Вселенная. Вопросов больше, чем ответов — страница 61 из 72

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.