, от Ле-метра до Эйнштейна и Хаббла, и от спектров звезд до содержания легких элементов, четыреста лет современной науки представили замечательную и непротиворечивую картину расширяющейся Вселенной. Ничто не разваливается. Картина Большого Взрыва находится в хорошем состоянии.

Установив, что у Вселенной было начало, и что она возникла в определенное и измеримое время в прошлом, следующий естественный вопрос звучит так: «Каков ее конец?»

На самом деле, это был именно тот вопрос, который привел меня из моей вотчины, физики элементарных частиц, в космологию. В течение 1970-х и 1980-х годов, благодаря детальному изучению движения звезд и газа в нашей Галактике, а также изучению движения галактик в больших группах галактик, называемых кластерами, становилось все более ясно, что во Вселенной есть не только то, что видится невооруженным глазом или в телескоп.