Ткань космоса: Пространство, время и структура реальности 26 страница

Десятилетия физики пытались измерить плотность материи/энергии во вселенной. В 1980е, хотя измерения были далеки от завершения, одна вещь стала определенной: плотность материи/энергии вселенной не является в тысячи и тысячи раз меньше или больше, чем критическая плотность; эквивалентно, пространство искривлено несущественно, или положительно или отрицательно. Это осознание бросило неудобный свет на стандартную модель Большого взрыва. Оно подразумевало, что для соответствия стандартного Большого взрыва наблюдениям некоторый механизм – один из тех, которые никто не может объяснить или идентифицировать, – должен был тонко настроить плотность материи/энергии ранней вселенной экстраординарно близко к критической плотности. Например, расчеты показывают, что через одну секунду после Большого взрыва плотность материи/энергии вселенной должна была находиться в пределах миллионной от миллионой доли процента от критической плотности; если бы материя/энергия отклонилась от критической величины на любое, большее этого мизерного ограничения значение, стандартная модель Большого взрыва предсказала бы плотность материи/энергии сегодня, которая чрезвычайно отличалась бы от того, что мы наблюдаем. Тогда в соответствии со стандартной моделью Большого взрыва, ранняя вселенная была бы сильно похожа на скалолаза, покачивающегося вдоль экстремально узкого склона. Малейшее отклонение в условиях миллиарды лет назад должно было бы привести к сегодняшней вселенной, сильно отличающейся от показанных астрономами измерений. Это известно как проблема плоскостности.

Хотя мы охватили существенные идеи, важно понять смысл, в котором проблема плоскостности является проблемой. Проблема плоскостности ни в каком смысле не показывает, что стандартная модель Большого взрыва не верна. Стойкий последователь прореагирует на проблему плоскостности пожиманием плечами и лаконичной репликой: "Это просто так, как это было тогда давно", приняв тонко настроенную плотность материи/энергии ранней вселенной, – которую стандартная модель Большого взрыва требует, чтобы дать предсказания, которые находятся в одном и том же диапазоне, что и наблюдения, – как необъяснимую данность. Но этот ответ вызовет отвращение у большинства физиков. Физики чувствуют, что теория чрезвычайно неестественна, если ее успехи зависят от экстремально точной настройки свойств, для которого вы не имеете фундаментального объяснения. Без предложения причин, почему плотность материи/энергии ранней вселенной должна была бы быть так тонко настроена на приемлемую величину, многие физики нашли стандартную модель Большого взрыва слишком придуманной. Так что проблема плоскостности высвечивает экстремальную чувствительность стандартной модели Большого взрыва к условиям в удаленном прошлом, о которых мы знаем очень мало; это показывает, как теория для своей работоспособности должна предполагать, какой была вселенная.

Напротив, физики испытывают потребность в теориях, чьи предсказания нечувствительны к неизвестным величинам, вроде того, каковы были вещи в далеком прошлом. Такие теории кажутся крепкими и естественными, поскольку их предсказания не зависят чувствительно от деталей, которые тяжело или даже вообще невозможно определить напрямую. Этот вид теории обеспечивается инфляционной космологией, и предлагаемое ей решение проблемы плоскостности иллюстрирует, почему это так.

Существенное наблюдение заключается в том, что, в то время как притягивающая гравитация увеличивает любое отклонение от критической плотности материи/энергии, отталкивающая гравитация инфляционной теории действует противоположно: она уменьшает любое отклонение от критической плотности. Чтобы почувствовать, почему это так, самое простое использовать тесную связь между плотностью материи/энергии вселенной и ее кривизной из геометрических соображений. В особенности отметим, что даже если форма ранней вселенной была существенно искривленной, после инфляционного расширения часть пространства, достаточно большая для включения в себя наблюдаемой сегодня вселенной, выглядит очень близко к плоской. Это свойство геометрии, о котором мы все осведомлены: поверхность баскетбольного мяча, очевидно, искривлена, но потребовалось много времени и мыслителей с нахальством, прежде чем каждый согласился, что поверхность Земли также искривлена. Причина в том, что при прочих равных условиях чем большие размеры имеет что-то, тем более постепенно оно искривляется и тем более плоским кажется кусок заданного размера на его поверхности. Если вы накинете штат Небраска на сферу только в несколько сотен миль в диаметре, как на Рис 10.4а, он будет выглядеть искривленным, но на земной поверхности, с чем согласны все жители Небраски, он выглядит плоским. Если вы расположите Небраску на сферу в миллиард раз больше Земли, она будет выглядеть еще более плоской. В инфляционной космологии пространство растягивается на такой колоссальный фактор, что наблюдаемая вселенная, та часть, которую мы можем видеть, является всего лишь малым кусочком в гигантском космосе. Так что, подобно Небраске, расположенной на гигантской сфере, как на Рис 10.4d, даже если вся вселенная искривлена, наблюдаемая вселенная будет очень близка к плоской.[18]

(а) (b) (c) (d)

Рис 10.4 Форма фиксированного размера, такая как штат Небраска, кажется все более и более плоской, когда она располагается на все более и более больших сферах. В этой аналогии сфера представляет всю вселенную, тогда как Небраска представляет наблюдаемую вселенную – часть внутри нашего космического горизонта.

Это похоже на противоположно ориентированные магниты, вставленные в ботинки скалолаза, если они достаточно сильные, и толщину склона, который он пересекает. Даже если его шаг пытается несколько отклониться от рубежа, сильное притяжение между магнитами обеспечивает, что его ноги останутся прямо на склоне. Аналогично, даже если ранняя вселенная отклонилась на значительную величину от критической плотности материи/энергии и потому была далека от плоской, инфляционное расширение обеспечит, что часть пространства, к которому мы имеем доступ, будет приведена к плоской форме, а плотность материи/энергии, к которой мы имеем доступ, будет приведена к критической величине.

Прогресс и предсказания

Проникновение инфляционной космологии в проблемы горизонта и плоскостности представляет потрясающий прогресс. Для космологической эволюции, чтобы получить однородную вселенную, чья плотность материи/энергии хотя бы отдаленно приближалась к тому, что мы сегодня наблюдаем, стандартная модель Большого взрыва требует точнейшей, необъяснимой, почти сверхъестественной настройки первоначальных условий. Эта настройка может быть допустима как заслуживающая доверия с точки зрения адвокатов стандартной модели Большого взрыва, но отсутствие объяснения делает теорию искусственной.

Напротив, безотносительно к детальным свойствам плотности материи/энергии ранней вселенной, инфляционная космологическая эволюция предсказывает, что часть вселенной, которую мы можем видеть, должна быть очень близка к плоской; это значит, она предсказывает, что плотность материи/энергии, которую мы наблюдаем, должна быть очень близка к 100 процентам от критической плотности.

Нечувствительность к детальным свойствам ранней вселенной является замечательным качеством инфляционной теории, поскольку она позволяет давать определенные предсказания независимо от нашей неосведомленности об условиях далекого прошлого. Но мы теперь можем спросить: Как эти предсказания соотносятся с детальными и точными наблюдениями? Поддерживают ли данные опыта предсказание инфляционной космологии, что мы должны наблюдать плоскую вселенную, содержащую в себе критическую плотность материи/энергии?

Долгие годы ответ, казалось, должен быть: "Не совсем". Многочисленные астрономические исследования тщательно измеряли количество материи/энергии, которое должно быть видно в космосе, и ответ получался около 5 процентов от критической плотности. Это далеко от гигантских или ничтожных плотностей, к которым естественно приводит стандартная модель Большого взрыва – без искусственной тонкой настройки, – и является тем, что я упоминал раньше, когда я говорил, что наблюдения устанавливают плотность материи/энергии вселенной, не отличающуюся в тысячи и тысячи раз от критической плотности в большую или меньшую сторону. Даже так 5 процентов не достигают цели в 100 процентов, что предсказывает инфляция. Но физики давно осознали, что должна быть проявлена осторожность в оценке данных. Астрономические исследования, говоря о 5 процентах, принимают во внимание только материю и энергию, которая излучает свет, и потому может быть видна в телескопы астрономов. И за десятилетия, даже перед открытием инфляционной космологии, было очевидно установлено, что вселенная имеет массивную темную часть.

Предсказание темноты

Во время ранних 1930х Фриц Цвикки, профессор астрономии Калифорнийского Технологического Института (в высшей степени язвительный ученый, чье понимание симметрии привело его к названию своих коллег сферическими ублюдками, поскольку, как он объяснял, они были ублюдками, с какой бы стороны вы на них ни посмотрели[19]), осознал, что удаленные галактики в скоплении в созвездии Волосы Вероники (скопление Кома), коллекции тысяч галактик на расстоянии около 370 миллионов световых лет от Земли, двигаются слишком быстро, чтобы их видимая материя собрала достаточную гравитационную силу, чтобы удержать их привязанными к группе. Вместо этого, его анализ показал, что многие из наиболее быстро двигающихся галактик должны очевидно выбрасываться из группы, подобно каплям воды, отброшенным вращающимся велосипедным колесом. Однако этого нет. Цвикки выдвинул гипотезу, что там может быть дополнительная материя, пропитывающая скопление, которая не излучает света, но добавляет дополнительное гравитационное притяжение, необходимое, чтобы удерживать группу вместе. Его расчеты показали, что если объяснение правильное, значительно большая часть массы группы должна содержаться в этом несветящемся материале. К 1936 подтвержденное свидетельство было найдено Синклером Смитом из обсерватории Маунт Вилсон, который изучил скопление галактик в созвездии Девы (скопление Вирго) и пришел к аналогичному заключению. Но поскольку наблюдения обоих ученых, точно так же, как многих других последующих, имели различные неопределенности, многие остались не убежденными, что имеется массивная невидимая материя, чье гравитационное притяжение удерживает группы галактик вместе.

На протяжении следующих тридцати лет наблюдаемые подтверждения несветящейся материи продолжали нарастать, но реально вопрос был решен работой астронома Веры Рубин из Института Карнеги в Вашингтоне вместе с Кентом Фордом и другими. Рубин и ее коллеги изучили движения звезд внутри большого числа вращающихся галактик и пришли к заключению, что если то, что мы видим, является тем, что есть на самом деле, то многие звезды галактик должны регулярно выбрасываться наружу. Их наблюдения окончательно показали, что видимая материя галактик нигде не может оказывать достаточно сильное гравитационное притяжение, чтобы удержать наиболее быстрые звезды от освобождения. Однако, их детальный анализ также показал, что звезды будут оставаться гравитационно привязанными, если галактики, где они обитают, погружены в гигантский шар несветящейся материи (как показано на Рис.10.5), чья общая масса намного превосходит массу видимого галактического материала. Итак, как на представлении, где обозначается присутствие одетого в темное мима, даже если видны только его руки в белых перчатках, летающие туда и сюда по неосвещенной сцене, астрономы пришли к выводу, что вселенная должна быть заполнена темной материей – материей, которая не слипается в звезды и потому не излучает свет, и которая при этом оказывает гравитационное притяжение, не становясь видимой. Светящиеся составляющие вселенной – звезды – проявляются как плавающие маяки в гигантском океане темной материи.[20]

Но если темная материя должна существовать, чтобы произвести наблюдаемые движения звезд и галактик, как понять, что это такое? До настоящего времени никто не знает. Идентификация темной материи остается важнейшей и неясной тайной, хотя астрономы и физики предложили большое число возможных составляющих от различных экзотических частиц до космической ванны из миниатюрных черных дыр. Но даже без определения ее состава, через внимательный анализ ее гравитационных эффектов астрономы смогли определить с существенной точностью, как много темной материи распределено по всей вселенной. И ответ, который они нашли, оценивается в 25 процентов от критической плотности.[21] Так что вместе с 5 процентами, находящимися в видимой материи, темная материя приносит нам итог в 30 процентов от количества, предсказанного инфляционной космологией.

Рис 10.5 Галактика, погруженная в шар темной материи (которая искусственно подсвечена, чтобы сделать ее видимой на рисунке).

Ну, определенно, это прогресс, но в течение долгого времени ученые чесали свои затылки, удивляясь, как оценивать оставшиеся 70 процентов вселенной, которая, если инфляционная космология верна, вероятно, как говорят военные, находится в самовольной отлучке. И тогда в 1998 две группы астрономов пришли к одному и тому же шокирующему заключению, которое заставило нашу историю полностью замкнуть круг и еще раз проявило предвидение Альберта Эйнштейна.

Убегающая вселенная

Точно так же, как вы можете стремиться получить второе заключение специалиста для подтверждения медицинского диагноза, физики тоже стремятся получить вторые мнения, когда они приходят к данным или теориям, которые ведут к загадочным результатам. Из этих вторых заключений наиболее убедительными являются те, которые приходят к тем же заключениям с точки зрения, которая резко отличается от исходного анализа. Когда направления объяснений сходятся в одной точке из разных углов, это дает хороший шанс, что мы попали в научное яблочко. Тогда естественно, что с инфляционной космологией, которая строго поддерживает некоторые совсем причудливые вещи, – что 70 процентов массы/энергии вселенной еще должно быть измерено и идентифицировано, – физики стремились к независимому подтверждению. Давно было осознано, что таким трюком могли бы стать измерения параметра торможения.

Еще с момента после начального инфляционного раздувания обычная притягивающая гравитация замедляла расширение пространства. Темп, с которым происходит это замедление, называется параметром торможения. Точное измерение параметра могло бы обеспечить независимый взгляд на полное количество материи во вселенной: больше материи, дает ли она свет или нет, подразумевает большее гравитационное притяжение и потому более определенно ослабляет пространственное расширение.

Многие десятилетия астрономы пытались измерить торможение вселенной, но хотя это делается непосредственно в принципе, это сложная задача на практике. Когда мы наблюдаем удаленные массивные тела, вроде галактик или квазаров, мы видим их такими, какими они были в далеком прошлом: чем они дальше от нас, тем дальше назад во времени мы их наблюдаем. Так, если мы могли бы измерить, как быстро они удаляются от нас, мы получили бы измерение того, как быстро вселенная расширялась в удаленном прошлом. Более того, если мы могли бы провести такие измерения с астрономическими объектами, расположенными на разных расстояниях, мы смогли бы измерить темп расширения вселенной в разные моменты прошлого. Сравнивая эти темпы расширения, мы могли бы определить, как ослабляется расширение пространства во времени и отсюда определить параметр торможения.

Таким образом, для проведения этой стратегии для измерения параметра торможения требуются две вещи: способ измерения расстояния до данного астрономического объекта (так что мы знаем, как далеко назад во времени мы заглядываем) и способ определения скорости, с которой объект удаляется от нас (так что мы знаем темп пространственного расширения в этот момент прошлого). Последнюю составляющую получить проще. Точно так же, как вой сирены полицейского автомобиля падает к более низкому тону, когда он удаляется от вас, частота колебаний света, эмитированного астрономическим источником, также падает, когда объект удаляется. А поскольку свет испускается атомами вроде водорода, гелия или кислорода – атомами, которые входят в состав звезд, квазаров и галактик, – которые тщательно изучены при лабораторных условиях, точное определение скорости объекта может быть проделано через изучение того, как свет, который мы получаем, отличается от света, который мы видим в лаборатории.

Но первая составляющая, метод для точного определения, как далеко находится объект, причиняет астрономам головную боль. Чем дальше что-либо находится, тем более смутно вы его можете различить, но перевести это простое наблюдение в количественное измерение трудно. Чтобы установить дистанцию до объекта по его относительной яркости, вам нужно знать его внутреннюю яркость – насколько ярким бы он был прямо рядом с вами. А определить внутреннюю яркость объекта, удаленного на миллиарды световых лет, тяжело. Генеральная стратегия заключается в поиске видов массивных тел, которые по фундаментальным астрофизическим причинам всегда светят со стандартной заслуживающей доверия яркостью. Если пространство заполнено ярко светящимися 100-ваттными лампочками, хитрость бы удалась, поскольку мы могли бы легко определить расстояние до данной лампочки на основании того, насколько тусклой она выглядит (хотя это была бы сложная задача увидеть 100-ваттную лампочку на существенном удалении). Но, поскольку пространство так не оформлено, что могло бы сыграть роль лампочки стандартной яркости или, на астрономическом языке, что может сыграть роль стандартной свечи? В течение лет астрономы изучали различные возможности, но наиболее успешным кандидатом на сегодняшний день является особый класс взрывов сверхновых.

Когда звезды исчерпывают свое ядерное горючее, направленное наружу давление от ядерной реакции в ядре звезды уменьшается и звезда начинает схлопываться под своим собственнам весом. Ядро звезды рушится в себя, его температура быстро возрастает, что временами приводит к гигантскому взрыву, который сдувает внешние слои звезды в сверкающей демонстрации небесного фейерверка. Такой взрыв известен как сверхновая; на период в неделю отдельная взорвавшаяся звезда может сиять так же ярко, как миллиард солнц. Это в полном смысле слова поражает воображение: отдельная звезда сияет так же ярко, как вся галактика! Различные типы звезд – различных размеров, с разным относительным содержанием различных атомов и так далее – дают начало различным видам взрывов сверхновых, но много лет назад астрономы осознали, что определенные взрывы сверхновых всегда, оказывается, сияют с одинаковой внутренней яркостью. Это взрывы сверхновых типа 1а.

В типе сверхновых 1а белая карликовая звезда – звезда, которая исчерпала свои ресурсы ядерного топлива, но имеет недостаточную массу, чтобы зажечь взрыв сверхновой из себя самой, – всасывает поверхностный материал из находящейся рядом звезды-компаньона. Когда масса звезды-карлика достигает особой критической величины около 1,4 массы Солнца, она подвергается разгону ядерной реакции, что заставляет звезду стать сверхновой. Поскольку такие взрывы сверхновых происходят, когда карликовая звезда достигает одной и той же критической массы, характеристики взрыва, включая его полную внутреннюю яркость, почти совершенно одинаковы от эпизода к эпизоду. Более того, поскольку сверхновые, в отличие от 100-ваттных лампочек, фантастически мощны, они не только имеют стандартную надежную яркость, но вы также можете ясно видеть их через вселенную. Так что они первые кандидаты в стандартные свечи.[22]

В 1990е две группы астрономов, одна под руководством Саула Перлмуттера в Лоуренсовской Национальной Лаборатории в Беркли, а другая под руководством Брайана Шмидта в Австралийском Национальном Университете провели определение торможения, – а отсюда и полной массы/энергии – вселенной путем измерения скоростей удаления сверхновых типа 1а. Идентификация того, что сверхновая принадлежит к типу 1а, является явной и непосредственной, поскольку свет, генерируемый ее взрывом, следует характерной картине пирамидального роста, а затем пологого падения интенсивности. Но на самом деле поймать тип 1а сверхновой на месте преступления является не малым подвигом, поскольку они происходят только раз в несколько сотен лет в типичной галактике. Тем не менее благодаря инновационной технологии одновременного наблюдения тысяч галактик через широкополосные телескопы, команды смогди найти около четырех дюжин сверхновых типа 1а на раздичных расстояниях от Земли. После старательного определения расстояния и скоростей удаления каждой обе группы пришли к совершенно неожиданому заключению: всегда с момента, когда вселенной было около 7 миллиардов лет, темп ее расширения не тормозился. Вместо этого темп расширения возрастал.

Группы пришли к заключению, что расширение вселенной замедлялось первые 7 миллиардов лет после первичного раздувания вовне, почти как автомобиль тормозится, когда он приближается к пункту оплаты на автостраде. Это было, как и ожидалось. Но данные обнаружили, что подобно водителю, который нажимает на педаль газа после преодоления контрольного прохода в пункте оплаты, расширение вселенной с тех пор ускоряется. Темп расширения пространства через 7 миллиардов лет после Взрыва был меньше, чем темп расширения через 8 миллиардов лет после Взрыва, который был меньше, чем темп расширения через 9 миллиардов лет после Взрыва, и так далее, все из которых меньше, чем темп расширения сегодня. Ожидаемое торможение пространственного расширения переключилось на неожиданное ускорение.

Но как так может быть? Ну, ответ обеспечивает подтвержденное второе мнение относительно пропавших 70 процентов массы/энергии, которых физики разыскивали.

Пропавшие 70 процентов

Если вы обратитесь мысленно к 1917 и введению Эйнштейном космологической постоянной, вы получите достаточно информации, чтобы выдвинуть предположение, как это может быть, что вселенная ускоряется. Обычная материя и энергия дает начало обычной притягивающей гравитации, которая замедляет пространственное расширение. Но, поскольку вселенная расширяется и вещи все более отделены друг от друга, это космическое гравитационное притяжение, хотя и продолжает замедлять расширение, становится слабее. А это приводит нас к новому и неожиданному повороту. Если вселенная имела бы космологическую константу, – и если ее значение составляло бы точно нужную, небольшую величину, – то примерно до 7 миллиардов лет после Большого взрыва ее гравитационное отталкивание перекрывалось бы обычным гравитационным притяжением ординарной материи, давая общее замедление расширения в соответствии с данными опыта. Но затем, когда обычная материя рассеялась и ее гравитационное притяжение ослабло, отталкивательное воздействие космологической констансты (чья величина не изменяется, когда материя рассеивается) должно было постепенно взять верх, и эра замедляющегося пространственного расширения должна была смениться эрой ускоренного расширения.

В конце 1990х такие рассуждения и углубленный анализ данных был проведен обеими группами Перлмуттера и Шмидта, чтобы навести на мысль, что Эйнштейн не был неправ восемьдесят лет назад, когда он вводил космологическую постоянную в гравитационные уравнения. Вселенная, предположили обе группы, имеет космологическую постоянную.[23] Ее величина не та, которую предлагал Эйнштейн, поскольку он гнался за статической вселенной, в которой гравитационное притяжение и отталкивание точно уравнивались бы, а эти исследователи нашли, что миллиарды лет отталкивание доминирует. Но несмотря на такие детали, что открытие групп Перлмуттера и Шмидта должно изучаться до достижения полной проверки правильности и завершающиеся исследования сейчас на полном ходу, Эйнштейн еще раз увидел сквозь фундаментальные свойства вселенной такое, которое опередило свое время более чем на восемьдесят лет, когда это свойство было подтверждено экспериментально.

Скорость убегания сверхновых зависит от разницы между гравитационным притяжением обычной материи и гравитационным отталкиванием "темной энергии", заменяющей космологическую постоянную. Принимая количество материи, как видимой, так и темной, около 30 процентов от критической плотности, исследователи сверхновых пришли к заключению, что ускоренное расширение, которое они наблюдали, требует направленного вовне отталкивания космологической постоянной, чья темная энергия дает вклад в критическую плотность около 70 процентов.

Это поразительное число. Если это верно, тогда не только ординарная материя – протоны, нейтроны, электроны – составляют жалкие 5 процентов от массы/энергии вселенной, и не только некоторая, на сегодня неидентифицированная форма темной материи составляет, по меньшей мере, в пять раз больше этого количества, но также львиную долю массы/энергии во вселенной составляет полностью отличающаяся и еще более таинственная форма темной энергии, которая распределена по всему пространству. Если эти идеи верны, они драматически продолжают революцию Коперника: мы не только не являемся центром вселенной, но даже материя, из которой мы сделаны, подобна обломкам, плавающим в космическом океане. Если протоны, нейтроны и электроны были бы удалены из великого творения, полная масса/энергия вселенной почти не уменьшилась бы.

Но имеется вторая, равно важная причина, почему 70 процентов является замечательным числом. Космологическая константа, которая дает вклад 70 процентов в критическую плотность, будет вместе с 30 процентами, приходящимися на ординарную материю и темную материю, давать полную массу/энергию вселенной точно равную полным 100 процентам, предсказываемым инфляционной космологией! Так что направленное наружу оттталкивание, продемонстрированное данными по сверхновым, может быть объяснено именно тем правильным количеством темной энергии для оценки невидимых 70 процентов вселенной, что вызывало недоумение в инфляционной космологии. Измерения сверхновых и инфляционная космология изумительно дополняют друг друга. Они подтверждают друг друга. Каждое направление обеспечивает подтвержденное второе мнение для другого.[24]

Объединяя наблюдаемые результаты по сверхновым с теоретическими предсказаниями инфляции, мы, таким образом, достигаем следующего эскиза космической эволюции, обобщенного на Рис.10.6. Сначала энергия вселенной переносилась полем инфлатона, которое было возвышено от своего состояния минимальной энергии. Вследствие своего отрицательного давления поле инфлатона вызвало гигантский взрыв инфляционного расширения. Затем, примерно на 10–35 секунды позднее, когда поле инфлатона сползло вниз в своей чаше потенциальной энергии, взрыв расширения подошел к концу и инфлатон избавился от своей сдерживаемой энергии, отдав ее на производство ординарной материи и излучения. Много миллиардов лет эти привычные составляющие вселенной оказывали ординарное притягивательное гравитационное воздействие, которое замедляло пространственное расширение. Но когда вселенная выросла и истончилась, гравитационное поле уменьшилось. Около 7 миллиардов лет назад ординарное гравитационное притяжение стало достаточно слабым, чтобы гравитационное отталкивание космологической константы вселенной стало доминировать, и с тех пор темп пространственного расширения постоянно возрастает.

Примерно через 100 миллиардов лет от сегодняшнего дня все галактики, за исключением самых близких, будут угнаны раздувающимся пространством со скоростью больше световой, так что для нас будет невозможно увидеть их вне зависимости от мощности используемых телескопов. Если эти идеи верны, то в далеком будущем вселенная будет безбрежным, пустым и уединенным местом.

Рис 10.6 Линия времени космической эволюции: (а) Инфляционный взрыв, (b) Эволюция по стандартной модели Большого взрыва, (c) Эра ускоренного расширения.

Загадки и прогресс

С этими открытиями, таким образом, кажется, что кусочки космического паззла разложились по местам. Вопросы, остававшиеся без ответа в стандартной теории Большого взрыва, – Что разжигает раздувание пространства вовне? Почему температура микроволнового фонового излучения так однородна? Почему пространство кажется имеющим плоскую форму? – были переадресованы инфляционной теории. Даже при этих условиях тернистые проблемы относительно фундаментальных первооснов продолжали оставаться: Была ли эра перед инфляционным взрывом, и, если была, на что она была похожа? Что привело поле инфлатона, располагавшееся вне его низкоэнергетической конфигурации, к инициации инфляционного расширения? И самый новый из всех вопросов: почему вселенная, видимо, составлена из такой смеси компонентов – 5 процентов привычная материя, 25 процентов темная материя, 70 процентов темная энергия? Несмотря на безмерно радующий факт, что эта космическая рецептура согласуется с инфляционными предсказаниями, что вселенная должна иметь 100 процентов от критической плотности, и хотя это одновременно объясняет ускоренное расширение, найденное из исследований сверхновых, многие физики рассматривают эту смесь для винегрета как явно непривлекательную. Почему, спрашивают многие, состав вселенной оказался таким сложным? Почему имеется горстка рассогласованных ингредиентов в такой кажущейся хаотичной совокупности? Имеется ли некоторый осмысленный лежащий в основании план, который теоретические исследования еще должны обнаружить?

Дата добавления: 2015-11-16