Достучаться до небес. Научный взгляд на устройство Вселенной

Рэндалл Лиза

Возросшее в последнее время внимание к этому пересечению интересов уже вызвало к жизни множество плодотворных исследований и серьезных открытий; можно надеяться, что процесс конвергенции будет продолжаться. В этой главе рассматриваются некоторые крупные вопросы космологии, которые сейчас исследуют и сами космологи, и специалисты по физике элементарных частиц. Мы рассмотрим такие явления, как космическая инфляция, скрытая масса (темная материя) и темная энергия.

КОСМИЧЕСКАЯ ИНФЛЯЦИЯ

Мы не можем пока сказать, что происходило в самом начале эволюции Вселенной, потому что у нас нет непротиворечивой теории, которая включала бы в себя и квантовую механику, и гравитацию. Тем не менее мы можем утверждать с определенной долей уверенности, что в некоторый момент в самом начале (возможно, всего лишь через 10~³⁹ сек после рождения Вселенной) произошло явление, известное как космическая инфляция.

В 1980 г.

Алан Гут первым предложил эту модель, согласно которой в самом начале развития Вселенная взорвалась. Интересно, что первоначально он пытался решить для физики элементарных частиц проблему, связанную с космологическими последствиями теорий Великого объединения [57] . Он в то время занимался частицами, поэтому использовал методы, основанные на теории поля—теории, которая совмещает в себе специальную теорию относительности и квантовую механику. Однако дело кончилось тем, что он выдвинул совершенно новую теорию, которая резко изменила наш подход к космологии. Как и когда произошла инфляция, ученые спорят до сих пор. Но Вселенная, претерпевшая такое взрывное расширение, должна была оставить тому четкие свидетельства, и значительная часть этих свидетельств уже обнаружена.

57

Ранее модель (почти) экспоненциально расширяющейся Вселенной была предложена в работах А. Старобинского для решения проблемы начальной сингулярности в теории горячего Большого взрыва. —Прим. науч. консульт.

В стандартном сценарии Большого взрыва Вселенная после рождения росла спокойно и равномерно: к примеру, с увеличением времени жизни вчетверо она должна была удвоиться в размерах. Но в инфляционную эпоху молодая Вселенная пережила период невероятно стремительного расширения и росла экспоненциально. Это значит, что за фиксированное время размер Вселенной удвоился, затем снова удвоился за то же время — и так не менее 90 раз подряд, пока инфляционная эпоха не закончилась и Вселенная не стала такой однородной, какой мы видим ее сегодня. Такое экспоненциальное расширение означает, к примеру, что за то время, пока возраст Вселенной увеличился в 60 раз, ее размеры выросли более чем в триллион триллионов триллионов (10³⁶) раз; без инфляции же они выросли бы за то же самое время всего лишь в восемь раз. В определенном смысле инфляция стала началом развития от малого к большому. Первоначальное громадное инфляционное расширение должно было «развести» субстанцию из вещества и излучения Вселенной до практически нулевой концентрации. Поэтому все, что мы сегодня наблюдаем во Вселенной, должно было возникнуть сразу после инфляции, когда энергия, питавшая инфляционный взрыв, превратилась в вещество и излучение. Лишь в этот момент времени начался Большой взрыв в его традиционном понимании — и Вселенная начала дальнейшее неспешное расширение в ту громадную структуру, которую мы видим сегодня.

Можно говорить об инфляционном расширении как о «взрыве–предвестнике» того дальнейшего развития Вселенной, которое шло по стандартному сценарию Большого взрыва. На самом деле это не начало — мы не знаем, что происходило, когда основную роль играла квантовая гравитация, — но это тот момент эволюции Вселенной, вслед за которым началась стадия Большого взрыва с охлаждением материи, а затем и формированием из нее крупных космических объектов.

Отчасти именно инфляции мы обязаны тем, что во Вселенной существуют самые разные объекты, а не сплошное «ничто». Часть энергии громадной плотности, накопленной во время инфляционного расширения, превратилась (согласно формуле Е = mc²) в вещество, из которого, собственно, и сформировалось все, что мы сегодня видим вокруг. Физики хотели бы все же узнать, почему во Вселенной больше вещества, чем антивещества. Но каков бы ни был ответ на этот вопрос, нынешнее вещество согласно теории Большого взрыва начало эволюционировать фазу же после окончания космической инфляции.

Инфляционная модель решала важные проблемы традиционной теории Большого взрыва, но мало кто из ученых поверил в предложенные сценарии возникновения инфляции. Поскольку создать достоверную модель было чрезвычайно трудно, многие физики (включая и тех, кто работал в то время в Гарварде, где я училась) сомневались в том, что эта странная идея может оказаться верной. С другой стороны, Андрей Линде, физик русского происхождения из Стэнфордского университета и один из первых, кто начал работы по инфляции, считал, что эта гипотеза должна быть верна просто потому, что никто не нашел никакого иного решения загадок, связанных с размером, формой и однородностью Вселенной, — загадок, на которые с легкостью отвечала инфляционная теория.

Инфляция, кстати говоря, может служить интересным примером связи между истиной и красотой — или отсутствия такой связи. С одной стороны, экспоненциальное расширение Вселенной красиво и легко объясняет многие явления, связанные с начальным этапом ее существования, а с другой — поиски теории, которая естественным

образом объясняла бы экспоненциальное начальное расширение, приводит, как правило, к созданию не слишком красивых моделей.

В последнее время, однако, большинство физиков склоняется к тому, чтобы принять инфляционную модель, хотя обоснования ее корректности по–прежнему многих не устраивают. Наблюдения последних нескольких лет подтвердили космологическую картину Большого взрыва, предваряемого инфляцией. Сегодня многие физики уверены, что и развитие по схеме Большого взрыва, и инфляция имели место, поскольку предсказания, сделанные на основе этих теорий, оправдываются с впечатляющей точностью. Вопрос о том, какая модель лежит в основе инфляции, по–прежнему остается открытым, но сама по себе экспоненциальная инфляция в настоящее время подтверждается достаточным количеством свидетельств.

Одно из свидетельств в пользу космологической инфляции должно иметь отношение к отклонениям от равномерного распределения реликтового излучения по небесной сфере, о котором упоминалось в предыдущей главе. Фоновое излучение сообщает нам далеко не только о том, что Большой взрыв на самом деле имел место. Прелесть ситуации в том, что, поскольку это излучение, по существу, представляет собой мгновенный снимок состояния Вселенной на раннем этапе развития — до того, как успели сформироваться звезды, — оно позволяет нам заглянуть в прошлое и увидеть начало структурирования в тот момент, когда Вселенная еще была однородной. Измерения реликтового излучения позволили выявить крохотные отклонения от идеальной равномерности. Инфляционная модель предсказывает такие неоднородности, поскольку из-за квантово–механических флуктуаций инфляция в разных областях Вселенной прекратилась в разное время, отчего и возникли крохотные отклонения от идеальной однородности.

Спутник под названием WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), названный в честь одного из инициаторов проекта принстонского физика Дэвида Уилкинсона и нацеленный на поиск анизотропии микроволнового фона, провел точные измерения, позволившие отличить инфляционные предсказания от прочих возможных вариантов. Несмотря на то что инфляция протекала давным–давно и к тому же при невероятно высоких температурах, инфляционная теория точно предсказывает статистические закономерности распределения температурных вариаций, которые должны проявляться в реликтовом излучении сегодня. Эта обсерватория измерила небольшие неоднородности температуры и плотности энергии с большей точностью и более высоким угловым разрешением, чем прежде, и распределение этих параметров вполне совпало с инфляционными ожиданиями.

Главным подтверждением инфляционной теории, полученным от WMAP, стало измерение кривизны Вселенной, а точнее — ее удивительной прямизны. Эйнштейн учил, что наше пространство может быть искривлено (на рис. 73 можно увидеть примеры искривленных двумерных поверхностей). Степень кривизны зависит от плотности энергии во Вселенной. В те времена, когда была впервые предложена инфляционная теория, было уже известно, что Вселенная на самом деле искривлена намного меньше, чем можно было ожидать, но измерения в то время были недостаточно точными и проверить инфляционное предсказание (инфляционная теория утверждает: Вселенная расширилась настолько, что любое искривление растянулось практически в нуль) было невозможно. На сегодняшний день измерения реликтового излучения показали, что Вселенная на самом деле плоская с точностью до одного процента, — и понять это без дополнительных физических объяснений очень трудно.

РИС. 73. Нулевая, положительная и отрицательная кривизна двумерных поверхностей. Вселенная тоже может быть искривлена, но в четырехмерном пространстве–времени, что трудно изобразить на бумаге

Отсутствие у Вселенной заметной кривизны стало громадной победой инфляционной космологии. Если бы дело обстояло иначе, инфляционную теорию можно было бы исключить. Данные WMAP стали и большой научной победой. Когда теоретики впервые предложили точно измерить микроволновой фон и поближе познакомиться, таким образом, с геометрией Вселенной, все сочли, что это, конечно, очень интересно и заинтересует научное сообщество, но слишком сложно технически, чтобы проект можно было осуществить в обозримом будущем. Однако вопреки ожиданиям не прошло и десяти лет, как космологи провели необходимые измерения и снабдили научный мир ценнейшими данными. Мы узнали об эволюции Вселенной множество поразительных фактов. WMAP и сегодня продолжает давать новые результаты, проводя на небесной сфере детальные измерения тончайших температурных вариаций. Спутник Planck, действующий сегодня, измеряет эти флуктуации еще точнее [58] . Исследования реликтового излучения оказались бесценным и главным источником сведений об истории ранней Вселенной и, скорее всего, еще долго будут им оставаться.

58

WMAP был запущен 30 июня 2001 г. и проработал до августа 2010 г. Обработка его научных данных продолжается. Planck запущен 15 мая 2009 г. — Прим. пер.