Удивительная космология - Шильник Лев (книги читать бесплатно без регистрации полные txt) 📗
Кстати, помимо холодной, во Вселенной присутствует и горячая темная материя в виде реликтовых нейтрино с ненулевой массой покоя, но их вклад в полную гравитационную массу-энергию не превышает полутора процентов. Как мы видим, работы у астрофизиков еще непочатый край, но сомневаться в реальном существовании темной материи сегодня уже не приходится, поскольку именно она вносит основной вклад в массу галактик.
Но еще более загадочными свойствами обладает темная энергия, на долю которой приходится 71 % полной массы-энергии Вселенной. В отличие от скрытой массы, она не скучивается под действием гравитации, но строго равномерно и однородно заполняет все пространство Вселенной, подобно идеальной сплошной среде, и всюду и всегда имеет постоянную плотность. Гипотеза темной энергии (которая, строго говоря, стала в наши дни полноправной теорией) появилась в 1998 году, когда две международные группы астрономов сообщили об открытии ускоренного расширения Вселенной. Этот фундаментальный факт, значение которого трудно переоценить, был установлен при наблюдениях за далекими сверхновыми звездами определенного типа (типа Ia). Такие сверхновые имеют исключительно высокую светимость, сопоставимую со светимостью целых галактик, в которых они вспыхивают, а потому хорошо видны на межгалактических расстояниях.
Кроме того, уникальной особенностью сверхновых типа Ia является тот факт, что их собственная светимость в максимуме блеска лежит в очень узких пределах. Другими словами, мощность излучения звезд этого типа практически идентична, и потому их принято называть «стандартными свечами». Из школьного курса физики известно, что поток светового излучения убывает обратно пропорционально квадрату расстояния от источника. Таким образом, измеряя на Земле блеск сверхновой, вспыхнувшей в далекой галактике, и сравнивая его с реальной собственной светимостью источника (которая известна), можно вычислить расстояние до объекта. Особенно важны вспышки сверхновых типа Ia в очень далеких галактиках, поскольку становятся значимыми космологические эффекты и можно не только определить постоянную Хаббла, но и измерить параметр плотности Вселенной, то есть установить ее геометрию.
Наблюдательные данные по сверхновым типа Ia, накопленные к настоящему времени, позволяют с вероятностью 99 % утверждать, что Вселенная расширяется ускоренно. Причем весьма любопытно, что режим стандартного хаббловского расширения поменялся не вчера и не сегодня, а по крайней мере несколько миллиардов лет назад. Точную дату назвать трудно, но если верить архивным фотоснимкам звездного неба, наиболее удаленная от нас «стандартная свеча» горит на расстоянии в 10 миллиардов световых лет от планеты Земля. Ее светимость идеально вписывается в параметры фридмановской модели, из чего следует заключить, что еще 10 миллиардов лет тому назад Вселенная продолжала расширяться классически – в полном соответствии с законом Хаббла. Однако характер блеска более молодых сверхновых не позволяет усомниться в том, что 7–8 миллиардов лет назад темная энергия возобладала над силами гравитации и Вселенная стала расширяться быстрее.
Складывается впечатление, что динамикой мироздания управляет некое «распирающее» поле. Пока объем Вселенной сравнительно невелик, гравитация эффективно противодействуют расширению пространства, но рано или поздно наступает такой момент, когда плотность вещества падает ниже некоторой критической величины и поле, плотность которого со временем не меняется, начинает все энергичнее раздувать пространство. Более того, темп расширения оказывается в точности таким, что заставляет вспомнить пресловутую «лямбду», космологическую постоянную, которую Эйнштейн ввел в уравнения общей теории относительности еще в 1917 году. Вселенная Эйнштейна была статичной, и лямбда-член понадобился ему для того, чтобы уравновесить стягивающую силу гравитации универсальным космологическим отталкиванием: в противном случае вся материя должна неминуемо собраться в кучу. Сам Эйнштейн свою «лямбду» терпеть не мог и впоследствии называл введение лямбда-члена «самой большой ошибкой жизни». Однако после того как в 1922–1924 годах ленинградский математик А. А. Фридман нашел нестационарное решение уравнений Эйнштейна, а американский астроном Эдвин Хаббл в 1929-м обнаружил красное смещение в спектрах далеких галактик, стало ясно, что Вселенная с момента своего рождения непрерывно эволюционирует, и про неудобную «лямбду» благополучно забыли. Забвение растянулось больше чем на 40 лет, и только на рубеже 60—70-х годов прошлого века о космологической постоянной заговорили снова. Из работ отечественных физиков-теоретиков Э. Б. Глинера, А. А. Старобинского, Я. Б. Зельдовича и некоторых других следовало, что вакуум может обладать ненулевой энергией. В этом случае гипотеза космологической постоянной эквивалентна представлению об идеально однородной среде, равномерно заполняющей всю Вселенную. Свойства такой среды весьма необычны: ее давление выражается отрицательной величиной, а плотность неизменна во времени и пространстве. А коль скоро давление отрицательно, то при постоянной плотности оно будет создавать антигравитационный эффект, ускоряя расширение Вселенной. Поэтому вполне вероятно, что темная энергия есть не что иное, как проявление вакуумных полей с отрицательным давлением.
Вам это ничего не напоминает, читатель? Тогда вернитесь к началу прошлой главы, в которой речь шла о космологической инфляции – периоде сверхбыстрого расширения новорожденной Вселенной. Гипотетическое инфлатонное поле, эффективно раздувавшее пространство около точки «ноль», имело точно такие же характеристики – предельно сильное отрицательное давление и постоянную плотность, не меняющуюся со временем. Поэтому мы вправе предположить, что инфлатонное поле никуда не делось, а продолжает присутствовать в нашей Вселенной. Тогда темная энергия как раз и будет таким полем, находящимся в минимуме своего потенциала. Между прочим, отсюда вытекает важное следствие: эпоха инфляции качественно совершенно аналогична той, к которой наша Вселенная приближается сегодня. Бесспорно, разница между ними есть, но она носит сугубо количественный характер. Понятно, что на заре истории, в стадии раздувания все значения кривизны пространства-времени и эффективной плотности энергии были в колоссальное число раз больше, чем сейчас, но принципиальных отличий между этими двумя эпохами не усматривается.
Итак, до 1998 года можно было с уверенностью говорить о трех компонентах материи, равномерно заполняющих пространство Вселенной. Во-первых, это обычное вещество – протоны, нейтроны и электроны, из которых построены звезды, планеты и такая малость, как мы с вами. Во-вторых, это таинственная темная материя (скрытая масса), состоящая из нерелятивистских частиц, не излучающая света и практически не взаимодействующая с обычным веществом. Наконец, в-третьих, это «остаточное» излучение – реликтовые фотоны и нейтрино, сохранившиеся как отголосок горячего начала нашего мира. Не обнаруженные до сих пор гравитоны и некоторые другие ультра-релятивистские частицы тоже попадают в эту категорию. Эти три ипостаси мироздания обеспечивают всемирное тяготение, а вот четвертая компонента, на долю которой приходится две трети полной плотности современной Вселенной, выявлена совсем недавно и создает феномен универсального космологического отталкивания. Так что судьбой мира управляет некая сплошная среда с положительной постоянной плотностью и отрицательным давлением, причем в абсолютном выражении эти две величины равны между собой.
Относительно физической природы этой загадочной субстанции мы на сегодняшний день не можем сказать почти ничего. Если трактовать ее как своего рода космологическую постоянную, мы неизбежно упираемся в ювелирную точность исходных параметров, ту самую тонкую настройку, которая давно навязла в зубах. Получается, что начальная потенциальная энергия Вселенной была рассчитана настолько безукоризненно, что по мере последующего «спокойного» расширения сумела обеспечить такую критическую плотность нашего мира, которая сделала пространство почти идеально плоским. «Почему антигравитационное действие темной энергии проявилось лишь в то время, когда стали возникать галактики?» – спрашивают некоторые астрофизики. Правда, эти неувязки снимаются в сценарии хаотической инфляции А. Д. Линде: космологическая постоянная может принимать разные значения, и только там, где существуют звезды, галактики и вообще сложные структуры, она приобретает такую величину, которая допускает появление вопрошающего субъекта. Другими словами, темная энергия неравномерно распределена в пространстве, а потому версию божественного промысла можно со спокойной душой закрыть. В тех уголках мироздания, где значение космологической постоянной по воле слепого случая оказалось иным, спрашивать о ювелирной подгонке параметров попросту некому.
