Современная космология: философские горизонты - Коллектив авторов (книги без регистрации бесплатно полностью .txt) 📗

Инфляционный процесс в расширении Вселенной происходит на самых ранних её стадиях, и поэтому вполне очевидно, что, так же, как и в случае с релятивистской космологией, инфляционная космология «зависла» в стадии эмпирической невесомости. На первых порах были совершенно не ясны «механизмы» выхода этой теории на эмпирический материал, однако открытие анизотропии и поляризации реликтового излучения сделанное сначала советскими, а затем американскими учёными, предоставило возможность косвенной эмпирической проверки инфляционной теории, по крайней мере, в подтверждении самого факта инфляционного расширения Вселенной на самых ранних этапах. В 1983–1984 годах на орбите работал специализированный советский спутник «Реликт», исследовавший реликтовое излучение, а с 1989 — американский специализированный спутник СОВЕ (Cosmic Background Explorer). Результаты обработки данных советского спутника, показывающих анизотропию реликтового излучения, были получены в конце 1991 г, а опубликованы^[327] в июле 1992 г. в журнале Monthly Notices of Royal Astronomical Society, тогда как пресс-конференция по результатам работы спутника СОВЕ состоялась в апреле 1992 г. За это открытие Нобелевскую премию по физике за 2006 год получили только участники американского проекта Джон Мазер и Джордж Смут, о советском (российском) проекте, показавшем те же результаты, «мировое сообщество» даже не вспомнило. Это открытие стало возможным только с развитием и усовершенствованием наблюдательной техники, радиотехники, повышением её чувствительности в сотни тысяч раз, поскольку сама анизотропия (отклонение от среднего температурного фона реликтового излучения) составляет порядка 10^-5° Кельвина. По работам двух спутников были составлены карты анизотропии излучения, которые совпали. Физическая «связь» с процессом инфляции достаточна проста — температурные отклонения от общего фона реликтового излучения являются «следами» тех квантовых флуктуаций, происходивших в первичном высокоэнергетическом физическом вакууме, которые в процессе инфляции «растянулись» вместе с раздувающимся по экспоненциальному закону пространством. Принципиальным является тот факт, что численные параметры этих «следов» совпали с теми, которые предсказывала инфляционная теория. Таким образом, стадия «эмпирической невесомости» инфляционной космологии закончилась, и она обрела эмпирическую базу. Инфляционное расширение нашей Вселенной на самых ранних этапах её эволюции стало, как считают многие космологи, эмпирическим фактом.

Несмотря на столь значительный успех инфляционной космологии, как уже говорилось выше, она сама ещё далека от завершения и находится в состоянии активной теоретической разработки. Одна из её серьёзных проблем — квантовые процессы, происходящие в высокоэнергетическом физическом вакууме, где и пространство, и время носят квантовый характер, и соответственно физические процессы происходят в масштабах, равных или меньших, чем квантовые (планковские) масштабы пространства (10^-33 см) и времени (10^-43 с). Необходима теория, которая описывала бы состояния, виды и формы материи в подобных масштабах и соответствующие физические процессы, приводящие к инфляционному расширению. Кроме кванто-вой теории поля, исследованием подобных состояний материи занимается и теория струн, к которой всё чаще «обращается» инфляционная космология. В результате этих «обращений» в научной литературе появился даже новый термин — «струнная космология» или «космология струн»^[328]. Её задача — решать сугубо физические и даже в определённой мере «технические» проблемы, связанные, в первую очередь, с проблемой сингулярности и «механизмом» инфляции. Преимущества такого подхода заключаются в возможности использовать все специфические моменты теории струн и М-теории, в частности, многомерность пространства, а также свойства дуальности (особенно Т-дуальность). В самых общих чертах механизм инфляции может быть объяснён взаимодействием струн в многомерном пространстве, при котором три из десяти (или одиннадцати) измерений начинают экспоненциально расширяться, а другие остаются компактифицироваными на квантовом уровне. Существенную роль в компактификации одних измерений и раздувании других может играть и Т-дуальность, именно в силу своего свойства эквивалентности в описании физических процессов в масштабах r и 1/r для разных теорий струн. Принципиальное отсутствие в теории струн нулевых размеров, а также свойство Т-дуальности также может помочь в разрешении проблемы сингулярности. Взаимодействие космологии и теории струн (М-теории) носит взаимовыгодный характер. Не только теория струн «подсказывает» способы решения космологических проблем, но и космология выступает определённым эмпирическим «тестом» для теории струн. Это касается не только наблюдаемой «постинфляционной Вселенной», в том числе и различных астрофизических форм материи^[329], но и полученных от наблюдений анизотропии реликтового излучения количественных «параметров» инфляции^[330]. Однако все они носят характер именно ограничений, позволяющий выбирать из множества возможных теорий и подходов только некоторые. Говорить в настоящее время о том, что космология струн позволит в ближайшее время провести «решающее наблюдение», которое подтвердит или даже опровергнет какую-либо законченную теорию в её рамках, не представляется возможным. В целом в струнной космологии существуют только некоторые общие подходы и методологические наработки, фундаментальными прорывами она ещё похвастаться не может (как и в целом теория струн). Однако взаимодействие теории струн и космологии будет продолжаться, и надо надеяться, что рано или поздно, но результат будет получен.

Гораздо лучше в этом смысле обстоят дела с теми областями современной космологии, которые исследуют не далёкое прошлое, а настоящее нашей Вселенной, поскольку именно эта «часть» космологии богата эмпирическим материалом, который нуждается в теоретическом осмыслении. Речь идёт о проблеме скрытой массы и тёмной энергии.

Своими корнями эта проблема восходит ещё к первым работам Фридмана и его моделям, физическая реализация которых зависит от средней плотности материи во Вселенной (её отличия от критической плотности). Величина плотности, отнесённая к критической (относительная плотность равная Ω. = ρ/ρ_крит), является одним из основных космологических параметров современной космологии.

После получения решений Фридманом и отказа космологов от Λ-члена под плотностью материи подразумевалась, прежде всего, плотность её вещественных форм. Доступные наблюдения ещё в 70-х годах XX столетия давали величину плотности, по крайней мере, в несколько раз меньше критической, что соответствовало фридмановской открытой модели. «… Значение критической плотности ρ_крит ~ 10^-29 / 5х10^-30 г/см^-3 (в настоящее время эта величина оценивается в ρ_крит ~ 8x10^-30 г/м^-3 — Т. Я.). Достаточно надёжно установлено, что средняя плотность материи во Вселенной ρ₀ не меньше, чем ρ₀ = 3х10^-31 г/см^-3. Эта величина ρ₀ определяется массой материи, входящей в галактики, и не учитывает массы межгалактического вещества… Не исключено, однако, что на самом деле плотность вещества больше — в частности, за счёт межгалактического ионизированного водорода или других труднонаблюдаемых видов материи^[331]. В дальнейшем действительно такие вещественные формы материи были обнаружены и получили название «тёмного вещества» или «скрытой массы». Однако в оценку современной плотности материи во Вселенной даже не они дают основной вклад. Впервые о возвращении в космологию Λ-члена заговорили ещё в конце 60-х — начале 70-х годов XX столетия в связи с обнаружением концентрации квазаров на определённом, достаточно большом от нас расстоянии^[332]. Для объяснения этого феномена и было предложено рассматривать космологиче-ские модели с Λ-членом, который в качестве физического содержания предполагает наличие «сил» отталкивания, «противодействующих» гравитационному притяжению. На протяжении почти трёх десятилетий такие модели фигурировали в теоретических работах, однако «не делали» в теоретической космологии «погоды», проблема квазаров предполагала и другие решения, а космологические модели с Λ-членом удовлетворяли не всем наблюдательным данным.