Послесловие. Что произошло в космологии с 1977 г.

За 16 лет, прошедших с момента первого издания «Первых трех минут», Вселенная расширилась на 12 стомиллионных процента. А может быть, только на 6,5 стомиллионных. Такой разброс данных связан с тем, что мы по-прежнему не очень точно знаем темп расширения Вселенной. Как говорилось в главе 2, он выражается через один из важнейших космологических параметров – постоянную Хаббла, которую измеряют, наблюдая зависимость скоростей далеких галактик от расстояния до них. В последнее время ошибки измерений, по словам астрономов, непрерывно уменьшаются. Однако разница между результатами различных групп, к сожалению, выходит за рамки заявленных погрешностей. По данным одних наблюдений, получена величина 80 км/с на мегапарсек (3,26 миллиона световых лет), а по другим, скорости галактик увеличиваются на 40 км/с на каждый мегапарсек. Получается, мы знаем темп расширения Вселенной всего лишь с точностью до двойки.

Проблема здесь не в измерении скоростей далеких галактик – это легко сделать, изучив смещение линий в спектре галактики в красную область. Трудности, как всегда, начинаются тогда, когда дело доходит до измерения дистанций. Раньше расстояния до галактик определяли, наблюдая некоторый класс объектов, характеризующихся постоянной собственной светимостью. Это, например, ярчайшие звезды или шаровые скопления в галактиках определенного класса, или, скажем, сверхновые. Зная их видимую светимость, можно вычислить расстояния до них. Чем они тусклее, тем дальше. Недавно на помощь пришли и другие методы, основанные на связи светимости какой-либо галактики с ее наблюдаемыми внутренними свойствами (такими, как скорости звезд и газовых облаков в галактике). Расстояния до галактик продолжают оценивать и по сверхновым, измеряя их видимую яркость. Как бы то ни было, полученные из разных наблюдений значения постоянной Хаббла противоречат друг другу. В свое время большие надежды возлагались на крупный «Космический телескоп Хаббла» (HST), расположенный на искусственном спутнике Земли. К сожалению, досадные технические проблемы, приводящие к недопустимым вибрациям зеркала и, как следствие, к искажению изображения, не позволили выполнять точные измерения расстояний до галактик. Хотя другим областям астрономии «Хаббл», несомненно, принес немало пользы.

Но, несмотря на все трудности, стандартная картина Вселенной, основанная на теории Большого взрыва, доверие научной общественности завоевала. Во-первых, у нас теперь больше убедительных наблюдательных свидетельств справедливости космологического принципа, являющегося, как мы говорили в главе 2, краеугольным камнем стандартной космологической модели. Этот принцип гласит: вещество во Вселенной, если усреднить по большим масштабам, распределено однородно и изотропно. В некоторый момент стало казаться, будто наблюдения идут вразрез с этим утверждением. Действительно, одна за другой открывались «великие» неоднородности: великий аттрактор, великие стены, великие пустоты и т. д. Однако сейчас более или менее ясно, что Вселенная все-таки однородна и изотропна – если усреднять по достаточно большим расстояниям, соответствующим относительной скорости примерно в 40 тысяч км/с. (Положив постоянную Хаббла равной 80 км/с на мегапарсеков, можно пересчитать эту скорость в расстояние: получим 500 мегапарсек, или 1,5 миллиарда световых лет.) Еще одно наблюдение в копилку космологического принципа – изотропия высокоэнергичного космического рентгеновского излучения, приходящего, по всей видимости, с расстояний больше, чем 500 мегапарсек.

Но самое очевидное наблюдательное доказательство теории Большого взрыва дают измерения реликтового фона, открытого, как известно, в 1965 г. В последнее время в этой области произошел заметный прогресс. Как говорилось в главе 3, если этот микроволновый фон действительно сохранился с эпохи ранней Вселенной, то распределение его интенсивности по длинам волн должно подчиняться хорошо известному закону. Такая же зависимость, изображенная на рис. 7, имеет место и для излучения нагретого тела с абсолютно поглощающими («черными») стенками. С 1965 г. то и дело поступали сообщения об обнаружении отклонений в спектре микроволнового фона от профиля, показанного на рис. 7, однако никто не мог сказать наверняка, действительно ли эти эффекты вызваны самим реликтовым излучением или к ним причастна земная атмосфера. В итоге 18 ноября 1989 г. ракетоноситель «Дельта» вывел за пределы атмосферы COBE («Спутник для исследований космического фона»). (В главе 3 я упомянул о том, что в момент, когда в 1977 г. «Первые три минуты» были уже подписаны в печать, я получил первый новостной бюллютень «Спутника для исследований космического фона», в котором излагались планы по его запуску. Сам спутник полетел лишь через 12 лет, однако наше терпение было вознаграждено.) За первые восемь минут полета установленный на спутнике микроволновый радиометр, измерив интенсивность фона на различных длинах волн, представил доказательство того, что спектр реликтового излучения является спектром абсолютно черного тела с точностью до одной тысячной, а эквивалентная температура равна 2,735 К (т. е. 2,735 градуса выше абсолютного нуля). Отклонения от закона излучения абсолютно черного тела, сообщения о которых время от времени появлялись в научной литературе в последние 20 лет, обнаружены не были. Согласие между теорией и экспериментом сейчас настолько хорошее, что мы практически уверены: фоновое излучение дошло до нас с той эпохи, когда Вселенная впервые стала прозрачной для фотонов – а это произошло примерно через миллион лет после Большого взрыва.

Все измерения на микроволновом радиометре COBE привязывались к эталонному источнику радиошума, погруженному в жидкий гелий – метод, аналогичный тому, который использовали Пензиас и Вильсон, когда открыли реликтовое излучение (см. главу 7). Однако весь гелий довольно быстро испарился, поэтому COBE уже не сможет уточнить измеренную им температуру. Впрочем, чтобы обнаружить различия в температуре излучения, приходящего к нам с разных направлений, жидкий гелий не нужен. Когда гелий закончился, COBE приступил именно к этим измерениям.

Надо ли говорить, что эти измерения неоднородностей температуры микроволнового фона в зависимости от направления на небе вызвали гораздо больший ажиотаж, чем измерения самой температуры. В первых наземных наблюдениях реликтового излучения в 1960-х гг. последняя получалась одинаковой в любом направлении. Это стало одним из доказательств того, что источником излучения является вся Вселенная, а не только наша Солнечная система или Галактика. Затем в 1977 г. группа экспериментаторов из Беркли измерила небольшую анизотропию (неоднородность) в распределении температуры по небесной сфере, вызванную движением Солнечной системы относительно реликтового фона со скоростью несколько километров в секунду. При этом по направлению движения наблюдается чуть большая температура, а в обратном – чуть меньшая. Но анизотропию, присущую самому излучению, заметить никому не удавалось.

Со временем это даже стало беспокоить. В конце концов Вселенная ведь не идеально однородная жидкость. По крайней мере часть вещества в ней собрана в галактики и в скопления галактик. Эти гравитационно связанные системы в свою очередь под действием силы тяготения выросли из меньших неоднородностей, присутствовавших во Вселенной еще тогда, когда она становилась прозрачной для излучения. Эти зародыши будущих галактик и скоплений неизбежно должны были привести к хоть каким-то неоднородностям в микроволновом фоне.

После стольких лет ожидания ученые, отвечавшие за COBE, в 1992 г. наконец сообщили об открытии малых неоднородностей в распределении интенсивности реликтового излучения по небу. Его температура менялась от точки к точке, в среднем на 30 миллионных градуса на всех угловых масштабах от 7° до 180°. Последующие аэростатные измерения подтвердили этот результат. Считается, что эту рябь в микроволновом фоне вызвало гравитационное поле сгустков вещества, присутствовавших во Вселенной, когда она становилась прозрачной для излучения – т. е. примерно через миллион лет после начала расширения. (Впрочем, некоторые теоретики утверждают, что эти неоднородности – во всяком случае частично – могут быть вызваны гравитационными волнами, родившимися еще раньше.) Но эти сгустки, приводящие к анизотропии в спектре реликтового излучения, не имеют отношения к зародышам будущих галактик и скоплений галактик. Чтобы заметить последние, надо уметь измерять вариации температуры фона с угловым разрешением гораздо меньше 7°. Такие эксперименты стоят следующими на повестке дня. В них будут использоваться микроволновые антенны, установленные на аэростатах или на Южном полюсе. Большая высота и сухой воздух обеспечат практически идеальные условия для наземных наблюдений.

К сожалению, теория образования галактик далека от завершения. Это и неудивительно, ведь мы даже не знаем, из чего состоит галактика. Если предположить, что ее масса собрана в основном в светящихся звездах, то средоточием массы должны быть самые яркие центральные области галактик. Тогда на звезды, расположенные вне этих областей, должна действовать сила всемирного тяготения, обратно пропорциональная квадрату расстояния от центра галактики. Именно по такому закону, например, планеты в Солнечной системе притягиваются к Солнцу. Их скорости при этом падают обратно пропорционально квадратному корню из расстояния. Так же должны были бы уменьшаться и скорости внешних звезд в галактике. Но их измерения в спиральных галактиках показывают: они остаются более или менее постоянными вплоть до самых больших расстояний. Это означает, что масса галактики сконцентрирована не в центре (там, где свет), а распределена в пределах обширного гало невидимой «темной материи».

Количество различных форм вещества в мироздании удобно выражать в единицах критической плотности. (При превышении этой плотности, напомним, Вселенная становится замкнутой, а ее расширение в некоторый момент сменяется сжатием. При постоянной Хаббла, равной 80 км/с на мегапарсек, критическая плотность составляет примерно 10¯²⁹ граммов на кубический сантиметр. См. математическую заметку 2 на с. 234.) Темп вращения спиральных галактик позволяет оценить долю содержащейся в них массы: 3–10 % от критической. С другой стороны, изучение скоростей галактик в крупных скоплениях дает возможность вычислить отношение массы скопления к его светимости. Если такая же пропорция верна и для галактик, то в них должно находиться от 10 до 30 % критической массы. А из недавнего обзора скоростей галактик, выполненного «Спутником инфракрасной астрономии», следует, что полная плотность составляет не менее 40 % критической.

Но мало того, что «темная материя» совсем не похожа на звезды, – есть основания полагать, что она не имеет ничего общего и с обычными частицами, из которых состоят атомы (протонами, нейтронами и электронами). Как мы узнали из главы 5, протекание ядерных реакций, в ходе которых в первые минуты образуются легкие элементы, зависит от соотношения числа нуклонов и фотонов (частиц света). Если бы первых по отношению ко вторым было больше, превращение водорода в гелий шло бы почти до конца, а значит, количество синтезированного дейтерия и лития уменьшилось бы. Что касается последних, эти элементы, по-видимому, не образуются в звездах в достаточных количествах, поэтому, зная их распространенность во Вселенной, можно вычислить соотношение числа нуклонов и фотонов на момент нуклеосинтеза. Но оно со временем если и меняется, то незначительно. Соответственно раз мы знаем количество фотонов реликтового излучения в кубическом сантиметре, то можем посчитать, сколько сейчас в космосе нуклонов. Этот метод стал активно применяться в 1980-х гг., когда появились первые данные о распространенности во Вселенной гелия, дейтерия, а также изотопа лития ⁷Li. Таким образом, теперь мы можем утверждать с некоторой долей уверенности: плотность обычного вещества составляет от 2,3 до 4 % от критической для постоянной Хаббла в 80 км/с на мегапарсек – или от 9 до 16 % критической для 40 км/с на мегапарсек.

Оказывается, количество легких элементов, наработанных в ранней Вселенной, зависит и от числа сортов нейтрино. Чем последних больше, тем быстрее расширение и, следовательно, больше водорода успевает преобразоваться в гелий. В физике элементарных частиц уже в 1970-е гг. шли разговоры о трех видах нейтрино. Эта гипотеза, в частности, закладывалась в расчеты процесса нуклеосинтеза и тем самым в некотором смысле была подтверждена. И действительно, в 1990 г. экспериментаторы из ЦЕРНа в Швейцарии, изучая распады Z⁰-бозона, обнаружили третью разновидность нейтрино.

Расчеты и измерения обилия легких элементов во Вселенной играют большую роль в космологии не только потому, что с их помощью удается оценить плотность вещества. Поразительно: задавая всего один свободный параметр – соотношение числа нуклонов и фотонов, – можно вычислить наблюдаемую сегодня долю не только обычного водорода и гелия (соответственно ¹H и ⁴He), но и их изотопов ²Н (дейтерий), ³He, а также ⁷Li. Это не просто количественное подтверждение современной космологической теории. Это серьезное свидетельство того, что мы действительно кое-что знаем об истории Вселенной в первые минуты ее жизни.

Ученые давно надеются получить соотношение числа нуклонов и фотонов из первых принципов. В самые начальные мгновения во Вселенной было невероятно жарко, и ее заполняли всевозможные частицы, присутствовавшие, казалось бы, в равных количествах со своими античастицами. Если бы законы природы не делали различия между веществом и антивеществом, или, что то же самое, барионное и лептонное числа идеально сохранялись бы (см. главу 4), сейчас частиц и античастиц было бы поровну, хотя наблюдения и говорят об обратном. В 1964 г. в экспериментах с элементарными частицами было обнаружено, что природа все же различает вещество и антивещество. Более того, в современных теориях элементарных частиц есть способы нарушить законы сохранения барионного и лептонного чисел. Поэтому вполне возможно, что в столкновениях частиц и античастиц в ранней Вселенной родилось больше вещества, чем антивещества. Поскольку же некоторые частицы в таком случае не нашли себе античастицу для аннигиляции, избыток вещества над антивеществом сохранился до наших дней. (У нас пока не хватает знаний, чтобы ответить на вопрос, почему выжило именно вещество, а не антивещество. Правда, если бы все произошло наоборот, то антифизики на антиземле назвали бы антивещество веществом.) Поскольку асимметрия между веществом и антивеществом незначительна, а барионное и лептонное числа почти сохраняются, то естественно ожидать, что отношение числа барионов и фотонов будет маленьким. Это подтверждается и на практике: оно составляет от одной миллиардной до одной десятимиллиардной.

К сожалению, теоретически предсказать это значение оказалось непросто. Когда в 1970-е гг. физическое сообщество впервые обратило внимание на эти идеи, считалось, что несохранение барионного и лептонного чисел должно было иметь место в очень ранней Вселенной – при температуре около 10²⁸ (десять миллиардов миллиардов миллиардов) градусов. Однако недавно было доказано, что благодаря тонким эффектам в теории слабого и электромагнитного взаимодействий избыток вещества над антивеществом мог возникнуть уже при 10¹⁶ (десяти миллионов миллиардов) градусах. В любом случае исчерпывающе ответить на этот вопрос мы не сможем до тех пор, пока полностью не избавимся от белых пятен в электрослабой теории. Поэтому теоретики сейчас ожидают новый экспериментальный материал со Сверхпроводящего суперколлайдера (ССК) в Техасе и Большого адронного коллайдера (БАК) в ЦЕРНе.

Многие астрономы и физики еще несколько десятилетий назад пришли к выводу, что плотность Вселенной – по эстетическим соображениям – должна в точности равняться критической плотности. По мере расширения отношение плотности Вселенной к критической тоже меняется. Если оно меньше 100 %, то будет продолжать уменьшаться, а если больше – увеличиваться. Но, как мы знаем, сегодня, спустя миллиарды лет после Большого взрыва, плотность составляет не менее одной десятой от критического значения. Так может быть, только если в самом начале (скажем, в первые несколько секунд) плотность отличалась от критической на безумно малую величину. Трудно себе представить, как сегодня она может быть такой большой, если только не равна критической и, значит, всегда была ей равна.

Один из способов узнать, равна ли плотность Вселенной критической, – измерить, насколько быстро замедляется расширение. В принципе эти наблюдения можно свести к определению все той же постоянной Хаббла – точнее, зависимости скоростей галактик от расстояния (см. рис. 5). Но проблема здесь такая же, как и полвека назад: чтобы заметить эффект замедления, нужно учесть существование очень далеких галактик – настолько далеких, чтобы свет, принимаемый от них сегодня, был испущен в момент, когда Вселенная расширялась значительно быстрее. Но поскольку мы видим эти удаленные галактики в далеком прошлом, их истинные светимости могут сильно отличаться от измеренных по близким галактикам. Таким образом, по видимым светимостям далеких галактик ничего нельзя сказать о расстоянии до них. Однако, вероятно, физический размер галактик меняется значительно меньше, чем светимость. Поэтому измерение видимых угловых размеров может дать более надежную оценку расстояния. Подобные наблюдения были выполнены в 1992 г. Они показали, что темп расширения Вселенной замедляется примерно в той же степени, как если бы плотность равнялась критической.

Но если плотность Вселенной критическая, то вся ее масса не может пребывать в форме обычного вещества. Это противоречило бы расчетам процесса нуклеосинтеза в первые минуты после Большого взрыва и наблюдаемой распространенности легких элементов. Плотность Вселенной, вероятно, и не равна критической, но она заведомо больше плотности обычного вещества, предсказанной в моделях нуклеосинтеза. Так где же сосредоточена масса Вселенной? В 1970–1980-е гг. бытовало мнение, будто скрытая масса – это обычные нейтрино, которые на самом деле очень легкие, но не безмассовые. Как было показано в главе 4, нейтрино сейчас должно существовать примерно столько же, сколько фотонов. Поэтому легко посчитать, что нейтрино обеспечат критическую плотность, если их масса равна 20 электронвольтам (40 миллионным массы электрона). Но из недавних экспериментов по бета-распаду ядра следует, что масса нейтрино должна быть гораздо меньше, если вообще не равняться нулю.

Скрытую массу можно также набрать за счет каких-нибудь других частиц, более тяжелых, чем нейтрино с его 20 электронвольтами. Просто их будет меньше. Когда температура во Вселенной была высокой, свободно рождались все сорта частиц и античастиц. Однако как только Вселенная расширилась и охладилась, самые тяжелые из них должны были проаннигилировать со своими античастицами – за исключением одного «но». Их во Вселенной могло быть так мало, что они не нашли себе «партнера» для аннигиляции. Если же они были еще и стабильными, то должны были сохраниться до нашего времени. Зная массу частицы и темп ее аннигиляции с античастицами, можно вычислить, сколько их должно было остаться и какую часть массы в космосе они составляют. В последние годы в физике элементарных частиц обсуждается много подобных идей. Сегодня популярностью пользуется гипотеза, согласно которой скрытая масса состоит из стабильных частиц (известных как фотино или нейтралино) с массами от 10 до 10 000 масс протона и медленным темпом аннигиляции. В теории эти частицы возникают в результате особой симметрии, называемой суперсимметрией. Уже идут эксперименты, в которых предполагается зарегистрировать их в очень чувствительных детекторах по столкновениям с атомами. Кроме того, вполне может быть, что эти экзотические тяжелые частицы родятся на одном из мощных ускорителей нового поколения – таких как ССК или БАК. Если они будут открыты, это станет настоящей революцией в космологии и физике элементарных частиц.

Нельзя не упомянуть еще одного кандидата на роль скрытой массы – так называемый аксион, введенный в теорию в 1977 г. для разрешения некоторых проблем физики элементарных частиц. Со времен Большого взрыва должно было остаться огромное количество аксионов – значительно большее, чем число фотонов и нейтрино. Будь у аксионов масса всего в одну стотысячную электронвольта, на них можно было бы списать всю скрытую массу. Экспериментаторы уже планируют искать аксионы космического происхождения, однако пока ничто не указывает на то, что они вообще существуют.

Скрытой массой в некотором смысле может являться и само пустое пространство – есть и такая возможность. Во всех квантовых теориях поля вакуум – за счет постоянных квантовых флуктуаций электромагнитного и других полей – приобретает огромную энергию. Согласно общей теории относительности его энергия создает гравитационное поле, как если бы масса была равномерно распределена по пустому пространству. По правде говоря, мы не в состоянии рассчитать эту плотность вакуума. Дело в том, что наибольший вклад в энергию дают слагаемые, соответствующие настолько малым масштабам, что современная теория гравитации на этих расстояниях перестает работать. Если же мы, несмотря на это, ограничимся лишь слагаемыми, в которых уверены, то получим значение, во много раз превышающее пределы массовой плотности вакуума, налагаемые наблюдаемым темпом расширения Вселенной (максимум две-три критические плотности). У нас она получится больше на 120 порядков: в миллион миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов раз. Если бы мы положились на эти вычисления, это, без сомнения, стало бы самым значительным расхождением между теорией и экспериментом, которое когда-либо видела наука!

Плотность вакуума, возникающая в результате квантовых флуктуаций, ведет себя так же, как космологическая постоянная (см. главу 2), в 1917 г. добавленная Эйнштейном в сформулированные им уравнения поля. Ученый хотел построить статическую модель Вселенной, но когда выяснилось, что она расширяется, сильно сожалел о своей попытке изменить уравнения. Как бы то ни было, добавление космологической постоянной – довольно естественное расширение теории гравитации. Оказывается, это единственный член (не считая пренебрежимо малых на космологических расстояниях), который можно добавить в уравнения Эйнштейна и который не будет нарушать исходного предположения об эквивалентности всех систем отсчета. Тут не отделаешься фразой, будто в лямбда-члене нет необходимости. Опыт квантовой теории поля, накопленный за последние 50 лет, подсказывает, что если какое-то слагаемое в уравнениях не запрещено фундаментальными принципами, то, скорее всего, оно там есть.

Парадокс с огромной плотностью вакуума и вопрос, включать ли лямбда-член в уравнения или нет, могут разрешиться одновременно. Может быть, космологическая постоянная в уравнениях в точности компенсирует энергию вакуума, связанную с квантовыми флуктуациями. Правда, дабы не вступить в противоречие с наблюдениями, надо потребовать, чтобы одно уравновешивало другое в 120-м знаке после запятой. Но как получилось, что космологическая постоянная подобрана настолько точно?

Физики-теоретики ломают голову над этим вопросом уже не один десяток лет – и пока безуспешно. Благодаря фундаментальным физическим принципам в природе одни константы выражаются через другие. В качестве примера можно привести постоянную Ридберга, через которую вычисляются энергии различных состояний атома водорода. Эта константа выражается через массу и заряд электрона, а также постоянную Планка. Но какому принципу удовлетворяет космологическая постоянная, не знает никто. В 1983–1984 гг. большой энтузиазм вызвала возможность разрешить в рамках квантовой космологии проблему лямбда-члена и энергии вакуума. Из вычислений следовало, что Вселенная, по всей видимости, не находится в каком-то одном состоянии со строго заданными значениями фундаментальных констант (скажем, космологической). В квантовой космологии мир описывается квантово-механической волновой функцией, содержащей много слагаемых, причем каждому из них соответствует свой набор фундаментальных констант. В момент измерения всегда реализуется один из наборов, однако невозможно предсказать, какой именно выпадет в следующий раз – можно лишь указать вероятность этого события. В первых расчетах эти вероятности концентрировались вблизи такого значения лямбда-члена, которое компенсирует энергию вакуума тогда, когда Вселенная становится достаточно большой и холодной. Но вскоре этот результат был подвергнут сомнению. Возможно, мы не разрешим эту проблему до тех пор, пока у нас не будет более ясного понимания того, как применять квантовую механику к мирозданию в целом.

Из этой истории можно извлечь полезный урок. Возможно, распределение вероятностей и не концентрируется вблизи определенного набора констант. Тем не менее не кажется таким уж невероятным то, что какое-то распределение вероятностей для фундаментальных констант природы вообще существует. Какой бы у этого распределения ни был профиль, разумный наблюдатель может засечь значения постоянных лишь в довольно узком диапазоне. Причина проста: возникновение и эволюция живых существ, а также появление разума возможны лишь при некоторых комбинациях констант. Идея о том, что фундаментальные постоянные должны быть подходящими для возникновения жизни и разума, известна под названием антропного принципа. Хотя ученые как-то обходят его стороной, в квантовой космологии он получает естественную интерпретацию. Антропный аргумент также может оказаться полезным, если Вселенная проходит различные фазы развития или если в ней существуют удаленные области, в которых природные «константы» немного другие.

Идея антропного принципа применима не к плотности вакуума или космологической постоянной по отдельности, а к полной энергии вакуума, включающей в себя и лямбда-член. Именно полная плотность вакуума (наряду с обычным веществом) служит источником гравитационного поля. Например, если бы полная плотность вещества во Вселенной по модулю во много раз превосходила критическую и была бы отрицательна, то сжатие сменило бы расширение настолько стремительно, что не успели бы образоваться даже звезды, не говоря уже о жизни и разуме. Если бы плотность вакуума во много раз превышала критическую и была положительна, то расширение продолжалось бы вечно. Любые сгустки вещества, успевшие сформироваться в ранней Вселенной, под действием дальнодействующей силы отталкивания со временем рассосались бы. А если нет галактик и звезд, то жизни просто негде зарождаться. В рамках антропного принципа становится понятно, почему плотность вакуума имеет тот же порядок, что и современная критическая плотность.

Но самое интересное то, что антропный принцип – если он верен – совсем не обязывает полную плотность вакуума быть равной нулю или меньше критической. Мы знаем (благодаря красным смещениям далеких квазаров), что гравитационное скучивание началось, когда Вселенная была в шесть раз меньше, чем сейчас. Обычное вещество тогда было в 216 (6³) раз плотнее, а значит, полная плотность вакуума не оказывала никакого влияния на процесс гравитационного скучивания – если, конечно, она не была хотя бы в 100 раз больше современной плотности обычного вещества. Меньшая плотность вакуума может вступить в противоречие с тем, что мы знаем об образовании галактик на поздних этапах космической эволюции. Однако полная плотность вакуума может в 10, а то и в 20 раз превышать плотность обычного вещества, а галактики будут продолжать спокойно формироваться. Следовательно, в рамках антропного принципа нет оснований полагать, что полная плотность вакуума должна быть в 10 или 20 раз меньше плотности вещества (включая темную материю в галактиках и скоплениях галактик). Может быть, 80 или 90 % от критической плотности составляет вакуум, а остальное приходится на обычную материю (в основном темную) того или иного сорта?

К счастью, этот вопрос можно решить путем астрономических наблюдений. Между плотностью обычного вещества и плотностью, связанной с космологической постоянной и/или с квантовыми флуктуациями вакуума, имеется существенное различие. В процессе расширения Вселенной первая падает, а вторая остается постоянной. Эта разница должна проявляться, когда мы смотрим на очень большие расстояния. Благодаря этому можно решить дилемму, состоит ли критическая плотность из плотности обычного вещества или космологического члена.

В пользу последней возможности говорит следующий факт. Если предположить, что большую часть критической плотности составляет лямбда-член, то разрешается назревающее противоречие между измерениями постоянной Хаббла и возрастов звезд. Во Вселенной, полностью заполненной обычным веществом, их возраст обратно пропорционален постоянной Хаббла. Для значения 80 км/с на мегапарсек он равен 8 миллиардам лет, а для 40 км/с на мегапарсек – 16 миллиардам. Но возраст этих звезд можно оценить и сравнивая их наблюдаемые цвета и светимости в шаровых скоплениях с результатами численного моделирования. Он оказывается где-то между 12 и 18 миллиардами лет. Кроме того, из исследований распространенности различных радиоактивных изотопов следует, что нашей Галактике по крайней мере 10 миллиардов лет. Если постоянная Хаббла лежит ближе к верхнему пределу, который дают наблюдатели, то возникает парадокс: Вселенная моложе своих самых старых звезд. Но если предположить, что основной вклад в плотность дает космологическая постоянная, придем к выводу, что в прошлом плотность Вселенной была меньше. Значит, и расширение шло медленнее. И какое бы значение постоянной Хаббла мы ни взяли, мир окажется старше, причем заведомо старше всех своих объектов.

При большой плотности вакуума изменится число галактик с данным красным смещением и видимыми светимостями, галактик, являющихся гравитационными линзами (т. е. фокусирующих своим гравитационным полем свет от более далеких объектов), а также вид зависимости угловых размеров галактик от красного смещения. Большая плотность вакуума пока вроде бы противоречит наблюдениям, однако делать окончательные выводы рано. Если полная плотность вакуума действительно окажется значительно меньше плотности вещества, то антропные аргументы в отношении значения космологической постоянной потеряют свой смысл. Антропный принцип ничего не говорит по поводу того, почему полная плотность вакуума должна быть маленькой.

Какой бы она ни была в современную эпоху, есть веские основания полагать, что в начале расширения она была высокой. Дело в том, что Вселенная, увеличиваясь и охлаждаясь, испытала несколько фазовых переходов вроде превращения воды в лед при температуре ниже 0 °C (см. главу 7). В точке такого перехода значения различных полей, пронизывающих «пустое» пространство, меняются скачком – значит, скачком меняются и энергия, и соответствующая плотность вакуума. Если некоторые поля приходят в равновесие не сразу, то возникает избыток вакуумной энергии, заставляющий Вселенную расширяться быстрее.

В начале 1980-х гг. теоретики обратили на такие фазовые переходы пристальное внимание. Было замечено: благодаря возникающему стремительному расширению, известному как инфляция, можно решить много старых космологических проблем. Скажем, с конца 1970-х было известно, что в процессе фазовых переходов в больших количествах должны появляться магнитные монополи. В реальности же сегодня во Вселенной таковых не наблюдается: их концентрацию значительно снижает как раз инфляция. Что еще более важно, в инфляционных космологических моделях решается (по крайней мере, частично) парадокс с высокой однородностью реликтового излучения. Два луча, разделенные на небесной сфере углом в 2 градуса, в момент излучения (когда Вселенной было всего около миллиона лет) должны были находиться на таком большом расстоянии, что никакой сигнал от одного из них, распространяющийся со скоростью света, не достиг бы другого. Но тогда почему почти на всей небесной сфере одинаковая температура? Как объяснить, что разница температуры точек, разнесенных на 7°, настолько мала, что для ее регистрации понадобилось запускать в космос COBE? В инфляционных моделях времени, проведенного Вселенной в стадии инфляции, оказывается достаточно, чтобы выровнять распределения вещества и энергии и привести к формированию высокооднородного микроволнового фона.

Существуют самые разнообразные версии инфляции. По одной из них, последняя появляется не в результате затянувшегося фазового перехода, а вырастает из квантовой флуктуации какого-либо поля. Вакуумная энергия после этого с больших значений скатывается к малым, а пространство раздувается до немыслимых размеров. В этой модели наш мир поперечником в несколько миллиардов световых лет, населенный облаком разлетающихся от нас галактик, есть лишь одна из мини-вселенных в огромной подлинной Вселенной, которая постоянно воспроизводит все новые и новые мини-вселенные.

Инфляция дает два ключевых предсказания. Во-первых, плотность мироздания должна быть близка к критической. Во-вторых, неоднородности в микроволновом фоне, которые, согласно инфляции, являются усиленными квантовыми флуктуациями, должны обладать характерным «плоским» спектром на угловых масштабах больше 2°. Оба эти предсказания подтверждаются наблюдениями. Плотность Вселенной близка к критическому значению (или, может быть, даже равна ему), а неоднородности реликтового излучения действительно согласуются с плоским спектром. К сожалению, оба эти предсказания делались и в рамках других моделей – причем еще до того, как была разработана теория инфляции. Пока не ясно, сможем ли мы когда-нибудь найти ее подтверждения при помощи астрономических наблюдений. Впечатляющий прогресс, начавшийся в наблюдательной космологии с 1977 г., подвел экспериментальную базу под стандартную теорию Большого взрыва. Однако тут же возникла пропасть между фантазиями теоретиков и тем, что именно астрономы могут узнать из наблюдений.

То же самое можно сказать и о физике элементарных частиц. Начиная с 1977 г. блестящие открытия в ней следовали одно за другим. Самое значительное – это, пожалуй, обнаружение W- и Z-бозонов, переносчиков слабого взаимодействия. Как следствие, рассеялись все сомнения в правильности стандартной модели электромагнитных, слабых и сильных взаимодействий. В частности, триумфальное шествие «асимптотически свободной» теории сильных взаимодействий лишило смысла наши рассуждения в главе 7 о максимальной температуре в 2 триллиона градусов (10¹² K). При более высоких температурах нуклоны диссоциируют на кварки, поэтому вещество во Вселенной представляет собой газ из кварков, лептонов и фотонов. Очередные трудности встречаются теперь только при температуре 100 миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов градусов (10³² K), когда гравитация по интенсивности сравнивается с остальными силами. У теоретиков нет недостатка в идеях по поводу того, что происходит при столь экстремальных температурах, но напрямую проверить эти идеи в эксперименте пока не представляется возможным.

Одна из самых удивительных теоретических схем, над которой физики трудятся с 1977 г., – это теория струн. Объектами в ней являются не точечные частицы, а струны, протяженные в пространстве-времени. У них может быть мод колебаний от одной до бесконечности, каждую из которых мы воспринимаем как отдельный сорт элементарных частиц. Гравитация не только естественным образом вписывается, но и неизбежно вытекает из теории струн. Квант гравитационного излучения оказывается одной из мод колебаний замкнутой струны. Современные теории струн предсказывают максимальную температуру, но она теперь составляет порядка 10³² K, а не 10¹² K.

К сожалению, струнных теорий не одна, а тысячи, и мы не знаем, как рассчитать наблюдаемые следствия и почему при описании нашей Вселенной одна теория струн предпочтительнее другой. Однако один из аспектов этих теорий имеет для космологии большое значение. Знакомый нам четырехмерный пространственно-временной континуум оказывается не фундаментальной сущностью, а возникает лишь как приближенное описание природы при температуре ниже 10³² K. Кто знает, возможно, главный вопрос не в том, каким было начало и было ли оно вообще? Может быть, нам придется учиться познавать природу в условиях, когда понятия пространства и времени теряют смысл.