Лев Шильник - Космос и хаос. Что должен знать современный человек о прошлом, настоящем и будущем Вселенной
Закавыка в том, что теория Большого взрыва не в состоянии объяснить, каким образом этот обмен мог состояться. Горизонт прирастает (и всегда прирастал) со скоростью света, а взаимодействие между частицами в полном соответствии с теорией относительности неизбежно осуществляется со скоростями несколько меньшими. Космологи так и пишут: горизонт частиц всегда будет расширяться быстрее взаимного расстояния между двумя пробными частицами. Получается, что тепловое равновесие (а его существование – непреложный факт) никоим образом не могло быть достигнуто в рамках стандартной модели за истекшие 14 миллиардов лет.
Когда Вселенной было 300 тысяч лет от роду, температура плазмы существенно упала, и началось образование нейтрального водорода. Излучение отделилось от вещества, и фотоны получили возможность беспрепятственно распространяться во все стороны. Этот момент времени принято называть эпохой рекомбинации, или эпохой последнего рассеяния. Понятно, что размер горизонта в ту далекую пору был значительно меньше нынешних 10 миллиардов световых лет и составлял приблизительно один мегапарсек (1 Мпк). Таким образом, на момент рекомбинации тепловое равновесие могло установиться на масштабах, не превышающих 1 Мпк. Сегодня участок такой величины имеет на небосводе угловой размер около 2 градусов, следовательно, мы вправе ожидать заметных колебаний температуры реликтового излучения, заполняющего Вселенную. Однако астрономические наблюдения показывают высокую степень изотропии на всех угловых масштабах: температурный перепад, как мы помним, не превышает трех стотысячных (3 х 10-5).
Помимо всего прочего, в рамках стандартной космологической модели остается непонятным сам механизм первоначального толчка. Какая сила привела миры в движение? Быть может, Вселенная возникла в результате чудовищного по мощности термоядерного взрыва неизвестной природы? Ведь в конце концов, стандартная космологическая модель, которая создана трудами Г. А. Гамова и других ученых, так и называется – теория Большого взрыва. Но при ближайшем рассмотрении немедленно выясняется: взрывные механизмы практически ничего не дают. При взрыве (химическом или термоядерном – значения не имеет) возникают разница давлений и неоднородное распределение вещества: в одну сторону его улетает больше, в другую – меньше. Кроме того, непременно существует особая точка – центр взрыва.
В реальной же Вселенной ничего подобного не наблюдается: она на редкость однородна, а некая выделенная точка, которую можно было бы отождествить с центром, не обнаруживается. Уже упоминавшийся С. Г. Рубин, профессор МИФИ, пишет по этому поводу:
Это все равно, как если бы наша Земля имела идеальную форму шара с «горами» не более 40 метров высотой. Для сравнения: диаметр Земли примерно 1,2 х 107метров. Трудно было бы тогда поверить в случайность ее происхождения.
Не меньше хлопот у стандартной космологической модели возникает и с так называемой проблемой плоскостности. Этот несколько неуклюжий оборот означает, что мы живем в практически плоском мире, описываемом геометрией Евклида, которую все изучали в школе. Как известно, физическое пространство может быть искривлено под влиянием гравитации. Собственно говоря, общая теория относительности Эйнштейна рассматривает гравитацию как своего рода отражение метрики пространства-времени. Вообразить наглядно искривленное трехмерное пространство нелегко, однако это можно без труда сделать, обратившись к соответствующим двумерным аналогам. Поверхность сферы представляет собой замкнутое двумерное пространство конечной площади, которое, тем не менее, не имеет границ. Гипотетические обитатели такого мира (это плоские существа, третье измерение им неведомо) могут перемещаться в любом избранном направлении, раз за разом пересекая одни и те же точки, но нигде не обнаружат края своей Вселенной. Сфера с растущим радиусом будет неплохим аналогом расширяющегося замкнутого трехмерного пространства. Подобная неевклидова поверхность описывается геометрией Римана, а сумма углов треугольника на ней больше 180 градусов. Неевклидова геометрия Лобачевского реализуется на поверхности гиперболоида или псевдосферы – сложной изогнутой структуры, напоминающей поверхность седла. Такие вселенные будут открытыми, а сумма углов треугольника в них будет меньше 180 градусов. Наконец, возможен промежуточный вариант – неискривленная плоскость, описываемая геометрией Евклида. Как и в случае сложной поверхности Лобачевского, этот плоский мир будет открытым и бесконечным по площади. Аналогичным образом может быть искривлено (или оставаться плоским) и наше трехмерное пространство, в котором мы живем.
Пространство реальной Вселенной на больших расстояниях, сравнимых с горизонтом частиц, как уже говорилось, практически плоское. Разумеется, это не исключает участков локальной кривизны, особенно вблизи крупных тяготеющих масс, но в космологических масштабах отклонение геометрии нашего мира от геометрии Евклида совершенно ничтожно. Геометрия пространства самым непосредственным образом связана с величиной, обозначаемой греческой буквой ?, которая является отношением средней плотности вещества нашего мира к критической плотности. Если ? равна единице, то наша Вселенная – идеально плоская структура. Если Y больше единицы (плотность нашего мира выше критической), то Вселенная по достижении некоторого максимального радиуса начнет сжиматься под действием гравитации. В этом случае рано или поздно Большой взрыв сменится Большим крахом (или Большим хрустом), а Вселенная вновь обратится в точку и пропадет в сингулярности. Если ? меньше единицы (плотность Вселенной ниже критической), мир будет расширяться неограниченно долго, а плотность вещества станет постепенно падать.
Измерения, проведенные в последние годы, показали, что эта величина очень близка к единице, хотя, вероятнее всего, не равна ей в точности (измерения пока еще не вполне надежны). Вот тут-то и встает в полный рост пресловутая проблема плоскостности. Зная приблизительную величину параметра ?, можно без большого труда рассчитать, какими должны быть начальные условия очень ранней Вселенной, чтобы привести к сегодняшним наблюдаемым значениям. И сразу же обнаруживаются форменные чудеса. Процитируем М. В. Сажина, автора увлекательной книги «Современная космология в популярном изложении»:
Возьмем параметр ? примерно равным единице, скажем, 0,5 или 1,5. Посмотрим теперь, каким он должен быть в различные эпохи эволюции Вселенной, которые были до нашей эпохи. В эпоху рекомбинации отличие Q от единицы уже не должно превышать 0,001. Большее отличие привело бы к тому, что сегодня ? равнялось бы 10 или, скажем, 0,1, что легко измеримо. В эпоху нуклеосинтеза отличие Y от единицы не должно превышать 0,00000000000000001. В более раннюю эпоху кварк-глюонной плазмы отличие Q от единицы «пряталось» в 21 знаке после запятой. В планковский момент (это самое начало нашего мира, о котором мы еще поговорим. – Л. Ш.) это отличие выражалось величиной 10-60. Откуда могут взяться такие начальные условия?
Другими словами, складывается впечатление, что исходные параметры были подогнаны с небывалой точностью: в противном случае мы ни за какие коврижки не сумели бы получить сегодняшней величины показателя ?. Неслучайно некоторые астрофизики говорят о тонкой настройке параметра плотности. Что и говорить, картина неприятная, заставляющая всерьез задуматься о творце всего сущего. Между тем строгой науке как-то не к лицу заниматься пустопорожними рассуждениями о высшем разуме. Это удел философов и богословов. Но есть ли возможность не отдать космологию на откуп теологам?
Спешу вас, читатель, успокоить – такую возможность нам в полной мере дает инфляционный сценарий рождения Вселенной, о котором уже давно пора поговорить подробнее. Он легко и непринужденно снимает и проблему горизонта, и проблему плоскостности, и кучу других проблем, под грузом которых изнемогала классическая модель Большого взрыва.
Итак, что же такое космологическая инфляция и чем она отличается от стандартного расширения, которое мы продолжаем наблюдать сегодня в виде красного смещения в спектрах далеких галактик? Инфляция – это период катастрофически быстрого раздувания пространства в начальной фазе жизни нашей Вселенной. Сказать, что это раздувание было стремительным и мимолетным – ничего не сказать. Его продолжительность укладывается в исчезающе малые сроки: инфляция началась, когда возраст Вселенной составлял 10-43секунды, а закончилась, когда он достиг 10-37секунды. В начале инфляции размер Вселенной был чуть больше 10-33см, что сопоставимо с планковской длиной, а в момент ее окончания равнялся примерно 0,1 см (в других инфляционных сценариях эта величина колеблется от одного до тридцати сантиметров), то есть ее диаметр вырос по меньшей мере в 1027раз.
