Вселенная. Вопросов больше, чем ответов 2009

311

Таким путем Хаббл смог определить расстояние до тех двух десятков туманностей, красное смещение (а следовательно, и скорость удаления) которых ранее измерил Слайфер. А это, в свою очередь, позволило ему получить свое знаменитое соот­ношение: v = Hr, где v — скорость удаления от нас галактики, г — расстояние до нее, а Н — постоянная, носящая ныне его имя, «постоянная Хаббла».

Необходимо сразу отметить, что скоростью удаления галакти­ки, фигурирующей в законе Хаббла, является скорость, обуслов­ленная космологическим расширением Вселенной. Это весьма принципиальный момент, который иногда упускают из виду. Так, Большой Взрыв, положивший начало нашей Вселенной, за­частую представляют в виде взрыва некой гигантской космиче­ской «бомбы», после чего начался разлет вещества в простран­стве. Естественно, столь же часто после подобных представлений возникает следующий вопрос: а где же, в таком случае, находится то самое место, откуда «начался» «разлет» Вселенной? В каком оно созвездии и насколько от нас далеко в этом направлении?

А так как задающий подобный вопрос зачастую знает, что га­лактики удаляются от нашей во все стороны, у такого человека может возникнуть идея, что «центр Вселенной» находится где- то в нашей Галактике или, по крайней мере, поблизости от нее.

На самом деле все совсем не так. В момент рождения Вселенной произошел не разлет вещества в пространстве (в са­мые начальные моменты, кстати, никакого вещества еще вооб­ще не было), а начало «раздуваться» само пространство-время. Хорошей аналогией (хотя и не совсем точной) является тут уже упомянутый воздушный шарик. В рамках этого классического примера представим, что галактики — это точки на поверхно­сти шарика, и начнем этот шарик надувать. Где для двухмерного существа, живущего на шарике, будет находиться «центр» рас­ширения? Нигде и в то же самое время — везде. Ведь о центре шарика двумерное существо, живущее на его поверхности, не имеет никакого понятия. Любая (а не одна-единственная, чем-то «выделенная») галактика будет удаляться от всех других.

312

И как раз именно потому, что скорости галактик в законе Хаббла имеют своей причиной «расширение» пространства- времени, они могут превышать скорость света. И никакого противоречия с теорией относительности тут нет — ведь она запрещает сверхсветовые скорости (что конкретно имеется в виду под «сверхсветовыми» скоростями в теории относительно­сти — было объяснено в начале главы) в пространстве — а тут у нас «расширяется», как уже было сказано, само пространство- время. Условно говоря, мы не можем двигать точки по линейке со сверхсветовой скоростью — но тут у нас «увеличивается» сама линейка.

Надо сказать, что идея о сверхсветовых скоростях галактик далеко не сразу была принята многими учеными. В научно- популярных книгах (а иногда даже во вполне научных трудах), изданных в 8о-е, например, годы, часто встречается утвержде­ние, что для красных смещений далеких галактик, близких к единице (и тем более — превышающих ее)¹, необходимо исполь­зовать релятивистскую формулу СТО для эффекта Доплера, ко­торая для любых красных смещений дает скорость удаления, не превышающую скорости света.

Но факт заключается в том, что расширение Вселенной опи­сывает не СТО («заведующая» движениями в пространстве), а ОТО (могущая описать и «расширение» самого пространства- времени). И для связи красного смещения и скорости удаления объекта (за счет расширения Вселенной, подчеркнем еще и еще раз) необходимо использовать именно формулы ОТО. Так что для общепринятой ныне космологической модели получается, что Далекие галактики с красным смещением, превышающим 1,46, действительно удаляются от нас со сверхсветовой скоростью.

Мы недаром усиленно подчеркивали фразу «за счет расшире­ния Вселенной». Потому что, помимо скоростей, обусловленных

Красное смещение, напомним, для скоростей, относительно небольших по сравнению со скоростью света, равно просто отношению скорости Удаляющегося объекта и скорости света: и/с. — Примеч. авт.

313

расширением Вселенной, у галактик есть и собственные (пеку­лярные) скорости. Это обычные скорости в пространстве, обу­словленные, как правило, взаимным притяжением. Они, конеч­но, не могут превышать скорости света. Тем не менее величина их может быть вполне значительной. Так, за счет совместного дей­ствия притяжения Великого Аттрактора и притяжения к сверх­скоплению галактик в Деве, Местная группа, в которую входит наша Галактика, движется со скоростью примерно боо км/с — об этом факте мы уже упоминали ранее. А так как на близком рас­стоянии скорости галактик, обусловленные космологическим расширением, невелики, то пекулярные скорости могут суще­ственно исказить картину расширения Вселенной. Более того, Туманность Андромеды, например, имеет не красное, а фиолето­вое смещение. Вместо удаления она к нам приближается.

Ну и, чтобы окончательно закрыть тему сверхсветовых скоро­стей в астрофизике, упомянем еще один пример. При изучении выбросов (джетов) из ядер активных галактик не раз были за­регистрированы «сверхсветовые», казалось, скорости движения этих выбросов. Тут уже речь идет о движении в пространстве, так что СТО мы имеем право (и должны!) применять в полном объ­еме. И СТО, конечно, сказала свое веское слово. В данном случае ни о каких «истинных» сверхсветовых скоростях речи, безуслов­но, нет в принципе. В данном случае такие скорости являются кажущимися, причина их — в проекции истинных движений в пространстве на картинную плоскость неба. Простейшей ана­логией тут будет поведение луча фонарика, которым мы «чир­кнули» по звездному небу — и за несколько секунд «совершили путешествие» через половину Галактики.

Вернемся, однако, к закону Хаббла. В рамках той же анало­гии с воздушным шариком легко понять и конкретный вид за­кона Хаббла, приведенный выше. Представим три галактики на одной «прямой», с одинаковыми расстояниями от «краевых» галактик до «центральной». Так как ситуация у нас полностью симметрична, то «краевые» галактики будут «удаляться» от «центральной» (а она, с их точки зрения, — от них) с одинаковой

314

скоростью. Тогда с какой скоростью они будут удаляться друг от друга? Легко понять, что со скоростью в два раза большей, т. е. расстояние больше в два раза — и скорость тоже. Вот мы и по­дучили закон Хаббла. А коэффициент взаимосвязи между скоро­стью и расстоянием — постоянная Хаббла, — как тоже несложно заметить, будет при этом функцией темпа «надувания» шарика и его текущих размеров.

Таким образом, получается, что постоянная она несколь­ко в ином смысле, чем, например, постоянная тяготения. Постоянная Хаббла не зависит от направлений и расстояний во Вселенной, но при этом она вполне может зависеть (и, как видим, зависит в большинстве случаев) от времени. Более того, величи­на, обратно пропорциональная постоянной Хаббла в данный мо­мент, представляет собой не что иное, как возраст Вселенной на тот же момент (с точностью до численного множителя порядка единицы).

Но теорию, позволившую (помимо всего — и очень мно­гого! — прочего) связать постоянную Хаббла с возрастом Вселенной, разработал не Хаббл, а советский ученый Алек­сандр Александрович Фридман. Причем разработал еще в 1922 году, за семь лет до открытия Хаббла. Собственно, до от­крытия Хаббла Александру Александровичу дожить так и не удалось, он умер в 1925 году от брюшного тифа¹. Но за свою короткую — всего 37 лет — жизнь он успел многого достичь и в том числе по праву считается одним из основателей современ­ной космологии.

В своих работах 1922 и 1924 годов Фридман продемонстриро­вал, что уравнения Общей Теории Относительности допускают существование эволюционирующей, меняющей со временем свои размеры Вселенной, и определил законы, управляющие этой эволюцией. Уравнения динамики Вселенной, выведенные

Однако есть свидетельства, что в 1924 году Фридман обсуждал исследо­вания Слайфера на семинаре в Петроградском университете и дал им правильную — космологическую — интерпретацию. — Примеч. авт.

315

Фридманом, сейчас носят его имя. Также имя Фридмана носит впервые выписанная им же метрика однородной и изотропной Вселенной¹. А из современных космологических наблюдений мы знаем, что. Вселенная наша действительно однородна и изо­тропна на масштабах, больших 300 МПк, т. е. Вселенную в целом описывает именно метрика Фридмана.

В первой работе — «О кривизне пространства» — Фридман исследовал точно такую замкнутую модель Вселенной с положи­тельной трехмерной кривизной, как и в своей статье 1917 года Эйнштейн. И Фридман показал, что такой мир вовсе не обяза­тельно должен быть стационарным, он вполне может как увели­чивать, так и уменьшать свой радиус.

Более того, если убрать из уравнений Фридмана лямбда-член, то геометрия мира однозначно определяет его дальнейшую судь­бу — и мир с положительной трехмерной кривизной после пер­воначального расширения должен схлопнуться обратно. Саму же кривизну столь же однозначно определяет полная плотность Вселенной (включая вклад как вещества, так и излучения, а так­же, забегая немного вперед,— вклад темной материи и темной энергии). И если плотность будет больше некоторого критиче­ского значения, которое для известных нам параметров нашей Вселенной составляет примерно ю^-29 г/см³, то мир неизбежно будет обладать положительной кривизной и столь же неизбеж­но, еще раз повторим, рано или поздно снова схлопнется.

¹ Однако в англоязычной литературе метрика эта называется метрикой Фридмана-Робертсона-Уокера (FRW-метрика), потому что незави­симо (как считается) от Фридмана американские математики Говард Робертсон и Артур Уокер получили в 1935 году тот же результат. Немного странным тогда представляется, почему метрикой Фридмана-Леметра- Робертсона-Уокера называется она определенно реже — ведь бель­гийский физик (а также священник, что, как видим, не помешало ему размышлять на темы, опасно близкие к теологическим) Жорж Леметр повторил (опять-таки независимо) результат Фридмана еще в 1927 годУ- Впрочем, в американской литературе метрика эта часто вообще называ­ется метрикой Робертсона-Уокера... — Примеч. авт.

316

— Вселенная как она есть —

Если момент начала расширения называется Big Bang (Большой Взрыв), то конечный момент носит название Big Crunch (Большой Хруст¹ или же Большой Крах).

На самом деле поведение Вселенной может быть достаточно наглядно проиллюстрировано поведением брошенного с поверх­ности Земли в зенит шарика. Если мы бросим его с недостаточ­ной скоростью (меньшей второй космической) — то он, замедля­ясь, достигнет некой максимальной высоты (Вселенная, соответ­ственно, расширится до своего максимального радиуса — тоже замедляясь, кстати), а потом — пойдет вниз и упадет обратно.

А каково определение второй космической скорости? Это скорость, при которой кинетическая энергия тела, зависящая от скорости, равна (по модулю) потенциальной (гравитационной), зависящей от массы притягивающего тела. Ну, а потенциальная энергия Вселенной, соответственно, как легко можно показать, зависит от плотности входящего в нее вещества — таким обра­зом, аналогия становится полной.

Интересно отметить, что в той же первой статье Фридман предположил, что может существовать режим, когда расшире­ние сменяется сжатием, которое сменяется новым расширени­ем, — модель, которая позже получит название «Пульсирующая Вселенная». Хотя Фридмана такая модель явно увлекла, он уси­ленно настаивал, что без солидных наблюдательных фактов она не может рассматриваться сколько-нибудь серьезно: «...все это пока должно рассматриваться как курьезные факты, не могущие быть солидно подтвержденными недостаточным астрономиче­ским наблюдательным материалом».

Увы, не все ученые, увлеченные полетом своей фантазии, про­являют подобную строгость научной мысли...

«Пульсирующая модель» Вселенной одно время пользова­лась большой популярностью, потому что, на первый взгляд, позволяла уйти от «проклятого» вопроса выделенного момента

В смысле, когда что-то хрустит, раздавливаясь, под сапогом. — Примеч. авт.

317

времени — момента рождения Вселенной. Однако вскоре было показано, что от цикла к циклу должна неизбежно нарастать об- щая энтропия Вселенной — и радиус каждого нового цикла дол­жен быть все больше и больше. Соответственно, если мы пойдем по оси времени назад, то радиусы эти будут уменьшаться, и мы снова упремся, в тот же самый выделенный момент.

Новое дыхание «пульсирующей Вселенной» придал наш зна­менитый физик Андрей Сахаров в 1980 году, предположив, что в этот самый момент происходит обращение стрелы времени — соответственно, при уходе дальше в прошлое радиусы Вселенной снова начинают увеличиваться.

Сейчас, впрочем, проблему «начала» Вселенной предпочита­ют решать другим образом, и об этом мы еще расскажем.

А пока вернемся к нашему шарику. Что же будет, если мы бросим шарик со скоростью, большей второй космической (если плотность Вселенной будет меньше критического значения)? Небесная механика нам говорит, что в отсутствие действия дру­гих тел (условие, заведомо выполняющееся в случае Вселенной, которая содержит все тела в себе самой) шарик так и будет бес­конечно удаляться от Земли, а его скорость будет стремиться к некоему постоянному значению. Точно так же и Вселенная, чья плотность окажется меньше критической, так и будет бесконеч­но расширяться, с темпом расширения, стремящимся к некой постоянной величине.

Это модель была рассмотрена Фридманом во второй рабо­те — «О возможности мира с постоянной отрицательной кри­визной». И, как уже видно из названия статьи, и здесь полная плотность Вселенной определяет геометрию мира, который в данном случае оказывается имеющим постоянную отрицатель­ную кривизну. В математическом смысле это четырехмерная псевдосфера с мнимым радиусом. Двумерным аналогом такого пространства является поверхность гиперболоида вращения или же так называемой седловидной поверхности. Сумма углов треугольника (и на такой поверхности, и в таком мире) ока­зывается меньшей 180 градусов. Мир постоянной отрицатель

318

ной кривизны называется «открытым», его объем бесконечен, _й световой луч, однажды испущенный, уже никогда не вернется обратно.

Но число возможных геометрий для Вселенной не исчер­пывается этими двумя случаями. Третий (и, в сущности, самый простой) вариант был рассмотрен Эйнштейном и де Ситгером в 1932 году. Это Вселенная, полная плотность которой в точности равна критической. Трехмерное пространство такого мира будет привычным нам плоским пространством, в котором выполняют­ся все аксиомы евклидовой геометрии. И сумма углов треуголь­ника в нем будет в точности равна 180 градусов, и параллельные прямые никогда не пересекутся. Этот мир тоже «открытый».

Легко понять, что в нашей аналогии с шариком такой мир бу­дет соответствовать случаю, когда скорость шарика в точности равна второй космической. И так же, как такой шарик уйдет на бесконечность и будет иметь там нулевую скорость, «плоская» Вселенная будет расширяться неограниченно долго, со скоро­стью расширения, асимптотически стремящейся к нулю.

Но это в 1932 году Эйнштейн настолько принял идею Фрид­мана о нестационарной Вселенной, что, как видим, даже занял­ся ее развитием. Поначалу же он решительно ее отверг. И его можно понять — стремясь достичь стационарности, он, как мы уже сказали, пошел на ничем теоретически не оправданную мо­дификацию уравнений буквально только что созданной им же самим теории. И тут — все его усилия пошли прахом. Так что, ознакомившись с теорией Фридмана, отозвался он о ней доста­точно резко: «Результаты относительно нестационарного мира, содержащиеся в работе Фридмана, представляются мне подо­зрительными. В действительности оказывается, что указанное ^в них решение не удовлетворяет уравнению поля».

Но великий ученый был велик во всем, и как человек — тоже. Всего буквально через год Эйнштейн признает, что ошибался ^Не Фридман, а сам он в оценке работы Фридмана: «Я считаю ра­боты Фридмана правильными и проливающими новый свет». ^ ^в *931 году, когда теория нестационарной Вселенной получила

319

всеобщее признание, Эйнштейн сказал: «Первым на этот путь стал Фридман».

Однако решающим доказательством расширения Вселенной как мы уже сказали, стало открытие Хаббла. Именно оно, судя по всему, так подействовало на Эйнштейна, что он отрекся не только от идеи стационарной Вселенной, но и от лямбда-члена Существуют свидетельства, что Эйнштейн называл гипотезу лямбда-члена самой своей большой ошибкой в науке.

История, однако, показала, что Эйнштейн несколько поторо­пился...

В определенном смысле еще интереснее сложилась судьба открытия Хаббла. Хаббл, как и Фридман, тоже считается отцом современной космологии, его заслуги велики и неоспоримы. И космический телескоп, чьими великолепными снимками каж­дый из вас, думаем, не раз любовался, носит его имя по праву. Однако Нобелевскую премию (а открытие Хаббла, вне всякого сомнения, является открытием такого калибра) он так и не по­лучил.

И причина в немалой степени заключается в самом Хаббле. Да, настоящий ученый должен уметь признавать свои ошибки, но не менее важно для него уметь настоять на своей правоте. А Хаббл, много лет совершенно правильно трактовавший крас­ное смещение в спектрах далеких галактик как результат космо­логического расширения Вселенной, вдруг стал говорить, что смещение это вызывается неким «космическим старением» све­та по пути к нам.

Когда он рассказал о своей новой идее на собрании Амери­канского астрономического общества, то, по словам одного из участников собрания, это выглядело так, как если бы сэр Ньютон заявил: «Кстати, о том яблоке, джентльмены. В действительно­сти ведь оно, знаете ли, не падает...»

В дальнейшем Хаббл то снова возвращался к «космологиче­ской» трактовке красного смещения, то опять начинал говорить о «старении» света. И такая нетвердая позиция, скорее всего, и стоила ему вполне заслуженной Нобелевской премии.

320

Однако с главным открытием Хаббла — постоянной, носящей его имя, — были проблемы и помимо нерешительной позиции первооткрывателя. Из большой неточности в измерениях меж­галактических расстояний, существовавших в то время (впро­чем, проблема шкалы расстояний и поныне является одной из актуальнейших проблем современной космологии), значение постоянной Хаббла оказалось завышено почти в ю раз по срав­нению с современным значением.

Сам Хаббл дал для нее оценку в 500 (км/с)/Мпк — т. е. расстоя­ние до галактики, удаляющейся от нас со скоростью 500 км/с, составляет 1 Мпк. Впрочем, из-за наличия уже упомянутых пе­кулярных скоростей у галактик лучше сформулировать немного иначе: обусловленная космологическим расширением компо­нента скорости галактики на расстоянии 1 Мпк будет составлять 500 км/с.

Как было сказано, величина, обратная постоянной Хаббла, приблизительно равна возрасту Вселенной. Таким образом, возраст Вселенной должен был бы составлять всего-навсего 1-2 млрд лет! И это при том, что время жизни даже нашей Земли к тому времени оценивалось в несколько раз большим.

Такое противоречие вызвало к жизни определенное коли­чество экзотических космологических моделей, среди которых можно выделить модель Леметра. В ней, как и в стационарной модели Эйнштейна, предполагалось наличие лямбда-члена, но его величина была немного большей, чем требуется для статич­ности мира.

В этой модели поведение Вселенной было очень любопыт­ным — после первоначального периода расширения с постепен­но замедляющимся темпом наступал период, когда Вселенная «застывала», ее размеры практически не изменялись. И дли­тельность такого периода могла быть достаточно долгой — ва­рьируя параметры модели, можно было получать практически ^любой потребный срок. Потом силы отталкивания, обеспечивае­мое лямбда-членом, брали вверх — и Вселенная снова начинала Расширяться, причем с ускорением.

¹¹ Вселенная

321

Любопытной особенностью такой модели являлось то обстоя­тельство, что луч света в период «задержки» мог несколько раз обогнуть Вселенную. И одно время в качестве подтверждения этой модели рассматривался поиск галактик-близнецов, являв­шихся, исходя из этой идеи, просто «отражениями» одной, «ис­тинной» галактики.

Но уточнение значения постоянной Хаббла сняло нужду в та­кой космологической модели, да и лямбда-член на некоторое время совершенно вышел из моды¹. Тем интереснее, что отголо­сок идеи Леметра вполне явственно виден в модели Вселенной, актуальной сегодня.

И еще одно. В той самой, первой своей космологической ра­боте, написанной в 1922 году, Александр Фридман в том числе дал оценку возраста Вселенной, исходя из общетеоретических соображений и немногих известных к тому времени наблюда­тельных данных (смело их экстраполируя). Возраст мира он оценил в ю млрд лет. Современные же оценки, основанные на самых последних наблюдательных данных, полученных с по­мощью инструментов, которые Фридман и представить себе не мог (хотя, кто знает...), для возраста Вселенной дают значение в 13 с лишним млрд лет.

Что ж, нам остается только снять шляпу...

¹ По свидетельству последнего нашего Нобелевского лауреата в области физики, Виталия Гинзбурга, другой наш гениальный физик (и тоже нобелевский лауреат) Лев Ландау даже слышать не хотел о лямбда* члене. — Примеч. авт.

Итак, Вселенная расширяется. Таким образом, если мы ста­нем прослеживать ее эволюцию дальше и дальше в прошлое, размеры Вселенной будут становиться все меньше и меньше, пока... А что — пока? Что же будет в самом начале?

Строго говоря, полного ответа на данный вопрос мы не зна­ем и ныне, хотя о популярных гипотезах расскажем. Но, несо­мненно, при уменьшении размеров будет возрастать плотность Вселенной — и, следовательно, вблизи начала она будет огром­ной. А формально рассматривая в начальный момент времени решения уравнений, описывающих космологических модели, о которых было рассказано выше, мы получим бесконечные зна­чения плотности — так называемую космологическую сингуляр­ность.

Одним из первых, кто обратил на это внимание, был уже не раз упомянутый Жорж Леметр. В своей статье 1927 года «Однородная Вселенная с постоянной массой и возрастающим радиусом, объ­ясняющая радиальные скорости внегалактических туманно­стей» он называет начальное состояние Вселенной «первичным атомом» и пишет: «Слово “атом” следует здесь понимать в его первоначальном, греческом значении. Атом является чем-то на­столько простым, что о нем ничего нельзя рассказать и нельзя поставить относительно него ни одного вопроса. Здесь мы имеем совершенно непостижимое начало. Лишь когда атом распался на большое количество фрагментов, заполняя пространство не­большого, но не равного точно нулю радиуса, физические поня­тия начали приобретать значения».

Надо признаться, данный подход — говорить не о самом нача- ^Ле>^а о моменте времени немного спустя — не потерял своей акту­альности в космологии и поныне. Только «немного» это гораздо сильнее сегодня приблизилось к начальному моменту рождения деленной, чем во времена Леметра.

323

И, раз плотности были огромны, то и температуры — тозке? Сейчас мы знаем, что да, это действительно так, — но довольно продолжительное время теории «горячего» рождения Вселенной и рождения из сверхплотного «облака»¹ холодных пылинок кон­курировали друг с другом. Более того, вторая гипотеза одно вре­мя пользовалась даже большей популярностью!

Вообще неискушенному читателю это, наверное, может пока­заться даже парадоксальным — но ведь совершенно ясно, каза­лось бы, что были огромные плотности, огромные температуры и огромные давления, и давления эти и двигали расширением Вселенной.

Но уже не в первый раз мы должны сказать — все совсем не так. Огромные давления (которые, безусловно, были) двигать расширением Вселенной никакие могли. И тут слово лучше пре­доставить нашим выдающимся ученым (причем не только в об­ласти космологии) Я.Б. Зельдовичу и И.Д. Новикову. Цитируем их классическую книгу «Строение и эволюция Вселенной», по которой учились, думаем, уже не одно поколение советских и российских космологов: «Можно ли говорить о том, что высо­кое давление является причиной расширения Вселенной, что сильно сжатое вещество расширяется по той же причине, по которой разлетаются газы высокого давления, образующиеся при детонации заряда взрывчатого вещества? Нет, такая точ­ка зрения совершенно неправильна. Качественное различие заключается в том, что заряд взрывчатого вещества окружен воздухом при атмосферном давлении. Расширение вызывает­ся разностью между колоссальным давлением газа (продук­тов взрыва) и сравнительно слабым давлением окружающего их воздуха. Но когда мы рассматриваем давление в однород­ной Вселенной, то предполагается, что давление распределено строго однородно! Следовательно, между различными части­цами на один и тот же момент нет разности давления, следова­

¹ Напомним еще раз, мы говорим о моментах времени чуть погода самого-самого начала. — Примеч. авт.

324

тельно, нет и силы, которая могла бы повлиять на расширение _й тем более быть причиной расширения. Сам факт расширения в существующей теории есть результат начального распределе­ния скоростей. Причина этого начального распределения пока неизвестна».

И действительно, на момент выхода этой книги (1975 год) подходящей кандидатуры на причину расширения Вселенной не существовало, она была предложена немного позднее. Но к это­му мы еще вернемся.

Сама теория «горячего» рождения Вселенной была созда­на выдающимся ученым Георгием Гамовым в конце 40-х годов XX века. Вообще Гамову принадлежат целых три достижения «нобелевского» ранга — теория «горячей» Вселенной (а это теория действительного именно такого, высочайшего разряда), «трехбуквенная запись» генетического кода (оцените ширину научного горизонта!) и теория альфа-распада атомных ядер, соз­данная им, когда ему было всего 24 года.

Увы, ни одна из этих вполне заслуженных (ведь открытия, тесно связанные с его теориями, премиями отмечены были) на­град ему так и не была присуждена. Возможно, дело тут в том, что отпущенный ему срок жизни оказался не очень долгим — всего 64 года. А посмертно Нобелевские премии не дают. Так что, по словам Виталия Гинзбурга (которому на момент присуждения исполнилось 87 лет), «чтобы получить Нобелевскую премию, надо жить долго».

Когда Гамов разрабатывал свою теорию «горячей» Вселен­ной — которая с легкой руки астрофизика Фредерика Хойла чуть позже получила известное ныне каждому любителю астрономии название «теория Большого Взрыва», — он был профессором Университета Джорджа Вашингтона в США. Однако путь в науку У Гамова начинался в Ленинградском университете, а его науч­ным руководителем был Александр Фридман, тот самый созда­тель теории нестационарной Вселенной. И, по словам Гамова, саму идею «горячего» рождения Вселенной он впервые услышал именно от своего учителя.

325

Причиной, побудившей Гамова начать разрабатывать свою теорию, стала необходимость объяснить происхождение и наблю­даемое обилие легких элементов (в первую очередь — водорода и гелия), чья относительная распространенность (порядка 3:1 по массе) носила, судя по всему, универсальный характер — и для Солнца, и для большинства звезд, и для межзвездного газа.

В рамках теории Гамова первичный нуклеосинтез — такое на­звание получила данная стадия эволюции Вселенной — проис­ходит, начиная примерно с первой секунды жизни Вселенной. Давление и температура в это время (миллиарды кельвинов) на­поминали условия в центральных областях звезд, и Вселенная, таким образом, была похожа на гигантский термоядерный ре­актор.

Гамов дал первоначальный, самый важный толчок теории — однако в дальнейшем, кроме него, над ней активно работали и зарубежные, и наши ученые (уже упомянутый Зельдович, на­пример), чьими усилиями теория обрела законченность и строй­ность. И в рамках теории «горячей» Вселенной действитель­но удалось объяснить наблюдаемое обилие легких элементов. Именно легких — потому в период первичного нуклеосинтеза образуются в основном водород (75% вещества Вселенной), ге­лий (около 24%) и немного лития (порядка одного процента).

Остальные, более тяжелые элементы «нарабатываются» поз­же, в недрах звезд. Промежутка времени, отпущенного на пер­вичный нуклесинтез, просто-напросто не хватает на синтез тяже­лых элементов — примерно на 200-й секунде жизни Вселенной давление и температура падают настолько, что термоядерные реакции прекращаются.

Наблюдаемое обилие легких элементов оказалось первым весомым аргументом, склонившим чашу весов в пользу теории «горячей» Вселенной. Вторым — и решающим — аргументом стало реликтовое излучение, тоже предсказанное Гамовым.

Что такое реликтовое излучение? Это дошедший до наших времен «след» тех самых ядерных реакций, про которые мы рас­сказали чуть выше. Существования большого количества фото­

326

нов в тот период требуют законы термодинамики. И, конечно, никуда «пропасть» с тех пор они не могли. Примерно до 300 тыс. дет с рождения Вселенной температура была слишком велика для существования атомов, так что Вселенную заполняла горячая плазма, состоявшая в основном из электронов и ядер водорода и гелия (еще, конечно, нейтрино и частицы темной материи — но про них будет отдельный рассказ). И плазма эта была для фото­нов непрозрачна — они поглощались, затем переизлучались и снова поглощались, не пройдя сколько-либо значительного рас­стояния.

Но затем наступил так называемый момент рекомбинации — температура упала настолько, что ядра смогли захватить элек­троны и образовать атомы. Вселенная «очистилась» и стала про­зрачной для излучения, так что фотоны получили возможность путешествовать свободно. И данное море «первичных» фотонов, заполняющее собой всю Вселенную, чья температура (и, соответ­ственно, длина волны) сильно с тех пор упала из-за расширения Вселенной, и называется «реликтовым излучением».

Термин «реликтовое излучение», кстати, был придуман на­шим выдающимся астрофизиком Иосифом Самуиловичем Шкловским — и нам он представляется весьма удачным, очень хорошо отражающим суть явления. В англоязычной же литера­туре используется термин СМВ — cosmic microwave background, «космический микроволновой фон», звучащий несколько тяже­ловесно.

Сам Гамов оценил температуру реликтового излучения как Должную лежать в диапазоне от одного до ю К, достаточно близ­ко к абсолютному нулю — фотоны, следовательно, успели поря­дочно «остыть». А в качестве наиболее вероятной величины ука­зал среднелогарифмическое значение чисел на краях данного Диапазона — 3 К¹.

Десятичный логарифм единицы — ноль, десятичный логарифм десяти — единица. Среднее значение, таким образом — 0,5. Десять в степени 0,5 (или ^>Ке> что то же самое, корень из десяти) — чуть больше трех. — Примеч. авт.

327

Экспериментально реликтовое излучение было откры­то в 1965 году, причем достаточно случайно — физиками, _а в то время — радиоинженерами корпорации «Белл» Арно Пензиасом и Робертом Вилсоном. Испытывая новый радио­метр, они обнаружили космический шум, мощность которого не зависела от направления на небе. Они написали статью и направили в журнал, где она попала на рецензию к астрофи­зику Роберту Дикке, который сам в это время готовил аппа­ратуру для поиска реликтового излучения. Он тут же понял суть открытия Пензиаса и Вилсона, положительно оценил ра­боту и рекомендовал к публикации, а также написал корот­кую заметку, содержащую космологическую интерпретацию открытия.

Кстати, температура открытого излучения составляла около трех градусов — Гамов и туг попал в «яблочко»!

Интересным (но немного грустным) будет отметить, что немалые шансы оказаться первыми были у наших ученых. Сотрудник Пулковской обсерватории Шмаонов (вместе с колле­гами Хайкиным и Кайдановским) еще в 1956 году регистрировал излучение, распределение яркости по небу которого не зависело от зенитного угла. Однако это открытие было проигнорировано. В 1964 году А.Г. Дорошкевич и И.Д. Новиков вычислили диапа­зон длин волн, в котором яркость реликтового излучения должна быть максимальна, — и, следовательно, искать надо было имен­но в этом диапазоне. Но и данная работа тоже была оставлена без внимания.

Таким образом, экспериментаторы и теоретики в нашей стра­не просто не услышали друг друга. Пензиасу и Вилсону, как ви­дим, повезло больше.

И Нобелевская премия 1978 года, врученная им за это от­крытие, оказалась не последней, «уплывшей» из рук наших уче­ных — причем не последней именно в области исследования ре- ликтового излучения! Но об этом — немного позже.

Георгий же Гамов до вручения Нобелевской премии за релик­товое излучение просто не дожил. Он умер в 1968 году...

328

Итак, помимо «хаббловских» скоростей галактик в «копилке» теории нестационарной Вселенной оказалось еще два весьма ве­сомых аргумента: наблюдаемое обилие легких элементов, очень хорош° объясняемое первичным нуклеосинтезом, и реликтовое излучение, заполняющее собой всю Вселенную и в высшей сте­пени однородное.

Однако проблем у теории нестационарной Вселенной тоже оставалось хоть отбавляй. Более того, новые факты, с одной сто­роны, подтверждали теорию, с другой — поднимали новые во­просы.

Во-первых, так и не решенной оставалась проблема происхо­ждения наблюдаемого поля хаббловских скоростей, т. е. природа того самого Первоначального Толчка.

Во-вторых, загадку представляла уже упомянутая высочай­шая степень изотропии реликтового излучения — полная, каза­лось бы, его независимость от направления на небе. Ведь ника­ких отклонений от изотропии в то время (и долгое время спустя, кстати) обнаружено не было.

С одной стороны, это является очень сильным доказатель­ством однородности и изотропности Вселенной на больших мас­штабах и подтверждением правомочности использования ме­трики Фридмана для описания нашей Вселенной в целом.

С другой стороны — непонятно. Ведь существует такое по­нятие, как «размер причинно-связанной области». Причиной возникновения данного понятия является конечность скорости света — таким образом, две точки (или два участка) на некото­ром расстоянии друг от друга могут быть причинно-связанными к текущему моменту только в том случае, если промежутка вре­мени с момента рождения Вселенной до данного момента им бы хватило, чтобы обменяться световыми сигналами. Тогда эти два Участка могут иметь одинаковые характеристики — например, Плотность и температуру.

Легко понять, что максимальный размер причинно-связанной области задается просто расстоянием, которое успел пройти свет Момента рождения Вселенной. На языке космологии данный

329

максимальный размер называется «горизонтом частиц», в ка­честве другого (полностью эквивалентного) определения «гори­зонта частиц» используется расстояние до самых далеких объ­ектов, теоретически доступных до наблюдения в данный момент времени.

Сделаем небольшую ремарку. Не следует думать, что размер «горизонта частиц» равен просто скорости света, умноженной на время. Данное мнение встречается часто — даже в устах неплохо вроде бы разбирающихся в науке людей. По крайней мере фра­зы вида «возраст Вселенной составляет около 15 млрд св. лет — следовательно, расстояние до самого далекого объекта, который мы способны в принципе увидеть, равно примерно 15 млрд лет» один из авторов данной книги, пишущий сейчас эти строки, слы­шал не раз и не два.

На самом деле формула «скорость умножить на время» была бы справедлива в случае стационарной Вселенной — а так как наша Вселенная расширяется, для расчета «горизонта частиц» используются другие формулы, формулы ОТО. Причем тут не­обходимо учитывать еще и стадию расширения Вселенной — про эти стадии мы расскажем чуть ниже.

В качестве примера — для актуальной сегодня модели Вселенной ее возраст составляет 13 с лишним миллиардов лет, а размер (диаметр) «горизонта частиц» — немногим более 90 млрд св. лет.

Таким образом, на момент рекомбинации, когда фотоны ре­ликтового излучения получили возможность свободно распро­страняться по Вселенной, размер «горизонта частиц» состав­лял примерно 900 тыс. св. лет. На небе такой участок (учитывая промежуток времени, прошедшего с тех пор) занимает размер около 2 угловых градусов. И в пределах данного «пятнышка» температура реликтового излучения могла быть одна и та же, это понятно и ожидаемо. Но, если мы рассмотрим два таких пятна, разделенных угловым расстоянием, например, в ю гр^а' дусов, — то вообще-то температура там могла быть одинакова разве что по случайному совпадению. А как мы уже сказали»

330

реликтовое излучение оказалось изотропно вообще по всему небу-

Эта проблема получила название «проблемы горизонта».

Следующая проблема носит название «проблемы плоскост­ности» (от англ../fatness). Суть ее заключается вот в чем.

Известно — в том числе из космологических наблюдений (в последнее время это и вовсе основной источник информации), что геометрия нашего мира в целом¹ если и не точно евклидова, то весьма к ней близка. По крайней мере до сих пор не существу­ет твердых доказательств того, что какие-либо отличия вообще существуют. Таким образом, наша Вселенная очень близка к случаю «плоского» мира, который мы описывали, рассказывая о возможных видах кривизны Вселенной (мир с «положитель­ной» кривизной, мир с «отрицательной», «плоский» мир). А как было сказано тогда же, кривизну Вселенной определяет ее пол­ная плотность.

Данную полную плотность удобно нормировать на критиче­скую плотность Вселенной (т. е. полную плотность, при которой мир будет «плоский»). Для этого вводят так называемый пара­метр плотности О. Соответственно, когда О > 1 — мир обладает положительной кривизной, когда О < 1 — мир имеет отрицатель­ную кривизну, 0 = 1 — мир «плоский», по определению.

Сейчас мы знаем, что величина П в любом случае очень близ­ка к 1 (возможный «разброс» уменьшился до сотых значений после запятой). В 6о-е годы, однако, разброс был существенно шире — П могло принимать значение где-то от 0,1 до ю. Однако Для «проблемы плоскостности» даже такой, на первый взгляд весьма существенный, разброс является вполне ничтожным. И вот почему.

Предположим, в настоящий момент П = 0,5 (т. е. мир «откры­тый», с отрицательной кривизной). Начнем постепенно отсту­пать про оси времени в прошлое. Как будет вести себя Ш С одной

Сейчас мы не говорим об искривлении пространства-времени вблизи тя­готеющих масс. — Примеч. авт.

331

стороны, полная плотность Вселенной будет расти, но, с другой — будет расти и величина критической плотности (она зависит от постоянной Хаббла, которая со временем падает, т. е. при отсту­плении в прошлое растет). Можно получить, что эволюция па­раметра плотности оказывается такой, что чем дальше мы «ухо­дим» в прошлое, тем все меньше и меньше D. отличается от 1.

Так, на момент рекомбинации (напомним, при современном П = 0,5) П должно было отличаться от 1 всего примерно на одну тысячную. А в период первичного нуклеосинтеза отличие долж­но было бы заключаться в 17-м знаке после запятой! И чем глуб­же в прошлое — тем, соответственно, малость отличия должна была становиться все поразительнее и поразительнее (кому как, впрочем, — лично нам для удивления хватает даже той самой одной тысячной).

Но никакого механизма, который мог быть обеспечить столь точную «подстройку» параметра плотности в начальные момен­ты жизни Вселенной, космология бо-х не знала. В те моменты он вполне мог бы быть равен 2, например, — и тогда к настоящему времени вырос бы до совершенно чудовищных величин.

Третья проблема — собственно, проблема самих размеров Вселенной. Как уже было сказано, мы до сих пор не можем четко проследить эволюцию Вселенной до самого-самого начального момента. Там начинается область действия законов квантовой гравитации — до сих пор неизвестных нам законов, ведь кванто­вую гравитацию еще только предстоит разработать. Пока суще­ствуют лишь некоторые наметки этой теории.

Границу, отделяющую область действия квантовой гравита­ции от области, где мы можем применять уже разработанный аппарат современной физики, маркируют так называемые план- ковские величины, представляющие собой комбинацию миро­вых констант — скорости света, постоянной тяготения и посто­янной Планка. О планковских величинах мы рассказывали в разделе, посвященном черным дырам, здесь лишь уточним, что планковская длина составляет примерно ю~³³ см, а планковское время — около Ю“⁴³ с.

332

Таким образом, размеры Вселенной в планковское время составляли, скорее всего, величину, сравнимую с планковской ^иной. Можно показать, что за промежуток времени с план- _к0вского по сегодняшний размеры Вселенной увеличиваются примерно в ю³⁰ раз — т. е. на данный момент времени размеры Вселенной должны были бы составлять менее миллиметра!

И, наконец, последняя проблема, тесно связанная с пробле­мой размера Вселенной, — проблема происхождения начальных возмущений, приведших к образованию наблюдаемой структу­ры Вселенной. Ведь величина начальных квантовых флюктуа­ций (которые должны были непременно существовать, исходя из законов квантовой физики) тем не менее явно недостаточна, чтобы за время жизни Вселенной вырасти настолько, чтобы при­вести к образованию гравитационно-связанных объектов типа галактик и их скоплений.

Как видим, вопросов оставалось немало, один другого серьез­ней и принципиальней. Тем замечательней и удивительней, что все их удалось решить в стиле охоты барона Мюнхгаузена на уток — одним «выстрелом».

Чтобы объяснить сущность решения, вернемся к проблеме физического вакуума, о котором мы немного рассказали во все том же разделе, посвященном черным дырам. Само существова­ние физического вакуума — точнее то, что он является отнюдь не абсолютной пустотой, а наинизшим (но не нулевым!) состояни­ем квантовых полей, — сомнений не вызывает. Об этом говорит и так называемый лэмбовский (по имени первооткрывателя — американского физика Уиллиса Лэмба) сдвиг уровней энергии атома, обусловленный взаимодействием электронов с вирту- ЭДьными частицами, и экранировка заряда протона на близких Расстояниях, и, наконец, «рождение» самих виртуальных частиц («перевод» их в реальные) при «снабжении» их достаточной

энергией.

Но для целей нашего рассказа важным является уравнение ^с°стояния вакуума, т. е. взаимосвязь между его давлением и ^отностью энергии. Так вот, давление вакуума является отри­

333

цательным — трудно представимая в повседневной жизни кар­тина. Впрочем, кое-какие аналогии можно придумать — напри­мер, растянутую со всех сторон стальную болванку.

Однако давление вакуума мало того что отрицательное — так еще и равно по модулю его плотности энергии. А вот такого в земных условиях воспроизвести никак нельзя.

Следствием такого уникального уравнения состояния явля­ются два обстоятельства: во-первых, плотность вакуума при рас­ширении не меняется; а во-вторых, он «вызывает» силы оттал­кивания, т. е. действует как эффективная антигравитация¹.

И совместное действие этих двух замечательных свойств вакуума может обеспечить экспоненциальный рост размеров Вселенной — если бы его плотность энергии была бы достаточно большой. Кстати, малая (судя по всему) плотность энергии того физического вакуума, с которым мы «имеем дело», является одной из до сих пор не решенных загадок.

Но что, если предположить, что в начальные моменты жизни Вселенной плотность энергии вакуума была огромна?

Судя по всему, одним из первых, кто начал рассматривать этот вопрос, был советский ученый Э.Б. Глинер — еще в 1965 году. Далеко не все эту гипотезу приняли, встречалась она и с весь­ма резкой критикой, в том числе и со стороны выдающихся уче­ных. Тем не менее были и сторонники, среди которых имелись ученые не менее выдающиеся. На протяжении 70-х годов гипо­теза постепенно углублялась и прорабатывалась, до стадии тео­рии ей оставалось совсем немного. В 1978 году Андрей Линде и Геннадий Чибисов, а в 1979-1980 годах Андрей СтаробинскиЙ подошли к этому почти вплотную.

Но решающий шаг сделан в январе 1981 года, когда амери­канский космолог Алан Гус опубликовал статью «Инфляционная Вселенная: возможное решение проблемы горизонта и плоскост-

¹ Самые догадливые читатели, думаем, уже заподозрили связь физиче- ского вакуума и лямбда-члена Эйнштейна. Но об этом — немного пого дя. — Примеч. авт.

334

_яоСти». И с его же легкой руки новая теория получила название «теория инфляции»¹.

Мы не будем излагать суть сценария инфляции, предложен­ного именно Гусом, — хотя тут и появляется возможность ще­гольнуть словечками типа «ложный вакуум» и «подбарьерное туннелирование». Мы поборем этот искус, тем более что сцена­рий Гу^{са нын}е утратил свою актуальность и носит сейчас назва­ние «старая инфляция», представляя собой скорее исторический интерес. Расскажем про общие черты всех моделей инфляции, которых накопилось немало («старая», «новая», «хаотическая», «степенная», «лямбда», «гибридная» и т. д.).

Общим для всех моделей инфляции является постулирование существования так называемого фундаментального скалярного поля. Постулирование — потому ни одного примера такого поля найдено пока не было (хотя кандидаты были и есть)². Это тем бо­лее удивительно, что, в сущности, скалярное поле является наи­более простым из всех типов полей. Но, например, векторные и спинорные фундаментальные поля встречаются постоянно, а скалярное поле — нет.

На стадии инфляции данное фундаментальное скалярное поле обладает эффективным уравнением состояния, таким же (или очень близким), как вакуумное уравнение состояния, — как говорят, скалярное поле «имитирует» вакуум. Так как на дан­ной стадии эволюции Вселенной никакого вещества еще нет и вся энергия «сидит» в скалярном поле — увеличение размеров Вселенной происходит по экспоненциальному закону (вспомни­ли модель де Ситтера? Вот она и пригодилась).

Как видим, проблема инфляции актуальна не только в земных финан­сах. Но для целей космологии она является безусловным благом, чего нельзя сказать о финансах, увы. — Примеч. авт.

Подчеркнем, речь идет именно о фундаментальных полях — типа элек­тромагнитного и гравитационного поля, например. Просто скалярные поля являются вещью вполне обыденной, например, поле распределе­ния температур. — Примеч. авт.

335

Кстати, так как нет вещества — нет и температуры. Да-да, плотности энергии огромны (до ю¹⁹ ГэВ), а температуры при этом — просто нет.

Инфляционная стадия очень короткая по времени, начинаясь примерно на ю^-43 секунде, она идет где-то секунды до ю^_з6-ю-з4 Но размеры Вселенной при этом увеличиваются в совершенно чудовищной степени, в зависимости от модели — до io⁴°⁰⁰ раз (а в некоторых моделях — даже до ю¹⁰ раз).

Непредставимо огромные величины! И то, что мы привыкли называть «нашей Вселенной», оказывается на самом деле лишь ничтожной ее долей. Мы видим только тот ее участок, откуда успели дойти до нас световые лучи (причем не с самого начала, а с момента рекомбинации), но гораздо, гораздо, гораздо большая ее часть «таится во мраке».

Легко понять тогда, каким образом объясняются вышеопи­санные загадки теории нестанционарной Вселенной.

Проблема размеров Вселенной была решена несколькими строчками выше. Заодно была решена и проблема «отсутствия» монополей (гипотетических «частиц» — носителей магнитного «заряда», «южного» или «северного») и прочих так называемых космологических дефектов, мо1ущих возникать при фазовых переходах в начальные моменты жизни Вселенной. На стадии инфляции эти «дефекты» далеко разносит друг от друга, так что на всю видимую часть Вселенной их может приходиться всего две-три штуки.

Так как на стадии инфляции помимо «раздувания» размеров Вселенной происходит и рост первичных квантовых возмуще­ний за счет эффекта параметрического резонанса (примени­тельно к росту возмущений на стадии инфляции данная теория была разработана В.Н. Лукашем), то решение получила и эта проблема.

Решение проблемы горизонта тоже вполне очевидно. Ведь из­начально малые причинно-связанные области на стадии инфля­ции были «раздуты» до величин, в любом случае превышающих видимый нами размер Вселенной. Таким образом, все участки

336

неба когда-то находились в причинно-следственной связи, и нет ничего удивительного в наблюдаемой изотропии реликтового

излучения.

Проблема плоскостности? Не менее элементарно. Так как мы видим лишь совершенно ничтожную долю всей Вселенной, _то участок, доступный нашему наблюдению, практически ни­как не будет отличаться от плоского — какую бы величину при этом не имел «начальный» параметр плотности. Аналогично амеба не способна заподозрить шарообразность Земли — даже если бы амеба была способна размышлять.

Ну, а пресловутый Первоначальный Толчок с успехом обеспе­чили силы отталкивания на стадии инфляции.

В конце периода инфляции плотность энергии скалярного поля сильно падает, как говорят космологи — скалярное поле «скатывается» к минимуму своего потенциала. После чего вбли­зи данного минимума поле начинает совершать колебания, про­исходят сложные для популярного описания процессы наруше­ния когерентности возмущений поля и поле «распадается» на частицы.

Так как для фундаментального скалярного поля, «двигавше­го» инфляцией, часто используется название «инфлатон», то данная стадия называется «распад инфлатона», а процессы рож­дения частиц — «процессами термализации». Ведь вместе с ча­стицами появляется и температура, причем очень большая, — и начинается уже известная и даже привычная «горячая» стадия Большого Взрыва.

«Инфляционная Вселенная» — это был третий (и, пожалуй, последний на сегодняшний момент) грандиозный теоретиче­ский прорыв после «Нестационарной Вселенной» Фридмана и «Горячей Вселенной» Гамова. При этом число наблюдатель­ных открытий сравнимого уровня, о которых мы рассказали, пока составляет всего две штуки — «разбегание галактик» Хаббла и реликтовое излучение Пензиаса и Вилсона. Но, надо ^пРизнать, наблюдатели не только «сравняли счет», но и по- ^Вели в нем.

337

Открытием, сравнявшим счет, стало долгожданное открытие анизотропии реликтового излучения. И слово «долгожданное» мы употребили не зря. Да, изотропия реликтового излучения действительно должна быть весьма высокой — это, как мы уже сказали, одно из главных свидетельств в пользу однородности и изотропности Вселенной на больших масштабах. Но реликтовое излучение не может быть совсем изотропным.

Почему?

Вернемся к не раз уже упомянутому моменту рекомбинации. До этого момента в непрозрачной плазме излучение и вещество были тесно «перемешаны», можно сказать — они «отслеживали» харак­теристики друг друга. После же момента рекомбинации излучение начало распространяться свободно, неся в себе «отпечаток» харак­теристик вещества, точнее — распределения его плотности.

А вещество обязано быть хоть слегка, да неоднородным, это мы знаем твердо. Ведь мы же имеем возможность наблюдать гравитационно-связанные объекты — те же галактики, «вырос­шие» из тех самых начальных неоднородностей?¹ Чтобы такой гравитационно-связанный объект образовался, контраст плот­ности² в данной области должен превысить величину порядка единицы (точные расчеты для граничного значения дают оцен­ку в районе 1,7).

После чего начинается «обособление» данной области от кос­мологического расширения Вселенной и ее дальнейший коллапс с образованием того или иного объекта. При этом контраст плот­ности, конечно, продолжает расти — но в рамках данного расска­за этот рост нас уже не интересует, важным тут является то самое граничное значение, близкое к единице.

¹ Точнее, впрочем, «промежуточных». Самыми-самыми начальными были квантовые флуктуации плотности, о которых мы упомянули при рассказе о теории инфляции. — Примеч. авт.

² Контраст плотности — отношение возмущения плотности к средней плот­ности Вселенной. В свою очередь, возмущение плотности — это разность плотности в данной точке и той же средней плотности Вселенной. " Примеч. авт.

338

Можно показать (этим занимается теория возмущений), что до достижения граничного значения эволюция контраста плот­ности идет по линейному закону. Только в космологии линеен он не по времени, а по так называемому масштабному фактору а, характеризующему расширение Вселенной и соответствующее изменение размеров в ней.

Масштабный фактор можно легко связать с красным смеще­нием z (уточним на всякий случай — красным смещением, свя­занным с космологическим расширением, конечно же). Формула настолько простая, что мы ее даже приведем: а = 1/(1 + z). В чис­лителе стоит единица, потому что принято, что в настоящее вре­мя масштабный фактор единице и равен.

А красное смещение, в свою очередь, в космологии очень ча­сто играет роль «временной» координаты. Легко догадаться по­чему — ведь чем дальше от нас объект, тем более «молодым» мы его видим, за счет конечности скорости света. С другой же сто­роны, чем он дальше — тем больше его скорость за счет закона Хаббла и, следовательно, тем больше красное смещение.

Так вот, возвращаясь к моменту рекомбинации — этот мо­мент, на языке космологии, произошел на красном смещении порядка 1000. Тогда масштабный фактор, исходя из вышеприве­денной формулы, должен быть равен примерно одной тысячной (размеры Вселенной, следовательно, в то время были в юоо раз меньше, чем сейчас). И контраст плотности, приведший к обра­зованию структуры Вселенной, тоже должен был быть порядка одной тысячной. Что, в свою очередь, должно было привести к флюктуациям температуры реликтового излучения (на опреде­ленном масштабе) такой же примерно величины.

Но ничего подобного обнаружено не было! Ни на уровне °Дной тысячной, ни даже на уровне, в десять раз меньшем.

Впрочем, сделаем небольшую ремарку. На самом деле кое- какая анизотропия реликтового излучения все-таки обнаружи­лась — так называемая дипольная анизотропия реликтового из­лучения. Она тоже была вполне ожидаема, но никакого отноше­ния при этом к процессам формирования структуры Вселенной

339

не имела. Причиной ее является движение наблюдателя относи­тельно космологического фона реликтового излучения — обыч­ный эффект Доплера. В «передней» полусфере неба излучение на нас «набегает», его длина волны слегка уменьшается, а темпе­ратура, соответственно, немного «подрастает». В «задней» — на­оборот, длина волны растет, а температура падает. На языке чи­сел «немного» — это примерно три тысячных градуса Кельвина.

Однако не следует думать, что дипольная анизотропия — это совсем «пустяки, дело житейское». Нет, польза от нее тоже есть, и весьма существенная. Эта анизотропия позволила установить своего рода «абсолютную» систему отсчета, связанную с релик­товым фоном. Использование такой системы позволяет «очи­стить» картину движений тех же галактик от компонент, связан­ных, например, с движением Земли вокруг Солнца, Солнца во­круг центра Галактики, Галактики в Местной группе и т. д. После чего мы будем иметь дело (по крайней мере существенно к этому приблизимся) с «истинными» космологическими скоростями, обусловленными расширением Вселенной.

Кстати, скорость движения Местной группы к Великому Аттрактору и сверхскоплению в Деве, о которой мы уже упоми­нали ранее (боо км/с), — это скорость именно по отношению к реликтовому фону.

Что ж, как видим, дипольная анизотропия — это тоже очень ценный результат. Но космологам, конечно, хотелось бы поме­рить и «истинную» анизотропию — анизотропию, связанную с процессами образования структуры Вселенной. И вот ее-то как раз найти никак не получалось, что уже начинало вызывать определенное беспокойство. Ведь ее отсутствие порождало со­мнения в правильности существующих теорий; и чем точнее и точнее измерялся реликтовый фон (с неизменно отрицательным в смысле анизотропии результатом) — тем сильнее нарастало беспокойство.

Прорыв был осуществлен в 1992 году, когда в конце апреля по пресс-конференции Джорджем Смутом был доложен резуль­тат спутниковой миссии СОВЕ (COsmic Background Explorer "

340

Исследователь Космического Фона), связанный с поиском ани­зотропии реликтового излучения (это была не единственная за­дача спутника СОВЕ). Миссия выполнялась с 1989 года и наконец спустя три года достигла грандиозного успеха — долгожданная анизотропия реликтового была обнаружена! При этом величина анизотропии оказалась примерно в сто раз меньше, чем первона­чально ожидалось, — чуть больше, чем одна стотысячная, icr⁵.

Как же можно совместить столь низкий уровень сигнала с об­разованием структуры Вселенной? Как сейчас считается, в этом тоже помогает загадочная «темная материя». Попробуем объяс­нить суть этой помощи. Мы уже рассказали про «инфляционный» период эволюции Вселенной. После его окончания во Вселенной наступила эпоха доминирования излучения — так называемая радиационно-доминированная стадия, на которой плотность энергии излучения превышала плотность энергии вещества (пона­чалу — весьма значительно). Таким образом, в то время излучение было доминирующим компонентом Вселенной. Но при расшире­нии Вселенной плотность энергии излучения падает как четвертая степень размеров Вселенной, в то время как плотность вещества — всего как третья. Ясно поэтому, что рано или поздно плотности энергии излучения и вещества сравняются, после чего домини­рующим компонентом станет вещество. И такой момент действи­тельно настал, причем еще до момента рекомбинации. Таким об­разом, сейчас мы живем на материально-доминированной стадии (с одним уточнением, о котором — ниже).

Так вот, оказывается, на радиационно-доминированной ста­дии возмущения расти не могут — они, как говорят космологи, «замораживаются». Но относится данное обстоятельство только к обычной, так называемой барионной (или же — «светящейся») материи. Именно на этой стадии оно тесно связано с излучени­ем. А темная материя потому и называется «темной», что не уча­ствует в электромагнитном взаимодействии, т. е. с излучением Не взаимодействует.

Еще раз заметим, что название, пожалуй, слегка сбивает ^с толку — ведь по нему кажется, что «темная материя» свет по­

341

глощает, в то время как она, наоборот, совершенно для света про­зрачна, не может его ни поглощать, ни излучать. И потому воз­мущения в темной материи могут расти даже на радиационное доминированой стадии, а особенно эффективно — в промежуток между моментом перехода к материально-доминированной стадии и моментом рекомбинации. Темная материя постепенно «скучивается».

После же момента рекомбинации, когда излучение, как мы уже говорили, освобождается от влияния вещества, а вещество, таким образом, — от влияния излучения, барионная материя в достаточно быстром темпе «сползает» в гравитационные ямы, «заботливо приготовленные» темной материей. Контраст плот­ности значительно вырастает, после чего начинается уже опи­санная линейная эволюция «светящейся» и «темной» материй совместно. Именно поэтому в структурах, достаточно близких к линейному режиму, — тех же скоплениях галактик — темная материя считается распределенной примерно так же, как и бари­онная. И, наблюдая галактики и межгалактический газ в скопле­ниях, мы знаем, где «таится» основная масса.

Для уже существенно нелинейных объектов — типа самих галактик — во взаимосвязи распределения компонент материи появляются определенные тонкости, которых мы не будем здесь касаться.

Итак, открытие анизотропии реликтового излучения стало третьим грандиозным успехом наблюдательной космологии. И использование так называемой нормировки на данные СОВЕ стало обязательным компонентом многих (если не большинства) космологических исследований.

Тем обиднее признавать, что все шансы оказаться первы­ми были у наших ученых. Еще в 1983 году в ходе эксперимента «Реликт» на борту спутника «Прогноз» были выполнение из­мерения, аналогичные измерениям на борту СОВЕ¹. Однако об­

¹ С учетом дат, думаем, справедливее будет сказать, что это СОВЕ в 1989 гоДУ выполнил измерения, аналогичные «Реликту». — Примеч. автп.

342

работка полученных данных оказалась весьма нетривиальной задачей — в отличие от эксперимента СОВЕ, где измерения вы­полнялись на трех различных частотах, радиометр «Реликта» работал на одной-единственной. А данное обстоятельство делало практически невозможным «очищение» сигнала, обусловленно­го анизотропией реликтового излучения, — от шума, вносимого излучением пыли в нашей Галактике, например. Так что выде­ление нужной компоненты заняло почти 8 лет.

Но, как бы то ни было, в конце 1991 года у группы иссле­дователей, в которую входили И.А. Струков, Д.П. Скулачев, А.А. Брюханов и М.В. Сажин, появилась уверенность, что откры­тие сделано. В январе 1992 года о нем было рассказано на семи­наре ГАИШ (Государственный астрономический институт им. Штернберга), почти сразу после этого статья была направлена в «Письма в Астрономический журнал», а чуть позже — в авто­ритетнейший международный журнал MNRAS. На статье в по­следнем, как каждый может убедиться при желании, стоит дата присылки — з февраля 1992 года. На статье группы исследовате­лей, возглавляемой Смутом, 6 качестве даты присылки значится 22 апреля того же года...

За открытие анизотропии реликтового излучения в 2006 году была вручена Нобелевская премия по физике. Награду получи­ли Джордж Смут и его коллега по команде Джон Мазер.

Наших ученых среди награжденных не оказалось...

Уточним на всякий случай — никто не оспаривает заслуг аме­риканских ученых. Точность полученного ими результата ока­залось гораздо выше, чем точность результата «Реликта», — и уверенность в этом результате, в силу уже упомянутого наблю­дения на различных частотах, тоже была определенно сильнее. Так что в качестве важнейшей космологической нормировки (не потерявшей, кстати, своей актуальности и по сей день) результат СОВЕ используется вполне заслуженно. Но... Как мы уже упоми­нали, значение постоянной Хаббла, полученное им самим, ока­залось завышено почти в ю раз и приводило к серьезнейшим противоречиям с данными других наблюдений. Тем не менее

343

имя Хаббла эта постоянная носит по праву. Ведь наблюдатель­ным образом закон расширения Вселенной первым получил именно он.

И нам представлялось бы справедливым, если бы Нобелевская премия по физике 2006 года была бы поделена между амери­канскими и российскими учеными. Одним — за само открытие анизотропии, другим — за наиболее точное ее измерение, име­ющее огромное прикладное значение в космологии. Тем более что сам лауреат, Джон Мазер, полностью признает приоритет наших ученых в открытии анизотропии: «Я, конечно, хорошо знаю эту работу. Эксперимент “Реликт” был проведен очень дав­но, задолго до запуска СОВЕ. Это была одна из первых попыток обнаружить анизотропию фонового излучения, и, насколько я знаю, она оказалась успешной. Так что я могу сейчас поздравить участников “Реликта”. Хочу только добавить, что они были не одни, в те годы многие ученые трудились изо всех сил над анало­гичными проектами.

Мы с Джорджем Смутом очень рады, что приборы СОВЕ ока­зались настолько чувствительны, что позволили реконструи­ровать карты фонового микроволнового излучения, которые с полной убедительностью продемонстрировали, что оно ани­зотропно. И, конечно, мы полностью признаем заслуги своих предшественников. Они получили много ценных результатов, но наши все же оказались лучше».

Увы, поезд для наших ученых уже ушел...

Нам осталось рассказать про последнее великое наблюдатель­ное открытие, в гипотетическом «матче» между теоретиками и наблюдателями пока отдавшее победу последним. И открыти­ем этим является обнаружение факта ускоренного расширения Вселенной — причем не в те самые, «стародавние» «инфляци­онные» времена, а сейчас, в современную стадию эволюции Вселенной.

Совершено открытие было в 1998 году практически одновре­менно двумя независимыми группами ученых — австралийской, возглавляемой Брайаном Шмидтом, и американской, возглав­ляемой Солом Перлмутгером. Каким образом они это сделали? Основой открытия стало наблюдение за изменением блеска Сверхновых типа 1а в зависимости от расстояния до них. Исходя из современных представлений, Сверхновые такого типа являют­ся так называемыми стандартными свечами, т. е. их светимость (энергия, выделяющаяся в единицу времени) примерно¹ одна и та же для всех Сверхновых. Таким образом, зная светимость и видимую звездную величину Сверхновых типа 1а, мы можем по­лучить расстояние до них.

В современной космологии Сверхновые типа 1а заняли место, во времена Хаббла принадлежавшее цефеидам, — ведь на расстоя­ниях, актуальных сегодня, увидеть цефеиды в столь далеких га­лактиках нельзя в принципе. Тут могут помочь только Сверхновые с их огромными энергиями, выделяемыми при вспышке.

Для Сверхновых можно построить диаграмму «видимая звездная величина — красное смещение»², на которой, как ожи­далось, Сверхновые должны были «лечь» примерно на одну

Мы опускаем различные тонкости, не влияющие на понимание резуль- тата. — Примеч. авт.

То есть расстояние. — Примеч. авт.

345

прямую линию. В действительности, однако, картина оказалась иной: с увеличением красного смещения «прямая» все сильнее и сильнее «загибалась» вверх (напомним, что чем больше види­мая звездная величина, тем слабее блеск). А так как мы исходим из предположения, что Сверхновые — «стандартные свечи», то этот загиб мог означать только одно, а именно, что далекие Сверхновые — еще дальше от нас, чем предполагалось. И чем бо­лее далекой являлась Сверхновая, тем сильнее был эффект.

Вот на анализе таких данных и сделали заключение об уско­ренном расширении Вселенной. И, конечно, одним из основных кандидатов на роль «двигателя» этого расширения стала космо­логическая постоянная — лямбда-член Эйнштейна.

История, таким образом, совершила полный круг.

Не следует, однако, думать, что Сверхновые — это единствен­ный аргумент в пользу его существования, это не так. В против­ном случае сильно усилились бы позиции критики, связанной с сомнением в правомочности назначения Сверхновых на роль «стандартных свечей». Ведь, как мы уже знаем, чем больше крас­ное смещение, тем глубже мы уходим в прошлое Вселенной. И это совсем не очевидный факт, что химический состав Сверхновых в близких галактиках такой же, как у Сверхновых в галактиках да­леких. А ведь светимость Сверхновой вполне может зависеть от ее химсостава — собственно, как это и получается в компьютер­ных моделированиях вспышки.

Но, повторим, Сверхновые — не единственный аргумент. Все аргументы мы перечислять не будем, расскажем лишь еще об одном. Современные исследования анизотропии реликтового излучения (например, выполненные на спутнике WMAP, запу­щенном в 2001 году и до сих пор передающем ценнейшую на­учную информацию) показывают, что полная плотность нашей Вселенной¹ с достаточно большой точностью равна критической-

¹ Включая вклад барионного вещества, темной материи, излучения, воз можный вклад массивных нейтрино, вклад космологической постояй ной. — Примеч. авт.

346

данные пятого года миссии WMAP совместно с самыми совре­менными данными по измерению постоянной Хаббла (HST Key project—ключевой проект на Космическом телескопе им. Хаббла) дня параметра полной плотности Вселенной П дают значение, возможное отличие которого от единицы (в ту и в другую сторо­ну) заключается лишь во втором знаке после запятой. С другой стороны, данные по анизотропии реликтового излучения с до­статочно большой точностью позволяют измерить полную плот­ность материи (барионной и темной). Впрочем, точнее будет сказать, что измеряется некая комбинация параметра плотности материи и постоянной Хаббла. Но постоянную Хаббла мы знаем из того же HST Key Project — следовательно, можем получить и значение параметра плотности материи. А зная параметр плот­ности материи и то, что параметр полной плотности Вселенной равен единице, — получаем долю космологической постоянной.

Таким чуть сложноватым, возможно, при взгляде со стороны путем приходится идти, потому что «напрямую» космологиче­ская постоянная влияет на спектр анизотропии реликтового из­лучения лишь на самых больших масштабах. А на данных мас­штабах наиболее силен эффект cosmic variance, о чем мы расска­зали в самом начале нашей беседы о космологии.

Так что же конкретно мы получаем для величины космоло­гической постоянной? На языке параметров плотности ее вклад составляет примерно 0,7, а в более привычных «земных» еди­ницах — около 7 х кг³⁰ г/см³. На долю материи во всех видах, следовательно, остается 3 х icr³° г/см³, или 0,3 от критического значения, т. е. доля космологической постоянной в настоящий момент времени превышает вклад всех видов материи, вместе

взятых.

Вот и обещанное ранее уточнение. На самом деле мы живем не на материально-доминированной стадии, а на стадии до­минирования космологической постоянной. И, по оценкам, на- ^СтУпила эта стадия примерно 7 млрд лет назад.

Причина ее наступления, конечно, совершенно понятна. Ведь ^Мь1Уже говорили, что «космологической постоянной» она назы­

347

вается в том числе потому, что плотность «субстанции», ответ» ственной за нее, со временем не изменяется. А плотность мате­рии при расширении, наоборот, меняется весьма значительно При расширении Вселенной она падает, если же мы будем от» ступать назад в прошлое — растет.

7 млрд лет назад плотности космологической постоянной и материи оказались равны — на один момент. С тех пор доля космологической постоянной растет — и будет расти дальше. А так как космологическая постоянная «обеспечивает» силы отталкивания — то те же 7 млрд лет назад Вселенная перешла с замедляющегося режима расширения на ускоряющийся, т. е. расширяться она будет все быстрее и быстрее.

В такой вот своеобразной форме на новом уровне возроди­лась идея Леметра, о которой мы рассказали в самом начале этой главы. Единственное, что отличает современную модель, так это отсутствие «почти стационарного» режима, так что поиском «от­ражений» галактик современная космология не занимается (по крайней мере целенаправленно).

Открытие космологической постоянной, помимо всего проче­го, позволило решить так называемую загадку Хаббла. Ведь если вычислить с использованием современных данных те расстоя­ния, с которыми имел дело Хаббл, то окажется, что все галактики в его измерениях лежали от нас не дальше 20 Мпк. Но теперь мы знаем, что в таком объеме Вселенная достаточно сильно неодно­родна — т. е. на так называемый хаббловский поток (поле ско­ростей, обусловленное расширением Вселенной) должно очень сильно влиять распределение массы в этом объеме.

Тогда каким же образом Хабблу удалось совершить свои из­мерения? Ведь ошибка Хаббла с неправильным измерением по­стоянной его имени была связана почти исключительно с непра' вильной оценкой им расстояния до галактик, но не с ошибкой определений их скоростей.

Более того, группой наблюдателей Специальной астрофизиче- ской обсерватории РАН во главе с И.Д. Караченцевым в 2001 гоДУ были выполнены измерения с большой точностью для зна^и

34В

тельной группы (около 200) достаточно близких галактик — от

2 до 8 Мпк. И измерения эти тоже (после очистки от пекулярных скоростей, конечно) показали выполнение закона Хаббла, при­чем значение постоянной Хаббла оказалось очень близко к зна­чению, полученному с использованием далеких галактик!

Как такое может быть? Вещество распределено неоднородно, а скорости — упорядочены?

На помощь приходит космологическая постоянная. Так как ее плотность одна и та же — и во времени, и в пространстве, — то темп расширения Вселенной, в определении которого космоло­гическая постоянная ныне играет основную роль, тоже должен быть везде почти одинаков. И для ближних, и для дальних га­лактик. Так решается загадка Хаббла.

Кстати, ответим заодно и еще на один популярный вопрос — а мы-то, а мы сами расширяемся? И расширяется ли Земля, Солнечная система... Галактика, наконец, за счет расширения Вселенной?

Ответ — нет, конечно, не расширяемся, так же как и Земля, и Солнечная система, и Галактика. Ведь связывающие нас силы (силы гравитации для космических объектов, химические связи в наших телах) гораздо мощнее сил отталкивания, обеспечивае­мых космологической постоянной, действующих на любых рас­стояниях, но на таких масштабах слишком слабых.

Во Вселенной же без космологической постоянной ни

о каком «нашем» расширении, а также расширении любых гравитационно-связанных тел и систем речи быть в принципе не могло. Ведь решение Фридмана описывает поведение точек, не связанных между собой, — чего, конечно, не наблюдается во всех перечисленных случаях.

И очень к месту, думаем, будет процитировать замечатель­ный диалог из фильма Вуди Алена «Энни Холл»: «Почему вы Не делаете вашу домашнюю работу? — Какой смысл? Вселенная Расширяется. Все развалится, и мы все умрем. — Мы живем в Бруклине. Бруклин не расширяется! Идите делать вашу домаш­нюю работу».

349

Существует еще один аспект наличия космологической посто­янной. Решение проблемы «плоскостности», предложенное тео­рией инфляции, определенно сняло остроту вопроса о кривизне нашей Вселенной. Открытие же космологической постоянной и ускоренного расширения сделало его и вовсе имеющим узкотео­ретический интерес. Ведь с наличием космологической посто­янной уже нет четкой связи между геометрией мира и его даль­нейшей судьбой. Мир может быть «замкнутым», «открытым», «плоским» — но ждет его лишь вечное расширение, о Большом Крахе можно забыть навсегда.

Причем, так как относительная доля космологической посто­янной будет все расти и расти за счет падения плотности материи и так как «островки» материи будет разносить космологическим расширением все дальше и дальше друг от друга — чем дальше, тем сильнее и сильнее наш мир будет приближаться к миру, опи­сываемому решением де Ситтера.

Вот так, спустя почти век после своего создания, решение это уже второй раз становится актуальным в современной кос­мологии. А так как первый раз оно «пригодилось» в теории инфляции, то снова начавшийся период ускоренного расшире­ния Вселенной иногда называется «новым инфляционным пе­риодом». Ведь свойства его действительно во многом похожи на тот — исходный.

Ну, а теперь, после рассказа о важнейших космологических открытиях, попробуем кратко, но последовательно описать клю­чевые этапы эволюции Вселенной. Думаем, это должно помочь любознательному читателю яснее представить себе общую кар­тину нашего мира.

Итак, как уже было сказано, начальным моментом времени, до которого мы можем хоть с какой-то степенью уверенности проследить историю Вселенной, является планковское время — Ю"⁴³ с. До этого момента действуют законы квантовой гравита­ции — еще неизвестные нам законы.

Поэтому вопрос о том, что же было в «самом-самом» начале, с современных позиций представляется несколько некоррект­ным. При таких масштабах пространства и времени, а также, судя по всему, масштабах плотностей энергий (тоже превыша­ющих планковскую) пространство и время уже не существуют по отдельности.

Собственно, строго говоря, по отдельности они не существуют на любых масштабах, включая «земные» — ведь концепция «абсолют­ного» времени и «абсолютного» пространства осталась в прошлом, в эпоху царствования классической механики. В теории относи­тельности мы имеем дело не с пространством и временем, а с еди­ным четырехмерным пространственно-временным континуумом.

Однако мы почти всегда можем сделать «срез» этого четы­рехмерного континуума и получить привычное трехмерное про­странство. Также мы можем выделить «стрелу времени», вдоль которой мы будет совершать эти «пространственные» срезы. Для которых, таким образом, становится возможным сказать, какой ^Из них был «раньше», какой — «позже».

Разумеется, в общем случае все это справедливо только для Одного наблюдателя — в одной точке пространства-времени.

351

Другой наблюдатель (в иной точке) тоже, конечно, имеет право совершать подобные «срезы», но они вполне могут быть совсем другими. Так, событие А, которое для первого наблюдателя прои­зошло раньше события В, для второго наблюдателя может поме­няться местами с событием В, и произойти позже него (конечно, только в том случае, если эти события не находятся в причинно­зависимой связи).

Но, несмотря на эти оговорки, «расщепить» пространственно- временной континуум на пространство и время можно почти всегда — даже в исключительно сложной ситуации «закрученно­го» пространства-времени вблизи вращающейся черной дыры¹.

Ситуация принципиальным образом меняется при переходе за границу планковских масштабов. Там уже пространство и вре­мя «перемешаны» настолько тесно, что никаких вышеописанных «срезов» осуществить в принципе невозможно. Невозможно, таким образом, и установить «стрелу времени». Понятия «рань­ше» и «позже» теряют свой смысл.

Еще больше ситуацию усугубляют квантовые флюктуации, которые на данных масштабах имеют очень большую величину. Пространство-время буквально «кипит», и поэтому данное со­стояние часто называется «пространственно-временной пеной». Как образно и даже поэтически написал И.Д. Новиков по этому поводу: «река Времени дробится здесь на неделимые капли...»

Так что повторим еще раз: известная нам история Вселенной начинается с момента ю^-43 с. Про некоторые гипотезы о том, что же было еще «раньше»², мы расскажем в следующей главе, а пока перейдем к более «изведанным» временам.

Промежуток времени с ю ⁴³ до кг³⁶ с принадлежит перио­ду инфляции. Как уже было сказано, во Вселенной в это время «правит» скалярное поле, с уравнением состояния, близким

¹ Так называемое «з+i» расщепление. — Примеч. авт.

² Да-да, несмотря на все вышесказанное, такие гипотезы все равно рас* сматриваются — дух противоречия отнюдь не чужд натуре ученого- Смеем даже утверждать, что «бунтарская» нотка обязательно должна быть в любом настоящем ученом. — Примеч. авт.

352

к уравнению состоянию вакуума: отрицательное давление, рав­ное по модулю плотности энергии (которая, естественно, всегда положительна)¹.

«Обычной» материи в этот период еще нет, так что расшире­ние Вселенной происходит по экспоненциальному закону.

Уместным, кстати, будет подчеркнуть следующее обстоятель­ство (на которое мы уже немного намекнули ранее, сказав, что ска­лярное поле «имитирует» вакуум): несмотря на то, что уравнение состояния скалярного поля такое же (или близкое к такому же), как вакуумное уравнение состояние — скалярное поле вакуумом не является. Раньше его иногда называли «ложным вакуумом», сейчас чаще используется уже упомянутое название «инфлатон».

Поэтому не должно вызывать удивления, что скалярное поле хоть и медленно, но эволюционирует — в отличие от «истинно­го» вакуума, который ни от времени, ни от пространства не за­висит, о чем уже было неоднократно сказано.

Не должен также вызывать удивления (возможного при взгляде на общую продолжительность периода инфляции) эпи­тет «медленно», употребленный нами по отношению к эволю­ции поля — речь туг идет о математических характеристиках данной эволюции².

К концу периода инфляции потенциальная энергия инфлато- на (идущая на кинетическую энергию расширения Вселенной) падает до своего минимума, вокруг которого начинаются зату­хающие колебания — совсем как колебания обычного маятника. Кстати, и общая эволюция поля в период инфляции описывается уравнениями, весьма похожими на уравнение маятника в очень вязкой среде (роль вязкости в данном случае играет очень бы­строе «раздувание» Вселенной). Еще одно проявление порази­

0 весьма экзотических теориях, где это может быть не совсем так, здесь мы рассказывать не будем. — Примеч. авт.

Для любознательных — малости первых и вторых производных поля по времени (скорости изменения поля) по сравнению с величиной самого поля, т. е. — о выполнении так называемых условий «медленного скаты­вания». — Примеч. авт.

¹² Вселенная

353

тельной универсальности физических законов в совершенно ис­ключительном диапазоне масштабов.

Собственно, начало колебаний поля в то же самое время зна­менует собой конец периода инфляции, распад инфлатона на частицы и начало так называемого периода reheating’a — «разо­грева» Вселенной.

На самом деле, более точный перевод слова «reheating» — это «повторный разогрев». Тут дело в том, что в старых моде­лях инфляции Вселенная была горячей еще до начала самой инфляции — соответственно, в ней уже были частицы. В период инфляции эти частицы очень далеко разнесло друг от друга, и температура Вселенной очень сильно упала — до сверххолодного (supercooled), как говорят, состояния.

Соответственно, при распаде «ложного вакуума» (термин опять-таки из «старой» инфляции) происходил «повторный» разогрев. Ну, а сейчас он первый и единственный — но термин, тем не менее, остался.

Итак, вещество нашей Вселенной «родилось» примерно на

1СГ³⁶ секунде ее эволюции, причем температура (возникшая тог­да же) в этот момент времени равнялась совершенно чудовищ­ной с земной точки зрения величине — порядка Ю²⁹ кельвинов.

Вообще, процессы рождения вещества представляют собой интереснейшее явление — достаточно сказать, что знакомые нам элементарные частицы являлись тогда безмассовыми.

Все частицы, не только фотоны!

Но мало-мальски подробный рассказ обо всем этом, хотя и по­зволил бы немного поведать, в частности, про тот самый весьма «популярный» в последнее время¹ бозон Хиггса, к сожалению, определенно вывел бы нас за рамки этой книги. Так что оставим этот рассказ до более подходящего случая.

Скажем лишь, что примерно в это же время (чуть-чуть пого­дя) наступает конец так называемого Великого Объединения —

¹ Да-да, знаменитый Большой Адронный Коллайдер и все его «ужасы». Примеч. авт.

354

и сильное взаимодействие (отвечающее за силы, действующие в нашу эпоху внутри атомных ядер¹), отделяется от слабого (от­вечающего, в частности, за процессы бета-распада нейтрона на _протон, электрон и антинейтрино) и знакомого всем электро­магнитного.

Что же касается гравитации, являющейся четвертым (и по­следним) известным фундаментальным взаимодействием, то его отделение произошло в самом начале описываемой нами эволю­ции Вселенной, в планковские времена.

Еще немного погодя...

Впрочем, при описании процессов в нашей Вселенной — осо­бенно в самые начальные этапы ее эволюции — удобно поль­зоваться логарифмической шкалой времени. И на этой шкале данное «немного погодя», в цифрах выглядящее как примерно ю^-35 с, отстоит от предыдущего момента почти так же, как мы отстоим от эпохи образования первых звезд!

Итак, на Ю^-35 секунде происходит рождение барионной асим­метрии Вселенной, т. е. барионов (в то время представляемых кварками) за счет механизмов, описание которых, к сожалению, тоже выходит за рамки данной книги, рождается «чуть-чуть», бук­вально на одну миллиардную долю больше, чем антибарионов.

И именно поэтому сейчас мы состоим из вещества, а не из антивещества.

На всякий случай стоит отметить, что существуют теории, в которых возникновение барионной асимметрии происходит гораздо позже — вблизи ю^-10 секунды. Они называются теория­ми «холодного бариогенезиса» — в отличие от теорий «горячего бариосинтеза», описывающих процессы на кг³⁵ секунде.

Учитывая температуры, которые царят во Вселенной на ю^-10 се­кунде, становится понятно, что понятия «горячо» и «холодно» ^в физике ранней Вселенной гораздо более относительны, чем в на­шей повседневной жизни!

Уточнение про «нашу эпоху» было сделано, так как в те времена никаких «атомов» и даже «ядер атомов» еще не существовало. — Примеч. авт.

355

Кстати, еще одним следствием существования барионной асимметрии (возможной только если происходит несохранение так называемого «барионного числа») является вывод о не- стабильности протона. За определенное время — очень долгое, впрочем, порядка ю³² лет — он распадается, например, на пози­трон и пи-мезон (называемый также пионом). А пи-мезон, в свою очередь, распадается на два гамма-кванта. Возможны и другие так называемые «каналы» (варианты) распада.

После 10"³⁵ секунды начинается период, который, в силу уже упомянутого «логарифмического» обстоятельства, носит назва­ние «пустыня взаимодействий» или же «калибровочная пусты­ня». Ведь в течение «громадного» промежутка времени — вплоть до 10^-10 секунды — ничего интересного с точки зрения современ­ной физики не происходит. Знакомые нам частицы — кварки, леп- тоны и промежуточные бозоны — по-прежнему массы не имеют.

Массивны в этот период только гипотетические частицы¹ — переносчики сил Великого Объединения, X- и Y-бозоны, кото­рые приобрели массу в момент нарушения симметрии Великого Объединения. После данного момента они уже не могут рож­даться и постепенно распадаются на кварки и лептоны (при этом сами являясь, таким образом, своеобразными лептокварками, объединяя в себе свойства эти двух семейств).

Собственно, различие в каналах распада между этими бозо­нами и соответствующими антибозонами (которых было как раз «поровну») и обуславливает возникновение барионной асимме­трии Вселенной в теориях горячего бариосинтеза.

Но эти события, как уже было сказано, происходят примерно на Ю^-35 секунде, после чего наступает временное «затишье».

К ю^-10 секунде температура Вселенной за счет расширения па­дает до кг¹⁶ К. Стоит упомянуть, кстати, что экспоненциальный период расширения Вселенной закончился вместе с окончанием

¹ Гипотетические — потому что экспериментально они еще не открыты- уж слишком большие энергии тут требуются. Но сомнений в их суш^е ствовании у ученых нет. — Примеч. авт.

356

инфляции — на ю^-36 секунде. Вселенная, заполненная горячей плазмой, расширяется гораздо медленнее — по степенному за­кону, показатель степени которого зависит от уравнения состоя­ния (взаимосвязи между давлением и плотностью энергии) на данном этапе.

Ну, а на ю^_1° секунде происходит так называемый «элек- трослабый фазовый переход». Единое электрослабое взаимо­действие разделяется на силы слабого взаимодействия с уча­стием нейтрино и силы взаимодействия электромагнитного. Приобретают массу все известные нам элементарные частицы — лептоны, включая, судя по всему, нейтрино, кварки и частицы — переносчики слабого взаимодействия, W⁺-, W^-- и 2°-бозоны.

Безмассовым остается только переносчик электромагнитного взаимодействия — фотон. Собственно, именно поэтому электро­магнитное взаимодействие действует на произвольно больших расстояниях.

После электрослабого фазового перехода Вселенная уже более- менее похожа на привычный нам мир (ну, с точки зрения физи­ка, конечно). Самое существенное отличие — это что пока, при подобных температурах и плотностях энергии, кварки могут «на­блюдаться» в почти «свободном» состоянии. Так что Вселенная тогда представляла собой своеобразный «кварковый суп».

В современных же условиях, как, возможно, многим читате­лям известно, существует явление, называемое «невылетанием кварков» — или же конфайнментом (от агл. confinement — «удер­жание»).

Дело в том, что силы сильного взаимодействия (обеспечи­ваемые частицами-переносчиками — глюонами) обладают замечательным свойством, называемым «асимптотической свободой». Они очень слабые на близких расстояниях (под близкими, конечно, понимаются расстояния не в привычном нам повседневном смысле, тут мы говорим о процессах внутри ^атомных ядер, т. е. масштабах меньших ю^-13 см), но резко уси­ливаются при увеличении расстояния между двумя связанны­ми кварками.

357

Хорошей аналогией может служить поведение резинового шну­ра, соединяющего два шарика. «Но мы же можем «дернуть» так сильно, что шнур порвется?» — спросит вдумчивый читатель. Да, шнур порвется, а вот с глюонной «струей» будет более интересно.

Если энергия ее «натяжения» превысит пороговую, то она пой­дет на образование пары «кварк»-«антикварк». И кварк, за кото­рый мы «тянули», вылетит из ядра вместе с антикварком, т. е. мы получим обыкновенный мезон, а вовсе не одинокий кварк.

Такая, совсем уж знакомая нам ситуация настает на ю ⁴ се­кунде, когда температура падает до ю¹² К. Кварки «слипаются» и образуют привычные нам протоны и нейтроны.

Причем частиц, как уже было сказано, образуется чуть-чуть больше, чем античастиц. И, вскоре после своего образования, частицы и античастицы аннигилируют, образуя огромное коли­чество гамма-квантов.

Собственно, как легко понять из той доли, на которую число частиц превышало число античастиц (примерно одна милли­ардная, как вы помните) — на каждый частицу материи нынче приходится около миллиарда фотонов. Тех самых фотонов ре­ликтового излучения, о которых мы уже столько рассказывали. И во Вселенной настает эпоха доминирования излучения, т. е. уже упомянутый ранее радиационно-доминированный период¹.

Давление в этот период вполне положительно и равно плот­ности энергии, деленной на три.

Ну, а антиматерия исчезла вся — или почти вся. Хотя опреде­ленные исследования в этом направлении продолжаются, тот же спектр реликтового излучения, а также исследования космических лучей накладывает очень сильные ограничения на возможное ее количество. Так что на «антизвезды» в нашей Галактике и другие «антигалактики», пожалуй, можно уже не рассчитывать.

К 1 секунде жизни Вселенной температура падает до «всего лишь» десяти миллиардов кельвинов. Такой «небольшой» тем­

¹ Для любознательных — в этот период размер Вселенной растет пропор­ционально квадратному корню из времени. — Примеч. авт.

358

пературы становится недостаточно для поддержания нужного темпа реакций слабого взаимодействия, в которых рождаются нейтрино — и нейтрино, таким образом, выходят из состояния термодинамического равновесия с первичной плазмой. После этого момента их общее число во Вселенной остается примерно неизменным — происходит, как говорят, их «закалка».

Еще немного спустя (и на этот раз «немного» — это действи­тельно немного) температура плазмы падает настолько (ниже об­щей массы электрона и позитрона в энергетических единицах), что происходит процесс аннигиляции электрон-позитронных пар. Этот процесс несколько повышает температуру реликтовых фотонов, остающихся в термодинамическом равновесии с плаз­мой, но практически не затрагивает первичные нейтрино.

Данное обстоятельство позволяет оценить температуру релик­товых нейтрино по отношению к температуре реликтовых фото­нов. Так, на сегодняшний момент времени, спустя 13 с лишним миллиардов лет, фотоны «остыли» примерно до 2,7 К, а нейтри­но, соответственно, до чуть меньше 2 К¹.

Такая небольшая температура (и, соответственно, энергия) делает заведомо безнадежными в обозримом будущем попытки прямого детектирования космологических нейтрино в наземных условиях — ведь с веществом очень слабо взаимодействуют даже значительно более «мощные» нейтрино солнечные.

Но зато, с другой стороны, если мы оценим число реликтовых нейтрино, их окажется очень, очень много. Собственно, общее число нейтрино и антинейтрино всех сортов будет лишь немного уступать числу реликтовых фотонов, приближаясь к 350 части­цам в любом кубическом сантиметре во Вселенной.

И даже очень маленькая их масса, помноженная на такое огромное число, будет оказывать вполне ощутимое влияние на космологические наблюдательные данные — на крупномас­

¹ Подчеркнем на всякий случай — речь идет о реликтовых нейтрино, «остатках» Большого Взрыва. Солнечные нейтрино — это совсем иное дело, их энергия гораздо выше. — Примеч. авт.

359

штабную структуру и анизотропию реликтового излучения, на­пример. Таким образом, как мы уже говорили, из подобных на­блюдений можно получить ограничения на массу нейтрино.

Замечательно, что на сегодняшний момент строгость этих ограничений (казалось бы, сильно косвенных) существенно пре­вышает достигнутую в земных лабораториях!

Однако вернемся к эволюции нашей Вселенной. В период с 1 по 200 секунду идет процесс первичного нуклеосинтеза, о котором мы уже рассказывали. Общий химсостав Вселенной за­кладывается именно в эти секунды. Образуются ядра водорода, дейтерия, гелия, гелия-з, и немного лития.

Все более тяжелые элементы, как мы уже тоже говорили, об­разуются позже, в недрах звезд. Однако их общее количество и сейчас, по большому счету, слишком ничтожно, чтобы «тягать­ся» с водородом и гелием,

И — с темной материей.

Но что это такое — до сих пор остается предметом гипотез и предположений, так что рассказ о ней мы отложим до послед­ней части этой главы.

С окончанием первичного нуклеосинтеза, когда температу­ра падает примерно до миллиарда градусов, наступает и конец периода «ранней» Вселенной. Именно такую классификацию предложил знаменитый физик и космолог Стивен Вайнберг в своей замечательной книге «Первые три минуты», и своей акту­альности она (и книга, и классификация) не потеряла и поныне.

Следующий «ключевой» момент эволюции Вселенной наста­ет уже очень не скоро — через целых 50 тысяч лет. Характеризует его переход от стадии доминирования излучения к стадии доми­нирования вещества.

Ведь, как мы уже говорили, плотность энергии вещества па­дает как куб размеров Вселенной, в то время как плотность энер­гии излучения — как четвертая степень. Ясно поэтому, что такой момент обязательно должен был рано или поздно наступить.

Уравнение состояния сменяется на так называемое «пыле­видное»: давление равно нулю. Впрочем, справедливости ради,

збо

относится это скорее к темной материи, не испытывающей воз­действия излучения. Барионная же, «обычная» материя от «тес­ных объятий» излучения еще не избавилась, для нее переход к материально-доминированной стадии пока мало что значит.

Зато темная материя, рост возмущений в которой на радиа- ционно-доминированной стадии хотя и происходил, но был очень сильно подавлен, получает возможность «развернуться» в полный рост, чем и не замедляет воспользоваться. Начиная (точнее, сильно ускоряя) процесс гравитационного скучивания и подготавливая гравитационные «ямы» для барионной ма­терии.

Увеличение размеров Вселенной, кстати, на данном этапе не­сколько ускоряется — теперь они растут пропорционально вре­мени в степени 2/3.

Наконец, через 300 ооо лет после рождения Вселенной «долгожданный миг свободы» настает и для обычного веще­ства. Температура Вселенной падает до 3000 К, и происходит ре­комбинация водорода — ядра получают возможность захватить электроны¹.

Вселенная «очищается», излучение получает возможность распространяться свободно, тем самым, в свою очередь, осво­бождая и вещество от своего влияния, Барионное вещество на­чинает постепенно «сползать» в гравитационные ямы, подготов­ленные темной материей, запуская тем самым процесс образова­ния крупномасштабной структуры Вселенной.

И результаты этого процесса начинают появляться уже в пер­вой половине первого миллиарда жизни Вселенной — начинают образовываться первые квазары, галактики, скопления и сверх­скопления галактик. Зажигаются первые звезды.

Давно уже умершие, чтобы дать жизнь нам...

Что ж, наш рассказ близится к концу. Последним на сегод­няшний день ключевым этапом эволюции Вселенной является

¹ Рекомбинация гелия происходит раньше — еще на радиационно- доминированной стадии. — Примеч. авт.

3б1

наступивший около 7 с лишним миллиардов лет назад этап до­минирования космологической постоянной.

Впрочем, точнее будет сказать, что наступил этап доминиро­вания темной энергии, ведь космологическая постоянная — не единственная из рассматриваемых кандидатур на эту роль. Более того, число «игроков» может быть больше одного!

Единым для всех кандидатур является условие на уравнение состояния — давление этой субстанции обязательно должно быть отрицательным, причем модуль его должен превышать 1/3 от плотности энергии. Это нужно, чтобы обеспечить необходимые силы отталкивания в космологическом масштабе.

Если коэффициент пропорциональности между давлением и плотностью энергии (так называемый «параметр уравнения состояния» w) лежит в промежутке от минус 1/3 до -1, то та­кой подкласс темной энергии называется «квинтэссенцией», ее плотность может уменьшаться со временем — хотя и медленней, чем плотность обычной материи (барионной и темной).

Если параметр w точно равен -1 — то это уже привычная нам космологическая постоянная с неизменной плотностью.

Весьма экзотический случай, когда w даже меньше -1, на­зывается «фантомной энергией». К каким интересным (но не­сколько неприятным) последствиям может привести ее возмож­ное существование, мы расскажем в последней главе.

Как бы то ни было, около семи миллиардов лет назад наша Вселенная снова перешла на ускоренный режим расширения. Пока он не экспоненциальный, ведь доля материи еще весьма существенная по сравнению с долей темной энергии (примерно

3 к 7), но дальше разрыв будет только все больше и больше воз­растать. Вселенная будет расширяться все быстрее и быстрее.

...Через огромное количество лет погаснет последняя звезда, потом испарится последняя черная дыра, распадется последний протон. И Вселенная наша будет представлять собой чудовищ­но огромное и практически совершенно пустое пространство, заполненное очень-очень разреженным фотонно-электронным газом.

Зб2

Безрадостная картина, не правда ли?

Но значит ли это, что тогда же настанет и конец истории челове­чества — если не убившего себя до тех пор, то невообразимо далеко ушедшего по дороге познания, и невообразимо могущественного?

Человеческая мысль не может смириться со столь бесслав­ным концом. И об этом — наш следующий рассказ.

Ну, а пока кратко перечислим основные характеристики на­шей Вселенной в современную эпоху — как их определяют дан­ные пятого года выполнения миссии WMAP.

Возраст нашей Вселенной — примерно 13,7 млрд лет. Геомет­рия — «плоская», возможное отличие параметра полной плот­ности от 1 — не более, чем во втором знаке. Величина постоян­ной Хаббла составляет около 70 (км/с)/Мпк. На долю темной энергии приходится порядка 70% полной плотности Вселенной. «Светящееся» барионное вещество (звезды, галактики, газ и пыль, в том числе невидимые нам) — не более 5%. Темная мате­рия — 20 с лишним процентов.

Наконец, доля массивных нейтрино в лучшем случае может составлять около 2%. Впрочем, по сравнению с долей барионной материи это вполне солидная величина, практически одного по­рядка.

Что же до ограничений на параметр уравнения состояния темной энергии, то они пока не позволяют сделать однозначный выбор между квинтэссенцией, космологической постоянной и фантомной энергией.

Другие характеристики Вселенной мы перечислять не будем — они потребовали бы долгого объяснения своей сути. А нас ждет, возможно, самая увлекательная часть рассказа о космологии.

В этой последней части радела, посвященного космологии, мы расскажем о ее загадках и нерешенных вопросах. А также о пока еще гипотетических, но неизменно захватывающих дух по­пытках ответа на данные вопросы.

И начнем мы с того самого, «наивного» и даже «некорректно­го», как мы сказали, вопроса о том, что же было в самом начале Вселенной.

Однако вопрос этот обладает такой притягательной силой, что не прекращаются попытки дать на него ответ, отличный от уже приведенного нами ранее. Скорее всего, абсолютно правиль­ного, но несколько скучноватого, не правда ли?

Итак, один из вариантов ответа — в самом начале была син­гулярность.

Думаем, тут у многих возникнет желание пожать плечами — «и что, дескать? Про космологическую сингулярность нам и так все уши уже прожужжали».

Да, на первый взгляд, ответ даже немного смахивает на изде­вательский. Что в начале была сингулярность — считалось еще на самой заре современной космологии, при анализе самых пер­вых космологических моделей. И на протяжении дальнейшей истории космологии как раз неоднократно делались попытки уйти от появления син1улярности, свидетельствующей о недо­статке наших знаний об условиях, при которых она возникает.

А тут мы вдруг покорно возвращаемся обратно...

Но весь вопрос — какая это сингулярность. Вспомним, где еще мы встречаемся с ней?

Ну конечно же — в черных дырах!

364

Так, может быть, между этими двумя сингулярностями есть много общего? И вдруг — представим себе это на минутку — это и вовсе одно и то же?

Вещество, которое сколлапсировало в черную дыру и «угоди­ло» в сингулярность не может, конечно, вернуться обратно. Но, оказывается, есть гипотезы¹, в которых за коллапсом может по­следовать новое расширение — только уже не в нашу Вселенную, а в другую, которую это расширение и создает.

Причем масса новой Вселенной отнюдь не обязана быть рав­на массе «исходной» черной дыры, вовсе нет. Так как гравитаци­онная энергия имеет обратный знак к положительной энергии, связанной с массой, возможно «воспроизводство» массы — при условии, что исходный баланс энергий сохраняется.

Так что Вселенная-«дитя» вполне может стать массивнее Вселенной-«матери». И в этой юной Вселенной тоже, в свою оче­редь, могут возникнуть черные дыры, а значит, соответственно, и Вселенные-«внуки». И далее, далее, далее, в бесконечной цепи «рождений»...

А так как черные дыры, служащие «воротами» (в один конец, правда), постепенно, как известно, испаряются, то, рано или поздно, Вселенные-«дети» обретают «независимость».

Кстати, именно в таком способе — «Вселенная в черной дыре» — заключается одна из попыток решения «информаци­онного парадокса» черных дыр, о котором мы рассказывали ранее.

Но тогда нам остается сделать лишь еще один шаг — предпо­ложить, что и наша Вселенная тоже была «рождена» таким же способом. И где-то есть (хотя, возможно, уже давно закрылась) «пуповина», ведущая к нашей «родительской» Вселенной.

А если при этом еще вспомнить о гипотезах создания черных дыр в лабораторных условиях (не с нашим современным уров­

¹ На всякий случай подчеркнем, что все (или почти все), о чем будет рас­сказано в этой главе, является гипотезами. Статус теории — более вы­сок, его еще надо «заслужить». — Примеч. авт.

365

нем, конечно)... И учесть, что есть теоретическая возможность оказать влияние на характеристики создающейся Вселенной... Картина и вовсе захватит дух, не правда ли? Особенно если пред­ставить в роли «подопытной» Вселенной — нашу.

Что ж, по сравнению с такими перспективами второй вариант «начала» Вселенной выглядит даже бледновато, пожалуй. Исходя из него, наша Вселенная могла родиться просто... из ничего.

Если полная энергия Вселенной равна нулю, то такое рожде­ние законы квантовой физики не запрещают. Ну, а как может бьггь равна нулю полная энергия Вселенной, наполненной сей­час огромным количеством звезд, галактик и их скоплений, мы уже объяснили немного выше.

Кстати, как было сказано во второй части этой главы, равен­ство полной энергии нулю гарантировало бы, что наша Вселенная является «плоской», т. е. ее плотность в точности равна критиче­ской плотности. А мы уже знаем, что реальное положение дел в нашей Вселенной близко к такому варианту... Хотя, конечно, не­обходимое точное равенство доказать пока возможным не пред­ставляется.

И еще несколько слов по этому поводу — для более «продви­нутого» читателя. Первые модели инфляции предполагали обя­зательное существование тех или иных глобальных квантовых процессов в начальные моменты эволюции Вселенной — либо вышеописанного рождения «из ничего», либо процесса «подба- рьерного туннелирования» из метастабильного состояния (либо того и другого).

Для данных процессов требуется равенство полной энергии Вселенной нулю — так что до сих пор в популярной литературе встречается утверждение, что инфляция решает проблему «пло­скостности» именно тем, что постулирует точное равенство пол­ной и критической плотности Вселенной.

Это не так. «Современные» инфляционные модели вовсе не требуют выполнение данного условия. А проблему плоскостно­сти, как уже было сказано, они решают громадными размерами Вселенной в конце периода инфляции.

366

И вот как раз современные модели инфляции, например — «хаотической» инфляции, разработанной Андреем Линде, пред­лагают третий вариант рождения Вселенной. Вариант, носящий название «вечная» инфляция.

Или же, более поэтически — «вечно юная Вселенная».

И, несмотря на всю свою поэтичность, название это более глу­бокое, чем кажется на первый взгляд, оно до некоторой степени отражает саму суть идеи. Ведь мы же знаем, кто в древнегрече­ской мифологии была вечно юной и вечно прекрасной.

Конечно же — Афродита, «рожденная из пены морской». И наша Вселенная тоже была рождена из «пены». Из простран- ственно-временной пены.

Но нет никаких оснований считать, что вся эта «пена» начала расширяться и положила начало нашей Вселенной. Нет, гораздо более вероятно, что на нашу Вселенную «пошел» только неболь­шой ее «кусочек». Другие же «кусочки», если в них сложились условия, подходящие для начала инфляции (какие это условия конкретно — мы не будем сейчас обсуждать) могли начать рас­ширяться «раньше», другие «позже», положив начало совсем другим вселенным.

Более того, если мы рассмотрим «кусочек» (или, лучше ска­зать, область), которая только-только начала расширяться, то в самом-самом начале, при существующих тогда огромных плотно­стях энергии, велик уровень квантовых флюктуаций. И поэтому внутри этой области может возникнуть подобласть, где величина скалярного поля будет выше. Эта подобласть начнет расширять­ся еще быстрее, «обособившись» от остальной части. А в ней, в свою очередь, тоже может возникнуть такая подобласть.

И так — без конца.

Что же мы видим? Картина одной-единственной (пусть и гро­мадной) Вселенной исчезает. Вместо нее появляется захваты­вающая дух Метавселенная, в которой наша Вселенная является лишь одной из бесчисленного множества других.

Более того, непрерывно идет процесс рождения все новых и новых вселенных. Так как условия в них вполне могут быть раз­

367

личны, то некоторые вселенные быстро «схлопываются» обрат­но и «возвращаются» в состояние пространственно-временной пены. Но обязательно есть (не могут не быть!) и такие, эволюция которых идет достаточно долго для образования в них упорядо­ченных структур.

И может быть даже — кто знает! — и возникновения разумной жизни.

Кстати, момент, связанный с «различными условиями», на самом деле один из важнейших. Дело в том, что ученых давно мучил один вопрос: почему же наша Вселенная именно такая, какая есть? Почему фундаментальные константы имеют такую величину, почему массы элементарных частиц именно такие, а не какие-либо другие?

Вопрос этот не столь умозрителен, как может показаться. Ведь, оказывается, если мы даже немного «пошевелим» значе­ния констант, то привычный нам мир просто исчезнет.

Так, достаточно массе электрона совсем немного, не более чем в два раза подрасти (а его малая масса представляет собой одну из загадок современной физики — ведь тот же протон, и абсо­лютное большинство других частиц массивнее электрона более чем в тысячу раз) — как темп протон-протонного термоядерного цикла в центре Солнца резко ускорится. И ни о каких «спокой­ных» миллиардах лет горения водорода, потребных для разви­тия жизни на Земле — и речи уже идти не будет.

Еще немного увеличим массу электрона — и все протоны во Вселенной превратятся в нейтроны. К немного другим по форме, но столь же катастрофическим по сути последствиям приведет увеличение разности масс нейтрона и протона.

Еще жестче ограничены силыядерного взаимодействия. Чуть- чуть сильнее (менее, чем на 10%) — весь водород во Вселенной на стадии первичного нуклеосинтеза превращается в гелий. Чуть- чуть слабее (даже на 5%) — образование гелия становится, наобо­рот, невозможным.

Подобные же ограничения можно получить и на силы слабо­го взаимодействия, и на величину гравитационной постоянной.

368

— Вселенная как она есть —

Более того, можно показать, что все многообразие траекто­рий, по которым движутся тела в пространстве, возможно толь­ко в мире, где число пространственных измерений в точности равно з — как в нашей Вселенной.

В мире, где число пространственных измерений больше трех, невозможно существование замкнутых орбит (и планет вокруг звезд, и электронов «вокруг» ядер¹. Любое тело неиз­бежно либо упадет на притягивающий центр, либо уйдет на бесконечность.

Если число измерений будет меньше, то наоборот, невозмо­жен будет «свободный» полет, тот же электрон никак не полу­чится «оторвать» от атома. Тоже — с вполне катастрофическими последствиями.

Список счастливых «совпадений» можно продолжить, и ока­жется он весьма длинным.

Так что наш мир оказался очень точно «настроен». Но ника­ких механизмов такой «настройки» не известно — не было из­вестно тогда, когда впервые возник данный вопрос, и не извест­но сейчас.

Для решения данной проблемы был выдвинут так называе­мый «антропный принцип», суть которого лучше всего сфор­мулировал советский космолог А.Л. Зельманов: «Мы являемся свидетелями определенного типа процессов потому, что процес­сы иного типа протекают без свидетелей», т. е. — если бы наша Вселенная была бы другой, то нас бы в ней просто не было и не­кому было бы задавать такие «наивные» вопросы.