«В защиту науки». Бюллетень № 4. М.: Наука, 2008
http://www.ras.ru/digest/fdigestlist/bulletin.aspx

Современная космология –
наука об эволюции Вселенной

А. М. Черепащук, А. Д. Чернин

Введение

	Жорж Лемэтр (1894 - 1966)

«Лемэтр, которого я хорошо знал, сказал мне как-то, что когда он попытался обсудить с Эйнштейном возможность более точно представить себе начальное состояние Вселенной, чтобы понять, быть может, природу космических лучей, Эйнштейна это не заинтересовало. Это слишком похоже на акт творения, – сказал он Лемэтру, – сразу видно, что Вы священник». Это рассказ Ильи Романовича Пригожина из его выступления в 1979 г. в Бельгийской королевской академии, членом которой был в своё время и Жорж Лемэтр. Активнейший участник главных событий в космологии на протяжении почти полувека её истории, Лемэтр – вопреки шутливому замечанию Эйнштейна – всегда придерживался той точки зрения, что в вопросе о происхождении Вселенной, как и в других принципиальных вопросах космологии, следует чётко различать факты науки и религиозные, теологические представления. Он говорил, что наука не нуждается в «гипотезе Бога» для того, чтобы с её помощью заполнять бреши в объективном знании. Вместе с тем и религиозное чувство, вера в акт божественного творения, не нуждается в естественнонаучных аргументах, сколь бы привлекательными они ни казались.

В одном из выступлений перед учеными-богословами Лемэтр – признанный классик космологии и президент Папской академии наук в Ватикане – заметил: «Нельзя считать, что космология не имеет значение для философии. Философия и теология, когда их удерживают в изоляции от научной мысли, превращаются либо в отсталую, погруженную в саму себя систему, либо становятся опасной идеологией». Говоря о Большом Взрыве, об эволюционной космологии на Сольвеевском конгрессе (1957 г.), он подчеркивал, что космологическая теория, допускающая особое, сингулярное начальное состояние мира, «остаётся полностью в стороне от любых метафизических или религиозных вопросов. Она оставляет материалисту свободу отрицать любое трансцендентное Бытие. Для человека верующего это отводит любую попытку более близкого знакомства с Богом… что созвучно с изречением Исайи, гласящем о “Скрытом Боге”, скрытом даже в начале творения».

Такую просвещённую точку зрения разделяют, приходится сказать, далеко не все последователи тех или иных религиозных верований. Известны как многочисленные – наивные и безнадёжные – попытки отрицать Большой Взрыв, так и тщетные усилия увидеть в Большом Взрыве «научный аргумент» в пользу божественного творения мира. Научный подход к проблеме происхождения и эволюции Вселенной строится на основе фундаментальных физических законов и надёжных астрономических данных о реальном наблюдаемом мире. Таким путём удаётся сейчас уверенно проследить историю Вселенной начиная с первых секунд её существования. Дальнейшее продвижение к самому «началу мира» – трудная задача, которая будет решаться шаг за шагом по мере накопления новых конкретных знаний о природе.

В этой статье рассказывается об истории и новейших достижениях космологии, о её текущих проблемах и идеях. Наша цель – дать представление читателю о нынешнем статусе космологии как точной, эмпирической, наблюдательной науки. Это кажется тем более уместным, что в последнее время (а недавно и в стенах Московского университета) предпринимаются попытки бросить тень на эволюционную космологию, а также и на эволюционную теорию в биологии и теорию эволюции звёзд в астрофизике, на том основании, что эти науки предполагают атеистический, якобы предвзятый, а потому необъективный и ложный, подход к изучению природы и человека. Такие нападки на эволюционную картину мира – одно из абсурдных и нелепых проявлений нарастающей агрессивной клерикальной атаки на науку и образование, об опасности которой предупреждает опубликованное недавно в прессе заявление десяти российских академиков.

1. Краткая история космологии

Космология – особая наука. Её предмет – вся Вселенная, рассматриваемая как единое целое. Вселенная представляет собой физическую систему со своими специфическими свойствами, которые не сводятся к сумме свойств населяющих её астрономических тел и физических полей. Это, очевидно, самый большой по масштабу объект науки. Он существует в природе в единственном экземпляре. Из этих обстоятельств и вытекают особенности космологии как науки. Кроме того, Вселенную можно только наблюдать, экспериментировать с нею невозможно (что, конечно, только к лучшему). Никаких других вселенных нам не дано, и сравнивать нашу Вселенную не с чем. Этим космология отличается, например, от физики элементарных частиц, которая изучает объекты, имеющиеся в природе в очень большом количестве и допускающие над собой разнообразное экспериментирование.

Ещё одна особенность науки о Вселенной – близкое родство с философскими идеями и исканиями, стремлением осмыслить место человека в большом мире. Как некогда система мира Коперника, новейшая космология открывает перед человеком невиданные ранее горизонты знаний, и неудивительно, что научные знания о мире расходятся с древними космологическими легендами и мифами, возникшими на заре человеческой цивилизации и вошедшими, в частности, в «священные тексты» различных религий мира. Во всём остальном космология – это строгая научная дисциплина, и главное в ней – конкретные факты о структуре и эволюции Вселенной. На их основе строятся физико-математические модели и теории, которые могут считаться правильными только тогда, когда они проверены и подтверждены прямыми астрономическими наблюдениями и физическими экспериментами.

Современная космология берёт начало в первые десятилетия XX в., в ту эпоху, когда были созданы также теория относительности и квантовая теория, составляющие ныне фундамент всей физики, включая и космологию. История космологии, если говорить коротко, складывается из четырех крупнейших открытий, о которых мы сейчас расскажем.

1.1. Космологическое расширение.

В 1915 – 1917 гг. американский астроном Весто Слайфер обнаружил, что галактики (которые тогда называли туманностями) не стоят на месте, а движутся в пространстве, причём большинство из них удаляется от нас. Этот вывод вытекал из наблюдаемых спектров галактик, и их движение проявляло себя в сдвиге спектральных линий света к красному концу спектра. Такого рода «красное смещение» имеет, как впоследствии оказалось, всеобщий характер: оно наблюдается у всех галактик во Вселенной. Исключение составляют только самые близкие к нам звёздные системы – например, знаменитая туманность Андромеды и другие (менее крупные) галактики, находящиеся от нас на расстояниях, не превышающих примерно 1 мегапарсек (Мпк). (Напомним, что один парсек почти точно равен трём световым годам.) На больших расстояниях все галактики, по словам Слайфера, «разбегаются в пространстве».

Количественной мерой красного смещения служит относительная величина увеличения длины волны, т. е. разность зарегистрированной и исходной («лабораторной») длины волны, делённой на исходную длину волны. Эту величину (её обычно обозначают буквой Z) называют просто красным смещением – как и само явление. Это – одна из основных наблюдаемых физических величин в космологии. Если значение красного смещения мало по сравнению с единицей, то справедливо приближенное соотношение между скоростью удаления галактики и величиной красного смещения: скорость V равна скорости света c, умноженной на красное смещение Z. В этом приближении красное смещение можно интерпретировать как эффект Доплера, давно известный в физике*.

Эдвин Хаббл (1889 - 1953)

В 1929 г. Эдвин Хаббл, которого нередко называют величайшим астрономом XX в., установил, что движение разбегающихся галактик следует простому закону: скорость V удаления от нас данной галактики пропорциональна расстоянию R до нее: V = HR. Это линейное соотношение между скоростью и расстоянием называют сейчас законом Хаббла, а коэффициент пропорциональности H – постоянной Хаббла. Величина H постоянна в том смысле, что она одинакова для всех галактик и не зависит ни от расстояния до галактики, ни от направления на неё на небе. По современным наблюдательным данным значение постоянной Хаббла лежит в пределах от 60 до 75 км в секунду на мегапарсек (в принятых в астрономии единицах).

Удаление галактик по закону Хаббла наблюдают сейчас до расстояний в несколько тысяч мегапарсек. О всеобщем разбегании галактик говорят как о расширении Вселенной, или космологическом расширении. Это самый грандиозный по пространственно-временному масштабу эволюционный феномен природы. Подробнее об истории его открытия и изучения можно узнать из книги [1].

Первоначально закон Хаббла был найден на расстояниях, не превосходящих 20 Мпк, причём и у Слайфера, и у Хаббла измеренные скорости удаления галактик были меньше сотой доли скорости света. В этом случае можно пользоваться приведённым выше приближенным соотношением между скоростью удаления галактик и красным смещением, которым в действительности и пользовался Хаббл для измерения скоростей галактик. С другой стороны, закон Хаббла можно использовать для оценки расстояний до не слишком далеких галактик: при известной постоянной Хаббла H и измеренном красном смещении Z расстояние R до данной галактики дается отношением R = с ∙ Z / H.

Но при красных смещениях, сравнимых с единицей и превышающих её, это приближение уже не применимо и нужно пользоваться точной теорией распространения света в расширяющейся Вселенной. При этом зависимость расстояния от красного смещения принимает более сложный вид. Особенно интересно, что в эту зависимость входит ускорение, испытываемое разбегающимися галактиками. Отсюда возникает возможность измерить ускорение, с которым движутся галактики; а зная ускорение, можно оценить и силу, которая определяет динамику космологического расширения (о чём будет сказано далее). Распространение света в космологии рассматривается на основе общей теории относительности (ОТО) Эйнштейна.

	Зависимость скоростей удаления галактик от расстояний до них. Turner and Tyson, 1998, http://xxx.lanl.gov/pdf/astro-ph/9901113v1

Ландау называл ОТО самой красивой теорией физики и никогда не сомневался в её правильности. И всё же иногда говорят, что её применимость к описанию геометрии и динамики Вселенной как целого ещё не доказана. При этом чаще всего ссылаются на то, что ОТО проверена экспериментально значительно менее надёжно, точно и многогранно, чем, скажем, классическая электродинамика, – отчасти из-за исключительной слабости гравитационного взаимодействия в сравнении с электромагнитным и двумя другими фундаментальными физическими взаимодействиями.

Но всё развитие физической науки определённо свидетельствует в пользу ОТО. Прежде всего, эта теория прекрасно согласуется со всем комплексом наблюдательных данных о Солнечной системе. В этом случае ОТО уже давно стала почти инженерной наукой: современная теория движения планет является релятивистской теорией, в которой (в нужном приближении) учитываются эффекты слабого поля в ОТО. Так что полёты космических аппаратов к планетам Солнечной системы немыслимы без ОТО. Даже портативные автомобильные навигаторы GPS и ГЛОНАСС действуют с учётом эффектов ОТО. Далее, в последние годы получены новые данные, свидетельствующие о справедливости ОТО в приближении сильного поля. Например, показано, что наблюдаемое укорочение орбитального периода радиопульсара в двойной системе PSR 1913+16, обусловленное потерей углового момента двойной системой за счёт гравитационных волн, согласуется с предсказанием ОТО с точностью лучше 0,4 %. Измеренная величина эффекта Шапиро (задержка электромагнитного сигнала в гравитационном поле) в системе из двух радиопульсаров PSR J0737–3039AB, плоскость орбиты которой лежит почти на луче зрения, согласуется с предсказанием ОТО с точностью до 0,1 % (!). К настоящему времени это служит наилучшей проверкой ОТО в пределе сильного поля. Наконец, стоит упомянуть и тот факт, что сейчас известно около тысячи кандидатов в чёрные дыры с массами от ~10 до миллиарда солнечных масс, все наблюдаемые свойства которых чрезвычайно похожи на свойства чёрных дыр, предсказываемые ОТО, и ни в одном случае из этого огромного числа объектов не удалось найти никаких противоречий с ОТО. Это позволяет обоснованно предполагать, что ОТО справедлива и в пределе экстремально сильных полей тяготения. Таким образом, нет никаких реальных оснований сомневаться в правомерности применимости ОТО для решения космологических задач.

1.2. Тёмная материя.

В 1932 г. немецкий астроном Фриц Цвикки заметил, что кроме светящегося вещества галактик во Вселенной должны иметься ещё и невидимые, «скрытые» массы, которые проявляют себя только своим тяготением. Он изучал скопление галактик в созвездии Волосы Вероники – крупное образование, содержащее тысячи звёздных систем, подобных Туманности Андромеды или нашей Галактике. Галактики движутся в этом скоплении со скоростями, достигающими тысячи километров в секунду. Чтобы удержать их в объёме скопления, требуется тяготение, которое не способны создать одни только видимые, светящиеся массы самих галактик. Для этого необходимо более сильное тяготение, и согласно подсчётам Цвикки тут нужны дополнительные массы, которые примерно раз в 10 больше суммарной видимой массы галактик скопления.

Скопление галактик в созвездии Волосы Вероники – крупное образование, содержащее тысячи звёздных систем, подобных Туманности Андромеды или нашей Галактике		Скрытые массы образуют невидимые гало крупных галактик. Эти гало – почти сферические образования, радиусы которых раз в 5 – 10 превышают размеры самих звёздных систем.

Позднее, в 1970-е гг., усилиями астрономов СССР и США было обнаружено, что скрытые массы должны присутствовать не только в скоплениях галактик, но и в изолированных крупных галактиках. Я. Эйнасто, В. Рубин, Дж. Острайкер, Дж. Пиблс и их коллеги выяснили, что скрытые массы образуют невидимые гало крупных галактик. Эти гало – почти сферические образования, радиусы которых раз в 5 – 10 превышают размеры самих звёздных систем. Такая крупная галактика, как, скажем, Туманность Андромеды или наша Галактика, состоит из звёздной системы, погружённой в распределение невидимой массы, которое простирается на расстояния до сотни килопарсек (кпк) от центра галактики. Эти тёмные гало – как и дополнительные массы у Цвикки – проявляют себя только своим тяготением. Невидимое вещество, наполняющее гало галактик и скоплений, принято сейчас называть тёмной материей. Открытие тёмной материи – второе (после открытия космологического расширения) важнейшее событие в истории космологии.

1.3. Реликтовое излучение.

В 1965 г. американские радиоастрономы А. Пензиас и Р. Вилсон обнаружили, что вся Вселенная пронизана излучением, приходящим к нам изотропно, т. е. равномерно из всех направлений. Это третье из крупнейших открытий в космологии (о нём подробно рассказано в книге [2]). Максимум в спектре этого излучения приходится на миллиметровые волны, причём сам спектр, т. е. распределение излучения по длинам волн или частотам совпадает по форме со спектром абсолютно черного тела. Положение максимума в спектре излучения отвечает температуре около трёх градусов абсолютной шкалы. В современных наблюдениях эта температура измеряется исключительно точно: Т = 2,725 ± 0,003 °К. Это излучение называют микроволновым фоном Вселенной, или ещё реликтовым излучением. Если говорить о нём на языке квантов, то можно сказать, что в мире имеется равновесный газ фотонов, равномерно заполняющих всё пространство. В каждом кубическом сантиметре Вселенной содержится примерно 500 реликтовых фотонов.

Это открытие было отмечено двумя Нобелевскими премиями. Первая присуждена в 1978 г. Пензиасу и Вилсону, а вторая – в 2006 г. Дж. Смуту и Дж. Мэтеру, которые дали точное доказательство (в 1992 г.) того, что спектр излучения действительно является «чернотельным». Это было сделано с помощью американского спутника COBE (COsmic Background Explorer). Кроме того COBE измерил слабую – на уровне тысячных долей процента – анизотропию фонового излучения. Последняя представляет собой «отпечаток», оставленный на реликтовом фоне первоначально слабыми неоднородностями вещества ранней Вселенной; позднее эти неоднородности (сгущения вещества) дали начало наблюдаемым крупномасштабным космическим структурам – галактикам и скоплениям галактик (см. об этом в книге [3]).

Заметим, что космическое фоновое излучение регистрировалось ещё в 1957 г. в Пулковской обсерватории с помощью рупорной антенны, построенной Т. А. Шмаоновым, С. Э. Хайкиным и Н. Л. Кайдановским. Но, увы, никто тогда не придал этому значения. Слабую анизотропию излучения первыми заметили И. А. Струков и его сотрудники (Институт космических исследований РАН) с помощью российского космического аппарата «Реликт». От ГАИШ МГУ в этом эксперименте принимал участие доктор физико-математических наук, профессор М. В. Сажин.

1.4. Тёмная энергия.

В 1998 – 1999 гг. две международные группы наблюдателей, одной из которых руководили Б. Смидт и А. Райсс, а другой – С. Перлматтер, установили, что наблюдаемое космологическое расширение происходит с ускорением: скорости удаления галактик возрастают со временем (об этом подробнее рассказывается, например, в книгах [4, 5] и недавнем обзоре [6]). Открытие сделано с помощью изучения далёких вспышек сверхновых звёзд определенного типа (Iа), которые замечательны тем, что они могут служить «стандартными свечами», т. е. источниками с известной собственной светимостью; на это их свойство обратил внимание ещё много лет назад астроном ГАИШ профессор Ю. П. Псковский. Из-за их исключительной яркости сверхновые можно наблюдать на очень больших, истинно космологических расстояниях, составляющих тысячи мегапарсек от нас. Как мы уже говорили выше, именно на этих расстояниях и проявляется эффект ускорения.

	Баланс энергий в современной Вселенной

«Обычное» вещество не способно ускорять галактики, а лишь тормозит их разлёт: взаимное тяготение галактик стремится сблизить одну с другой. Поэтому открытый астрономами факт ускоренного расширения указывает на то, что наряду с обычным веществом, создающим тяготение, во Вселенной присутствует и неизвестная ранее ни по астрономическим наблюдениям, ни по физическим экспериментам особая космическая энергия, которая создаёт не тяготение, а антитяготение – всеобщее отталкивание тел природы. При этом в космологическом масштабе антитяготение сильнее тяготения. Новая энергия получила название «тёмной энергии». Тёмная энергия действительно невидима – она не излучает, не рассеивает и не поглощает света (и всех вообще электромагнитных волн); она проявляет себя только своим антитяготением.

По совокупности различных наблюдений к настоящему времени установлена доля каждого космического компонента в общем энергетическом балансе современной Вселенной. Эти компоненты сейчас называют видами космической энергии. На долю тёмной энергии приходится примерно 75 % всей энергии мира; на долю тёмной материи – 20 %, на долю обычного вещества (его принято называть барионами) – около 5 %; на долю излучения – меньше десятой доли процента. Таков рецепт «энергетической смеси», заполняющей современную Вселенную.

Замечательно, что три из четырёх фундаментальных открытий в космологии, о которых мы рассказали сейчас, были первоначально предсказаны теоретически. Феномен космологического расширения предвидел в 1922 – 1924 гг. петербургский математик А. А. Фридман, ставший в наши дни общепризнанным классиком науки о Вселенной (о его трудах и жизни см. в книге [7]). Существование фонового электромагнитного излучения с температурой в несколько градусов Кельвина предсказал в 1948 – 1953 гг. Г. А. Гамов, некогда ученик профессора Фридмана по Петербургскому (Ленинградскому) университету. Согласно построенной Гамовым теории Большого Взрыва (см. [2]), это излучение представляет собой остаток, реликт некогда очень горячего начального состояния Вселенной, имевшего место в первые минуты её расширения. Что касается космического антитяготения, то чёткое представление о нём содержалось в работе Эйнштейна (1917 г.), положившей начало современной космологической теории. И только тёмная материя не была предсказана теоретически – этот тип вещества, или энергии, не предусмотрен стандартной моделью фундаментальной физики.

2. Реальность Большого Взрыва: космическая эволюция

В космологической литературе (весьма обширной и разнообразной на сегодняшний день) словам «Большой Взрыв» не всегда придают один и тот же смысл. Иногда под этим понимают гипотетическое событие, в результате которого возникла Вселенная и началась её дальнейшая история. Не вполне ясно, впрочем, обязательно ли в этом случае говорить именно о возникновении мира «из ничего» или скорее, может быть, о каком-то его новом возрождении из чего-то уже некогда существовавшего. Как бы то ни было, о физике, которая стоит за этим событием, в настоящее время ничего достоверно не известно. По этому поводу вспоминают, случается, о мифе божественного сотворения мира, о древних космогонических легендах. Но как говорил знаменитый космолог Жорж Лемэтр (а он был также профессиональным теологом, аббатом и президентом Папской академии наук в Ватикане), космологическая теория, допускающая особое, сингулярное начальное состояние мира, «остаётся полностью в стороне от любых метафизических или религиозных вопросов. Она оставляет материалисту свободу отрицать любое трансцендентное Бытие. Для человека верующего это отводит любую попытку более близкого знакомства с Богом… что созвучно с изречением Исайи, гласящем о “Скрытом Боге”, скрытом даже в начале творения». Но такую просвещённую точку зрения разделяют, приходится сказать, далеко не все последователи тех или иных религиозных верований. Известны как многочисленные – наивные и безнадёжные – попытки отрицать Большой Взрыв, так и тщетные усилия увидеть в Большом Взрыве «научный аргумент» в пользу божественного творения мира.

Чаще всего в физике и астрономии Большим Взрывом называют, однако, не начальное событие космической истории, а весь разворачивающийся в пространстве-времени процесс всеобщего расширения Вселенной. Этот процесс сопровождается длительной и богатой событиями космологической эволюцией, непрерывной цепью изменений и превращений во Вселенной. Заметим, что ключевое слово здесь – «эволюция», столь неприятное клерикальным критикам космологии, неразумно отвергающим в этой науке (как и в биологии) всё, что, по их мнению, противоречит религиозному мировоззрению. Между тем выяснение и надёжное доказательство основных черт и этапов эволюционного развития Вселенной – одно из важнейших достижений современного естествознания. Приведём сейчас ряд конкретных наблюдательных фактов из эволюционной истории Вселенной.

2.1. Разбегание галактик.

Важнейшим из всех этих фактов является, конечно, сам феномен космологического расширения. Мы уже успели сказать, что космологическое расширение было открыто по наблюдениям движений галактик почти сто лет назад. Это открытие выдержало проверку временем, причём за истекшие с тех пор годы были сделаны необходимые поправки и уточнения к описанию количественных закономерностей этого явления. Не обошлось, однако, и без попыток опровергнуть сам факт космологического расширения. Утверждалось, например, что эффект Доплера (к которому сводится описание красного смещения в области малых скоростей), экспериментально проверен лишь в ограниченных пространственных масштабах и, возможно, не справедлив для больших космологических расстояний. Одно время и сам Хаббл, открыватель космологического расширения, склонялся к той точке зрения, что дело не в эффекте Доплера, а в «старении света» по его дороге от галактик до нас. По словам одного из его современников, это выглядело так, как если бы сэр Исаак Ньютон явился и сказал: «Кстати, джентльмены, о том яблоке… Видите ли, оно в действительности не падает».

Идея старения света целиком противоречит общим законам физики – это было строго доказано ещё в 1930-е гг. Как мы уже говорили, свет распространяется вдоль нулевых геодезических линий в пространстве-времени, а эффект Доплера (в приближении сравнительно малых скоростей) и красное смещение – прямые следствия этого фундаментального общего обстоятельства. Справедливость стандартной теории распространения света проверена и подтверждена всей совокупностью многочисленных экспериментов и астрономических наблюдений – в том числе и на космологических расстояниях. Как видно, например, из знаменитой «Теории поля» Ландау и Лифшица, картина распространения света в космологии проста и естественна; никаким сомнениям тут нет и не может быть места.

2.2. Наблюдая прошлое Вселенной.

Общая картина распространения света позволяет выяснить, при каких условиях в расширяющемся мире можно измерять не только скорости, но и ускорения галактик: как мы уже сказали, тут нужны очень большие расстояния. Таким путём было найдено, что до расстояний примерно в 7 млрд световых лет эти ускорения положительны: скорость удаления галактик возрастает со временем. Но на ещё более далеких расстояниях ускорение, как оказалось, меняет знак – там оно отрицательно и, значит, на этих сверхбольших расстояниях космологическое расширение происходит с замедлением.

Примем теперь во внимание, что свет распространяется в пространстве не мгновенно, не бесконечно быстро, а с некоторой конечной скоростью. Это означает, что мы видим предметы такими, какими они были тогда, когда они испустили принимаемый нами сейчас свет. Солнце мы видим с задержкой в 8 минут; галактики же, находящиеся на расстоянии 7 млрд световых лет, мы видим такими, какими они были 7 млрд лет назад. Телескоп – это настоящая машина времени, позволяющая воочию видеть прошлое мира. Можно сказать, что, наблюдая далёкие галактики, мы видим и исследуем четырехмерное пространство-время.

Современный возраст мира составляет 13,7 млрд лет: таковы самые свежие космологические данные на этот счёт, вытекающие из комбинации различных независимых наблюдений. Эта величина – самая большая длительность, эмпирически оцениваемая в природе. Сказанное только что о космологическом ускорении означает, что первую половину своей истории Вселенная расширялась с замедлением, а вторую – с ускорением. Таким путём стала известна важнейшая веха в динамической истории Вселенной – момент смены знака космологического ускорения.

В первую половину своей истории расширяющаяся Вселенная практически не чувствовала присутствия в ней тёмной энергии – тогда плотность вещества (тёмной материи и барионов) была значительно выше плотности тёмной энергии. Дело в том, что плотность тёмной энергии не зависит от времени, это величина постоянная. А плотность вещества убывает в ходе расширения, так что в прошлом она была выше, чем сейчас; по этой причине до определённого момента тяготение вещества было сильнее антитяготения тёмной энергии. Эти две силы как раз и сравнялись по величине примерно 7 млрд лет тому назад: сначала преобладало вещество и его тяготение замедляло разлёт галактик, а потом наступила эпоха преобладания тёмной энергии, и её антитяготение стало сильнее тяготения вещества. Эта эпоха антитяготения и ускоренного космологического расширения продолжается поныне и будет длится неограниченно долго в будущем.

Предельные расстояния, которые достижимы с помощью лучших современных астрономических инструментов, составляют примерно 10 млрд световых лет – на таких расстояниях видят самые яркие галактики и квазары. Так что космическая эволюция на протяжении последних 10 млрд лет жизни Вселенной доступна теперь прямому наблюдению и детальному изучению. Это добрые две трети всей истории Большого Взрыва, и они разворачиваются, можно сказать, прямо у нас перед глазами. Астрономы планируют создание сложных и дорогостоящих космических и наземных инструментов (в частности, гигантского оптического наземного телескопа с зеркалом диаметром 42 м), которые позволят наблюдать Вселенную в том состоянии, когда её возраст был меньше миллиарда лет, т. е. прямым наблюдениям будет доступно больше 90 % всей истории мира.

2.3. Горячее начало.

Галактики существовали во Вселенной не всегда; они на 1 – 2 млрд лет моложе её. В первые 1 – 2 млрд лет космическое вещество было равномерно перемешано и однородно распределено в пространстве; никаких галактик в то время не было, они ещё не успели сформироваться. Плотность вещества была тогда гораздо выше, чем средняя плотность вещества в нынешней Вселенной и даже плотность внутри современных галактик. Можно ли увидеть Вселенную в том раннем её состоянии, когда в ней не было галактик? Да, это возможно: для этого нужно изучать реликтовое излучение.

Предположим (вслед за Гамовым), что вещество ранней Вселенной было не только плотным, но и горячим. Тогда в космическом веществе должно было существовать термодинамически равновесное электромагнитное излучение, которое сохраняется потом и до современной эпохи. Если же ранняя Вселенная была холодной и вещество имело в те времена нулевую температуру, то такого излучения быть не должно. Так возникает ясный тест типа «да – нет» для решения вопроса о температуре ранней Вселенной. Ответ «да – излучение существует», полученный в наблюдениях (см. выше), полностью решает вопрос: ранняя Вселенная была горячей.

При высокой температуре вещества в ранней Вселенной космическое вещество было ионизовано и среда представляла собой плазму. Излучение эффективно взаимодействовало с плазмой и было с ней в термодинамическом равновесии. Но среда охлаждалась из-за космологического расширения, и как только температура упала ниже значения примерно 3000 °К, произошла рекомбинация плазмы: электроны соединились с ионами и плазма превратилась в газ нейтральных атомов. Это произошло при возрасте мира 330 тыс. лет. Тогда фотоны космического излучения перестали взаимодействовать с веществом и распространялись с тех пор свободно. Они сохранили и донесли до нас картину «стенки последнего рассеяния», как об этом говорят радиоастрономы.

Какова же эта картина? Результат наблюдений состоит в том, что реликтовые фотоны приходят к нам изотропно, равномерно из всех направлений в пространстве. Поэтому даваемая ими картина проста и однообразна: это сплошной фон, на котором почти ничего не нарисовано. Казалось бы, картина бедновата информацией. Однако из самого этого факта немедленно вытекает вывод большой важности: вещество ранней Вселенной действительно было распределено однородно (или почти строго однородно – с точностью до тысячных долей процента) в эпоху последнего рассеяния фотонов. Согласно ОТО, пространство, однородно заполненное веществом, и само должно быть однородным. Таким путём мы узнаём о пространственной геометрии ранней Вселенной. Изотропия реликтового фона усиливает это заключение: пространство должно быть не только однородным, но и изотропным – все направления в нём равноправны. Такое пространство обладает максимальной симметрией: оно выглядит одним и тем же при любых сдвигах и поворотах системы отсчёта.

Таким образом, с помощью реликтового излучения строго фиксируется физическое состояние мира и его геометрические симметрии в раннюю эпоху, когда в нём ещё не успели образоваться галактики. И это далеко не всё из того, что способно сообщить нам реликтовое излучение.

2.4. Пространство Большого Взрыва.

Наблюдения реликтового фона позволили в самые последние годы приблизиться к решению одного из фундаментальных вопросов космологии – вопроса о геометрии трёхмерного изотропного пространства, в котором происходит разбегание галактик. Со времён Эйнштейна и Фридмана известно, что изотропное пространство может быть в принципе как эвклидовым (плоским), так и искривлённым, подобным поверхности сферы или гиперболоида (пространство Лобачевского). Какой из этих трёх типов геометрии реализуется в природе?

	Карта анизотропии реликтового излучения по данным спутника WMAP. Первоисточник: сайт www.nasa.gov

Детальное изучение тонкой структуры реликтового излучения, начатое космическими аппаратами «Реликт» и COBE, а затем успешно продолженное в последние годы американским аппаратом WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), позволило установить, что на равномерном реликтовом фоне имеется в действительности опредёленный «пятнистый» рисунок: это слабые – на уровне тысячных долей процента – отклонения от идеальной однородности фона. Как мы уже упомянули выше, эти отклонения представляют собой «отпечаток» слабых неоднородностей – сжатий и разрежений космической среды, которые позднее дали начало галактикам и их системам. В сжатиях температура излучения слегка выше средней – это даёт яркие (относительно среднего фона) пятна, а в разрежениях – слегка ниже, и здесь возникают относительно тёмные пятна. При этом степень отклонения от фона различна от пятна к пятну и среди ярких, и среди тёмных пятен. В этой сложной картине запечатлены (закодированы, можно сказать) важнейшие физические характеристики как самих протогалактических неоднородностей, так и всей Вселенной. Задача исследователей состоит в том, чтобы извлечь и осмыслить богатую космологическую информацию, которую несёт нам реликтовое излучение. Для этой цели используются данные о всей совокупности пятен различной яркости и углового масштаба.

Особенно интересны самые яркие пятна на картине реликтового фона. Двум таким соседним пятнам соответствуют два протогалактических сгущения, которые в эпоху рекомбинации космической плазмы располагались на вполне определенном характерном расстоянии один от другого. Теория образования галактик, основанная на классической работе Е. М. Лифшица (опубликованной ещё в 1946 г.), говорит о том, что это характерное расстояние задаётся возрастом мира в эпоху рекомбинации; этот возраст хорошо известен – 330 тыс. лет (см. выше). Линейному расстоянию между двумя сгущениями соответствует определённый угол между направлениями в пространстве на два соответствующих ярких пятна. При этом соотношение между угловым и линейным расстояниями зависит от того, какова геометрия пространства: в сферическом пространстве интересующий нас угол составляет полтора градуса, в гиперболическом – половину градуса, в плоском – один градус.

Оказалось, что характерное угловое расстояние между соседними яркими пятнами равно одному градусу (с точностью до 2 %). Это означает, что пространство, в котором происходит космологическое расширение, является плоским. Или, во всяком случае, практически плоским, очень близким к плоскому. Выходит, что природа предпочла самый простой вариант пространственной геометрии мира. Так стала известна геометрия пространства, о чём космологи мечтали почти сто лет.

2.5. Первичный термоядерный реактор.

	Г. А. Гамов (1904 - 1968)

От геометрии мира вернёмся снова к его истории. Стандартная ядерная физика и термодинамика позволяют изучить физические условия в космической среде в те ранние эпохи, когда в ней не было не то что галактик или звёзд, но даже сложные атомные ядра не могли существовать. Таково состояние мира в первые секунды (!) космологической эволюции. Ядерную физику привнёс в космологию Гамов в 1940 – 1950-е гг., успевший до этого стать классиком ядерной физики (в 1929 г. он создал теорию альфа-распада атомных ядер).

В Гамовской теории горячей Вселенной температура космической среды могла достигать столь высоких значений (многие миллиарды градусов), что тепловая энергия частиц была больше энергии связи нуклонов в атомных ядрах. При таких условиях космическая плазма представляла собой смесь протонов, нейтронов и электронов. Но по мере охлаждения плазмы из-за космологического расширения температура падала, и при значении около нескольких миллиардов градусов в космической среде начались термоядерные реакции (как в водородной бомбе), в ходе которых происходило образование ядер гелия-4, содержащих каждое по два протона и два нейтрона. Точный расчёт, проделанный после Гамова Я. Б. Зельдовичем, Р. Вагонером и другими физиками, показал, что за первые три минуты в таком космическом термоядерном реакторе образуется примерно 25 % гелия (по массе). Эта доля гелия должна сохраниться и до нынешней эпохи. На временах, превышающих три минуты, ядерный синтез прекращается: из-за быстрого космологического расширения температура вещества падает до таких значений, при которых термоядерные реакции синтеза гелия уже не идут.

И снова прямой тест: сколько реликтового гелия в современной космической среде? Данные наблюдений говорят: примерно 25 % по массе. Налицо полное согласие теории первичного термоядерного синтеза и реальной распространенности гелия во Вселенной. Эта теория хорошо объясняет также и космическую распространенность реликтовых ядер гелия-3, дейтерия и лития-7.

Этот важнейший результат расширяет наши знания об истории Вселенной вплоть до тех очень давних времён, когда все расстояния в мире были в миллиард раз меньше нынешних, а возраст мира составлял всего несколько минут. Начиная с эпохи первичных термоядерных реакций, космологическая эволюция надёжно прослеживается и строго документируется наблюдательными данными.

2.6. Два новых факта.

Среди других свидетельств космической эволюции стоит сказать о совсем свежих фактах, которые живо обсуждаются в последнее время. В ходе космологического расширения падает плотность всех невакуумных энергий. В частности, уменьшается число реликтовых фотонов в единице объёма. Это, очевидно, означает, что в прошлом число фотонов на единицу объёма было больше, чем сейчас. Оказывается, этот вывод можно непосредственно проверить в наблюдениях. Действительно, Д. А. Варшалович (Петербургский Физико-технический институт им. А. Ф. Иоффе) обратил внимание на одну особенность в спектрах некоторых простых молекул, наблюдаемых в космической среде на далёких расстояниях, где все расстояния в расширяющемся мире были примерно в три раза меньше нынешних. Оказывается, что населённость возбужденных уровней у этих молекул заметно выше, чем у тех же молекул на близких расстояниях. Но эти возбужденные низкоэнергетические состояния возникают под действием фотонов реликтового излучения. И тот факт, что населённость указанных уровней в прошлом была высока, прямо говорит нам, что реликтовых фотонов тогда было гораздо больше (на единицу объёма), чем сейчас.

Другой любопытный факт обнаружен в наблюдениях мощных вспышек космического гамма-излучения. Физическая природа этого явления сама по себе пока не очень понятна, но уверенно установлено, что эти вспышки происходят чаще всего на очень больших расстояниях, соответствующих красным смещениям, которые иногда заметно превосходят единицу. Недавно было выяснено, что регистрируемая длительность космических гамма-вспышек зависит от величины красного смещения (т. е. расстояния до них). От самых далеких из них, обнаруживающих красное смещение около 6, излучение шло так долго, что все расстояния в мире выросли за это время примерно в 7 раз. Оказалось, что и регистрируемая длительность этих вспышек тоже в несколько раз больше (в среднем), чем у подобных же событий, наблюдаемых на сравнительно близких расстояниях. По существу это тот же самый эффект красного смещения. Последний, как мы знаем, проявляется в том, что период электромагнитных колебаний в принимаемом свете больше, чем период тех же колебаний в момент испускания. Но в расширяющемся мире растут не только периоды колебаний, в нём увеличиваются – и притом по тому же закону – любые промежутки времени. Так что наблюдаемое увеличение длительности гамма-вспышек с увеличением красного смещения – ещё одно прямое указание на расширение мира.

Подобный эффект ранее был замечен и в наблюдениях вспышек сверхновых звёзд. На малых расстояниях длительность вспышки измеряется, например, четырьмя неделями, а при красном смещении, равном единице, наблюдаемая длительность вспышек звёзд того же типа (Ia) составляет, как оказывается, восемь недель. Для сверхновых этот эффект проявляется ещё чётче, чем для вспышек гамма-излучения.

3. «Тёмный сектор» космологии.

Изучение «тёмного сектора» космологии, на который приходится больше 95 % всей энергии/массы в современном мире (см. выше), выходит в наши дни на передний план космологических исследований, становится центральной задачей науки о Вселенной, да и всей фундаментальной физики. Речь идёт прежде всего о наблюдательных, эмпирических исследованиях тёмной материи и тёмной энергии. Прямые указания как на само существование этих необычных видов космической энергии, так и на их важнейшие физические свойства, следуют из внушительного ряда независимых наблюдательных фактов различного характера.

Начнём с тёмной материи. Её изучение продолжается уже более 70 лет, и к настоящему времени надёжные сведения о ней вытекают из следующих ниже данных.

3.1. Кинематика галактик в больших скоплениях.

Начатые ещё Цвикки (см. выше), измерения скоростей движения галактик ведутся сейчас в большом числе скоплений галактик, и эти измерения неизменно указывают на то, что скорости галактик столь же велики (около тысячи километров в секунду), как и в том скоплении, которое в 1930-е гг. изучал Цвикки. Тем самым на новом обширном наблюдательном материале подтверждается первоначальный принципиальный вывод о наличии в мире тёмной материи.

3.2. Рентгеновский газ в скоплениях.

Большие скопления галактик наблюдают в рентгеновских лучах с помощью орбитальных астрономических обсерваторий. Эти наблюдения позволили открыть горячий ионизованный газ в объёме скоплений; этот газ и служит источником рентгеновского излучения. Температура газа близка к ста миллионам градусов, и этой температуре отвечают средние скорости протонов – частиц плазмы, которые практически совпадают со скоростями галактик в этих скоплениях (тысячи километров в секунду). Тем самым рентгеновские наблюдения дают независимый довод в пользу тёмной материи в скоплениях: горячий газ скоплений не разлетается в окружающее пространство, потому что он погружён в глубокую потенциальную яму, создаваемую в основном мощным тяготением тёмной материи.

3.3. Эффект Сюняева-Зельдовича.

Горячий газ скоплений как индикатор тёмной материи проявляет себя в наблюдениях реликтового фонового излучения. Рассеиваясь на горячих электронах межгалактического газа скоплений, холодные фотоны реликтового излучения приобретают дополнительную энергию. В результате при наблюдениях на определённой частоте в длинноволновой (рэлей-джинсовской) части спектра обнаруживается «тёмное пятно» в реликтовом фоне в направлении на скопление. Этот эффект уверенно регистрируется в многочисленных современных наблюдениях. Он независимо свидетельствует о реальном наличии горячего газа в скоплениях галактик, что в свою очередь ведёт к выводу о наличии тёмной материи в скоплениях.

3.4. Эффект гравитационной линзы.

Скопления галактик создают эйнштейновский эффект отклонения луча света полем тяготения. Источником света служат в этом случае далекие галактики и квазары. Изображения галактик искажаются при прохождении их света в гравитационном поле скопления, служащего своеобразной гравитационной линзой. Различают сильное и слабое линзирование. При сильном линзировании искажение столь значительно, что появляется несколько изображений источника. Это происходит в том случае, когда угловое расстояние между направлением на линзу и направлением на источник относительно невелико. При сравнительно больших угловых расстояниях искажение не так значительно (слабое линзирование) и оно сводится к изменению видимой формы источника, но уже без дробления его изображения. В обоих случаях этот эффект даёт указание на массу скопления, служащего гравитационной линзой. Изучая такие искажения для сотен тысяч и миллионов далёких галактик, можно получить сведения о величине и распределении массы в скоплениях-линзах. Наблюдения такого рода неизменно показывают, что скопления содержат большие массы тёмной материи, которые в несколько раз превышают массу содержащегося в них обычного вещества.

3.5. Местная группа.

Наша Галактика вместе с Туманностью Андромеды и несколькими десятками других (мелких) галактик образует систему, называемую Местной группой. Две основные галактики группы сближаются одна с другой, причём расстояние между ними и относительная скорость сближения могут иметь наблюдаемые значения только в том случае, если в объёме группы имеется тёмная материя, масса которой значительно (примерно в 5 – 10 раз) больше суммарной массы звёзд всех её галактик.

3.6. Спутники Галактики.

Наша Галактика окружена роем галактик-карликов, являющихся её спутниками. Наблюдаемая кинематика этих спутников позволяет оценить полную массу, которая удерживает галактики-карлики на их орбитах. Эта масса значительно (примерно в 5 – 10 раз) больше суммарной массы звёзд Галактики и её спутников. Дополнительная невидимая масса – тёмная материя Галактики – образует протяжённое невидимое гало (о нём выше уже упоминалось), внутри которого и движутся галактики-спутники. Радиус гало в 5 – 10 раз больше радиуса звёздного диска Галактики.

3.7. Туманность Андромеды.

Тот же эффект наблюдается и в кинематике карликовых галактик-спутников Туманности Андромеды. Это означает, что тёмная материя Местной группы сосредоточена главным образом в индивидуальных тёмных гало двух её гигантских галактик. Как и уже упомянутые факты, это обстоятельство доказывает, что тёмная материя – это среда, которая способна скучиваться под действием тяготения, в отличие от тёмной энергии, которая, скорее всего, однородно распределена в пространстве (см. ниже).

3.8. Тройные системы галактик.

Наблюдаемая кинематика десятков тройных систем, образуемых крупными галактиками, подобными нашей Галактике, указывает на то, что в этих системах имеется тёмная материя, содержащаяся в основном в индивидуальных гало галактик. И в этом случае масса тёмной материи также заметно (в 3 – 10 раз) больше суммарной массы светящегося вещества самих галактик.

3.9. Вращение спиральных галактик.

	Рассчитанные и наблюдаемые скорости вращения звёзд в зависимости от расстояния до центра галактики

Зависимость скорости вращения спиральных галактик от расстояния до центра галактики (кривая вращения) известна к настоящему времени для многих десятков изолированных галактик. Она прослеживается как внутри самой звёздной системы, так и вне её (по движению облаков нейтрального водорода) вплоть до расстояний, превышающих в 3 – 10 раз радиус звёздной системы. В области вне видимого диска галактики – там, где доминирует тёмная материя галактического гало, – кривая вращения становится, как правило, плоской, так что скорость вращения практически не зависит от расстояния. Во всех случаях ход этой «плоской» зависимости определённо указывает на присутствие тёмной материи и внутри звёздной системы, и вне её, причём масса тёмной материи в гало галактики в 3 – 10 раз превышает массу звёздной системы.

Заметим, что в прошлом предпринимались попытки объяснить быстрые движения галактик в скоплениях и «плоские» кривые вращения галактик без привлечения тёмной материи – путём модификации закона тяготения Ньютона на больших расстояниях. Однако от этой идеи пришлось всё же отказаться ввиду того, что в этом случае для каждого индивидуального скопления и каждой индивидуальной галактики необходимо было вводить свою специальную модификацию тяготения.

3.10. Космогонический процесс.

Тёмная материя сыграла ключевую роль в процессе формирования галактик и их систем. На это определённо указывают теоретические исследования и детальное компьютерное моделирование возникновения и эволюции крупномасштабной космической структуры. Без тёмной материи мир оказался бы совсем иным, совершенно не похожим на реальный. В нём не было бы, например, скоплений галактик с горячим рентгеновским газом.

Исключительно важно, что все перечисленные независимые результаты находятся в полном количественном согласии друг с другом. Это выглядит так, как если бы десять различных линий пересеклись в одной точке! Вот какова прочность эмпирической базы современной космологии.

Перейдём теперь к тёмной энергии. Указания на её существование вытекают из следующих ниже независимых данных.

3.11. Ускорение космологического расширения.

Этот феномен (уже упомянутый выше) космологического масштаба был открыт по данным о нескольких десятках самых далёких сверхновых звёзд. В настоящее время наблюдатели располагают материалом уже о двух сотнях этих звёзд, и новые данные полностью подтверждают первоначальный результат. По этим наблюдениям удаётся количественно оценить плотность тёмной энергии как физического агента, создающего космическое антитяготение и вызывающего ускоренное расширение. Таким путём находят, что плотность тёмной энергии в наблюдаемой Вселенной в 3 – 4 раза больше средней плотности тёмной материи (см. выше). Неудивительно поэтому, что антитяготение, создаваемое тёмной энергией, сильнее в нынешнюю эпоху тяготения, создаваемого тёмной материей (вместе с барионами и излучением).

3.12. Критическая плотность.

Точные измерения слабой анизотропии реликтового фона, детальное изучение его пятнистой структуры позволили установить, что трёхмерное пространство Большого Взрыва является или строго плоским, или практически плоским (см. выше). Из этого обстоятельства вытекает один важный вывод. Согласно фридмановской теории, геометрия пространства однозначно связана с соотношением между полной плотностью мира и так называемой критической плотностью, которая определяется темпом расширения мира и выражается через постоянную Хаббла (коэффициент пропорциональности между скоростью и расстоянием в законе Хаббла – см. выше). При этом в случае плоского пространства плотность мира равна критической плотности. Но раз так, то по измеренному значению постоянной Хаббла можно оценить современную полную плотность мира, т. е. суммарную космическую плотность всех видов энергии во Вселенной. В среднем по большим объёмам Вселенной она составляет приблизительно один эрг на сто кубических метров. Эту величину можно представить себе более наглядно, если, например, измерять энергию в единицах энергии покоя протона; тогда указанная плотность эквивалентна присутствию пяти протонов в каждом кубическом метре пространства.

Так как плотности тёмной материи, барионов и излучения известны из других независимых данных, отсюда следует возможность оценить плотность тёмной энергии как разности между полной плотностью и суммарной плотностью других видов космической энергии. Конечно, это косвенный метод оценки. Но результат важен как способ проверки прямой оценки, сделанной по наблюдениям сверхновых звёзд. Оказывается, что обе оценки плотности тёмной энергии практически совпадают.

3.13. Возраст мира.

Задолго до открытия тёмной энергии космологов тревожила одна трудная проблема: в космологических моделях, которые в 1960 – 1980-е гг. считались стандартными, время, протекшее от начала космологического расширения, оказывалось досадно малым – меньше возраста самых старых звёзд Галактики. Конечно, этого не должно быть, и уже тогда И. С. Шкловский, Н. С. Кардашёв, Я. Б. Зельдович высказывали предположение, что делу могло бы помочь всемирное отталкивание, описываемое эйнштейновской космологической постоянной: в моделях с отличной от нуля космологической постоянной возраст мира получался большим и вполне приемлемым (см., например, [7]). Так что сам по себе возраст самых старых объектов мира служит прямым указанием на существование антитяготения и тёмной энергии.

3.14. Местный хаббловский поток.

Наблюдения движений галактик до расстояний 5 – 7 Мпк показали, что в этом сравнительно малом масштабе происходит регулярное разбегание галактик по закону Хаббла, причём постоянная Хаббла близка к значению 60 – 75 км/с/Мпк, которое известно по наблюдениям в гораздо больших масштабах. Этот местный хаббловский поток расширения может существовать и иметь наблюдаемые физические характеристики (постоянная Хаббла и дисперсия скоростей) только в том случае, если его динамика определяется как тяготением Местной группы, так и антитяготением тёмной энергии, равномерно распределённой во всём пространстве. Отсюда возникает возможность дать оценку плотности тёмной энергии в нашем ближайшем галактикческом окружении: эта «локальная» плотность близка, как оказывается, к «глобальной» плотности (известной по наблюдениям сверхновых и реликтового излучения), а возможно, и точно совпадает с нею. При этом антитяготение оказывается сильнее тяготения уже на расстояниях, превышающих примерно 1 – 1,5 Мпк от нас. Местная группа галактик имеет радиус, не превосходящий 1 Мпк, и потому в ней преобладает тяготение, которое делает группу гравитационно связанной. А поток разбегания галактик начинается как раз на расстояниях, немного превышающих 1 Мпк, так что им управляет главным образом антитяготение тёмной энергии [5, 6].

3.15. Формирование крупномасштабных структур.

Уже упомянутое выше компьютерное моделирование процессов формирования крупномасштабной космической структуры даёт наилучшие результаты, если в нём учитывается не только тёмная материя, но и тёмная энергия, причём предполагаемая плотность однородной тёмной энергии должна иметь как раз её наблюдаемое значение. Кроме того, реальные структуры – галактики, их группы и скопления должны иметь размеры, не превосходящие в каждом случае некоторое предельное значение, определяемое массой объекта и плотностью тёмной энергии: только тогда они вообще могут существовать как гравитационно связанные системы. И этот вывод тоже подтверждается наблюдательными данными.

Как мы видим, в случае тёмной энергии имеет место «пересечение» в одной точке по крайней мере пяти различных и не зависящих одна от другой линий аргументации.

Подчеркнём ещё раз: создание современного наблюдательного фундамента космологии стало возможным благодаря использованию совершенной астрономической техники, позволяющей вести наблюдения во всём диапазоне электромагнитных волн – от радиоволн до гамма-излучения. Для целей космологии используются наземные, баллонные и орбитальные инструменты, оснащённые лучшими светоприемниками и другой первоклассной электронной аппаратурой. Космологические исследования велись и ведутся на крупнейших инструментах – это телескоп БТА с зеркалом диаметром 6 м в САО РАН (ещё недавно самый большой в мире), четыре телескопа с зеркалами по 8 м (VLT – Very Large Telescopes) в Европейской Южной обсерватории, 2 телескопа KECK (10 м) на Гавайях, Хаббловский космический телескоп, радиотелескоп РАТАН-600, а также космические лаборатории IRAS (инфракрасное излучение), ROSAT, Chandra, Интеграл, XMM-Newton (рентгеновские лучи), COBE, Реликт, WMAP (микроволновое радиоизлучение). В стадии подготовки – новые масштабные проекты, такие как Радиоастрон и Миллиметрон, Спектр-Ультрафиолет, Спектр-Рентген-Гамма, Planck, SNAP, JEDM; последние два проекта специально нацелены на изучение тёмной энергии по регистрации сверхновых звёзд на больших расстояниях. О проекте создания 42-метрового телескопа мы уже упоминали.

4. Проблемы, идеи, гипотезы.

Космологические исследования используют всё богатство современной физики, причём общие физические законы, надёжно установленные и проверенные в лабораторном эксперименте, применимы к изучению эволюции Вселенной, начиная по крайней мере с эпохи термоядерных реакций, с первых секунд существования мира. Комбинация большого числа наблюдений с надёжной физической теорией позволила к настоящему времени сделать обоснованные выводы о ряде ключевых физических свойств наблюдаемой Вселенной. Выше мы рассказали о главных из них, а теперь обратимся к текущим проблемам, идеям и гипотезам в космологии (более подробное изложение читатель может найти в нашей книге [5]).

4.1. Очень ранняя Вселенная.

Естественно спросить: а что происходило во Вселенной до эпохи термоядерных реакций? С определенной степенью уверенности можно утверждать, что космологическое расширение имело место и в более ранние времена, когда возраст мира был и много меньше одной секунды. Но суждения о самых ранних стадиях космологического расширения становятся тем менее надёжными, чем глубже в прошлое они обращены. Наблюдения тут уже невозможны; более того, стремясь мысленно приблизиться к самому началу мира, когда речь идёт уже о немыслимо высоких плотностях и температурах, мы выходим за рамки применимости общих законов физики – они установлены при других, гораздо более скромных значениях физических параметров. Чтобы хоть что-то сказать о тех временах, приходится по необходимости прибегать к далёкой экстраполяции стандартных законов в область, где для их применимости не существует, вообще говоря, никаких объективных оснований. И тем не менее широкое распространение в последние 20 – 25 лет получили теории очень ранней Вселенной, которые оперируют колоссальными плотностями, исключительно малыми промежутками времени и пространственными интервалами – очень далеко за пределами применимости стандартной физики.

Такова, например, теория инфляции, у которой имеется много сторонников. В её основе лежит смелая гипотеза о причине космологического расширения, выдвинутая сорок лет назад Э. Б. Глинером, работавшим тогда в Петербургском (Ленинградском) Физтехе. Согласно его идее, исходный разгон вещества создало антитяготение первичного космического вакуума. При этом предполагается, что и само космическое вещество могло рождаться из гипотетического первичного вакуума. Многочисленные попытки развивать эту идею привели к сотням различных теоретических моделей, нередко весьма изобретательных.

Самый интересный результат в этой области – теория происхождения сгущений и разрежений в космическом веществе, – тех самых отклонений от однородности, которые дали начало галактикам и их скоплениям и оставили отпечатки в реликтовом фоне (см. выше). Эту теорию построили В. А. Муханов, Г. В. Чибисов (ФИАН), А. А. Старобинский (ИТФ РАН). Они показали, что такие неоднородности могли бы возникнуть благодаря квантовым флуктуациям первичного вакуума. На этом пути не удаётся до сих пор найти амплитуду неоднородностей, но их спектр (т. е. зависимость амплитуды от масштаба возмущений) получается правильным – он согласуется с наблюдениями реликтового фона.

4.2. Бариогенез.

Теория ранней Вселенной тесно связана с физикой элементарных частиц (эта тема подробно обсуждается в новой книге [8]). Один из ключевых вопросов на стыке космологии и микрофизики – барионная асимметрия Вселенной. Тела природы, от нашей планеты Земля (и всего, что на ней) и до самых далеких звёзд, сделаны из «обычных» частиц – протонов, нейтронов и электронов. Между тем, согласно одному из основных принципов микрофизики, в природе имеет место симметрия – равноправие – между частицами и античастицами. Где же те античастицы – антипротоны, антинейтроны, позитроны, – которые в силу этой симметрии должны присутствовать в мире в тех же количествах, что и обычные частицы? Физики хорошо знают античастицы: их получают на ускорителях и наблюдают в космических лучах. Но их число ничтожно по сравнению с числом частиц. Какова причина этого перекоса в природе?

Возможный ответ на этот вопрос был предложен А. Д. Сахаровым и В. А. Кузьминым в 1960 – 1970-е гг. Идея состоит в том, что симметрия между частицами и античастицами является в действительности не строгой, а слегка нарушенной. Было показано, что даже очень слабой асимметрии такого рода может быть достаточно, чтобы в экстремальных физических условиях, существовавших в ранней Вселенной, возникла сильная асимметрия, которая имеет место сейчас. Процесс, в результате которого это произошло, называют космологическим бариогенезом.

Одно из предсказаний этой теории – нестабильность протона, т. е. возможность его самопроизвольного распада на другие частицы. Проверка этого предсказания в физическом эксперименте ведётся в наши дни в ряде крупных лабораторий мира. Итог пока таков: распад протона не обнаружен. И если он и возможен, то с характерным временем не меньше, чем 10 в 32-й степени лет, что на множество порядков больше возраста Вселенной. Вопрос, таким образом, остаётся открытым. Как бы то ни было, очень большое время жизни протона – это большая удача для нас самих, состоящих из протонов, электронов и нейтронов…

4.3. Тёмные частицы.

Четверть века назад Я. Б. Зельдович активно развивал представление о том, что тёмная материя могла бы состоять из нейтрино. Космологические нейтрино (и антинейтрино) определённо имеются во Вселенной; они – как и фоновое излучение – представляют собой остаток, реликт горячего состояния Вселенной. Они вышли из равновесия с веществом, когда возраст мира был меньше одной секунды, и с тех пор присутствуют во Вселенной, взаимодействуя с остальными видами энергии практически только гравитационно. Их должно быть около 300, в среднем, в каждом кубическом сантиметре пространства. В начале 1980-х гг. казалось, что лабораторный физический эксперимент позволяет этим частицам иметь массы, подходящие для того, чтобы реликтовые нейтрино могли играть роль тёмной материи. Сейчас, однако, стало ясно, что массы нейтрино должны быть значительно меньше, так что на них можно списать в лучшем случае примерно 10 % тёмной материи, не больше. Каковы же тогда основные носители тёмной материи?

Одна из современных гипотез, выросшая из идеи Зельдовича, заключается в том, что тёмная материя состоит в основном хоть и не из нейтрино, но из частиц, в некотором смысле очень похожих на нейтрино: они стабильны, не имеют электрического заряда и участвуют только в гравитационном и электрослабом взаимодействиях. Однако такие частицы сильно отличаются от нейтрино по массе: они должны быть очень тяжёлыми – примерно в тысячу раз тяжелее протона, так что энергия покоя такой частицы составляет примерно 1 эрг. Такие частицы до сих пор не были известны ни в теории, ни в физическом эксперименте. Если они действительно существуют, то как показывает теория, они вполне могли бы присутствовать во Вселенной в нужном количестве. Таким путём космология приходит к интересному теоретическому предсказанию: в природе должны существовать массивные стабильные слабо взаимодействующие элементарные частицы, на долю которых приходится примерно 20 % всей массы и энергии Вселенной, что в 4 – 5 раз больше, чем вклад барионов (протонов и нейтронов).

Прямой поиск таких частиц ведётся в настоящее время в ряде крупных лабораторий мира. Не исключено также, что тёмные частицы могли бы проявить себя и в экспериментах на вступающем в скором времени в строй самом мощном ускорителе – Большом Адронном Коллайдере (LHC) в Европейском центре ядерных исследований (Швейцария). На нём частицы будут разгоняться до энергий, заметно превышающих энергию покоя тёмных частиц. И если природа склонна отдавать тёмным частицам заметно больше (в 4 – 5 раз) энергии, чем барионам, то почему бы таким частицам не рождаться в массовом порядке на LHC?

4.4. Космологическая постоянная.

	Альберт Эйнштейн (1879 - 1955)

В настоящее время обсуждается несколько различных вариантов теоретической интерпретации тёмной энергии. Самая простая (но и весьма далеко идущая) из них исходит из предположения, что тёмная энергия задается всего одной и притом постоянной во времени физической характеристикой, называемой космологической постоянной Эйнштейна. Эта величина была введена в общую теорию относительности Эйнштейном в 1917 г. в той его космологической работе, о которой мы уже упоминали выше. Новая константа физики была нужна для того, чтобы обеспечить неизменное во времени состояние мира в целом, – условие, которое казалось тогда Эйнштейну обязательным. Космологическая постоянная, обозначаемая греческой буквой Λ, служила для описания всеобщего отталкивания, которое способно сбалансировать всемирное тяготение. После работ Фридмана и открытий Слайфера и Хаббла идея статической, неизменной во времени Вселенной была оставлена. Но тогда, как говорил Эйнштейн, можно забыть и о космологической постоянной – по крайней мере до тех пор, пока в её пользу не появятся объективные эмпирические основания. Эти основания и возникли с открытием космологического ускорения в 1998 – 1999 гг. Космологическая модель с положительной величиной Λ очень хорошо описывает наблюдаемый феномен космологического ускорения и безупречно согласуется со всем комплексом современных наблюдательных данных. Это стандартная космологическая модель сегодняшнего дня.

4.5. Тёмная энергия как вакуум.

Согласно предложению Э. Б. Глинера, высказанному ещё в 1965 г., космологическую постоянную можно рассматривать как физическую характеристику особого рода сплошной среды, идеально равномерно заполняющей всё пространство Вселенной. Плотность этой среды не только однородна, но и не зависит от времени, будучи просто равной (с точностью до постоянного коэффициента) величине Λ. Этими свойствами такая среда обладает во всех системах отсчёта. Если считать, что тёмная энергия действительно описывается космологической постоянной, то её и нужно тогда представлять себе макроскопически как среду с всюду и всегда постоянной плотностью. Из этого представления вытекают особые феноменологические свойства тёмной энергии. Так, оказывается, что у тёмной энергии имеется давление, причём оно отрицательно по знаку, а по абсолютной величине равно плотности энергии (напомним, что плотность энергии и давление имеют одну и ту же размерность).

Отрицательное давление вообще-то встречается в природе и технике; но такой связи между давлением и плотностью нет ни у одной другой среды в мире. Как следует из теории, тёмная энергия с такой плотностью и давлением не может – в отличие от любых других сред – служить в качестве системы отсчета, ибо движение и покой относительно неё неразличимы. Тем же свойстом обладает абсолютная пустота – пространство, полностью свободное от любых форм энергии. Такая неразличимость движения и покоя является главным механическим свойством вакуума. Раз им обладает тёмная энергия, описываемая космологической постоянной, то, значит, эта среда тоже является вакуумом. Будем называть этот особый вакуум вакуумом Эйнштейна-Глинера (ЭГ-вакуум), чтобы отличать его от вакуумов другой природы, рассматриваемых, например, в квантовой механике.

Существуют также теоретические модели тёмной энергии, отличные от модели вакуума. Если отношение давления к плотности отлично от минус единицы, то это уже не вакуум. Если это отношение больше минус единицы, то такого рода тёмную энергию называют квинтэссенцией. Если отношение меньше минус единицы, то в этом случае говорят о фантомной энергии. Свойства этих гипотетических форм тёмной энергии интересны и (особенно фантомной энергии) удивительны. Однако наблюдения всё более и более определенно свидетельствуют в пользу вакуума как самой вероятной формы тёмной энергии.

4.6. Прошлое и будущее.

Стандартная космологическая модель, в которой тёмная энергия представлена космологической постоянной, даёт представление об энергетическом составе Вселенной (см. выше) в различные эпохи в прошлом и будущем. В этой модели плотность тёмной энергии остаётся всегда одной и той же. Что же касается тёмной материи, барионов и излучения, то их плотности убывают из-за общего расширения мира. Глядя назад по времени, мы можем узнать, что, например, в эпоху первичных термоядерных реакций доля тёмной энергии в общем энергетическом балансе мира была пренебрежимо мала, а доля излучения приближалась тогда к 100 %. Соответственно в ту эпоху роль антитяготения в динамике Вселенной была пренебрежимо малой и её расширение управлялось почти исключительно тяготением, создаваемым излучением. Излучение преобладало по энергии приблизительно до эпохи рекомбинации (до возраста мира около 330 тыс. лет), а после этого главный вклад в энергию мира вносили тёмная материя и барионы. Их тяготение сравнялось по силе с анитяготением примерно 7 млрд лет назад (см. выше), и с тех пор космологическое расширение происходит с ускорением. В будущем Вселенной ускоряющееся расширение уже никогда не будет замедляться, так что Вселенную ожидает неограниченно долгое расширение, в ходе которого тёмная энергия ЭГ-вакуума станет безраздельно господствовать в мире. Последнее заключение – прогноз на миллиарды лет вперёд – является, конечно, экстраполяцией, прямую эмпирическую проверку которой способны будут осуществить лишь наблюдатели далёкого будущего.

Хотя вклад каждой энергии в полную плотность мира изменяется из-за космологического расширения, существуют четыре постоянные, не зависящие от времени величины, которые представляют четыре соответствующие энергии в стандартной космологической модели – они называются фридмановскими интегралами. Удивительным образом эти величины оказываются близкими друг к другу по порядку величины. Фридмановские интегралы имеют размерность длины и их значения заключены в пределах от 0,03 до 3 млрд световых лет. Столь близкое (по порядку величины) совпадение этих величин не вытекает априори ни из каких законов физики или уравнений теории; в принципе эти величины могли бы различаться на неограниченное число порядков. Их близость (в пределах двух порядков величины) выявляется лишь при эмпирическом анализе данных наблюдений. Вряд ли этот факт можно считать простой арифметической случайностью. Скорее всего в нём нужно видеть указание на существование глубинной связи между вакуумом и невакуумными формами космической энергии; эта связь имеет характер определённой внутренней (негеометрической) симметрии, объединяющей четыре космические энергии [5, 6].

4.7. Эйнштейновское антитяготение.

Почему же тёмная энергия с её положительной плотностью служит источником антитяготения? Дело в том, что, согласно общей теории относительности, тяготение создаётся не только плотностью среды, но и её давлением. Эффективной гравитирующей плотностью служит сумма: плотность среды плюс утроенное давление (см., например, [5, 6]). Так как давление ЭГ-вакуума есть минус плотность энергии, его эффективная плотность оказывается отрицательной и равной минус двум плотностям. Этот последний «минус» и даёт всеобщее отталкивание во Вселенной.

Если сила ньютонова взаимного тяготения тел друг к другу создаётся их собственными массами, то сила антитяготения, действующая на тела, создаётся не самими этими телами, а тёмной энергией, в которую все они – от элементарных частиц до самых больших скоплений галактики – погружены. У Ньютона сила притяжения убывает с расстоянием как его обратный квадрат; а у Эйнштейна сила антитяготения возрастает прямо пропорционально расстоянию. Чтобы дать представление о соотношении этих сил, скажем, что два электрически нейтральных атома водорода, погруженные в ЭГ-вакуум (в отсутствие вокруг любых других тел) на расстоянии примерно в полметра друг от друга, испытывают силу антигравитационного отталкивания, которая равна по величине силе их взаимного гравитационного притяжения. На больших расстояниях антитяготение сильнее тяготения.

4.8. Квантовый вакуум?

Но каковы не макроскопические, а микроскопические свойства тёмной энергии? Из чего она состоит? В конце 1960-х гг., задолго до открытия тёмной энергии, Я. Б. Зельдович [9] обсуждал возможную связь между космологической постоянной и квантовым вакуумом элементарных частиц и физических полей. Этот физический вакуум – тоже не абсолютная пустота, он имеет свою отличную от нуля энергию. Её носителями служат так называемые нулевые колебания квантовых полей, всегда существующие в пространстве даже и в отсутствие в нём каких-либо частиц. Если этот квантовый вакуум рассматривать макроскопически как некую среду, то ему следует приписать не только плотность энергии, но также и давление. При этом связь между его давлением и плотностью должна быть в точности той же самой, что и у ЭГ-вакуума – других вариантов здесь нет. Так не тождественны ли оба эти вакуума?

Было бы замечательно, если бы удалось доказать, что это действительно так: объединение кажущихся разными сущностей – плодотворнейший путь развития науки о природе, как это известно ещё со времен Максвелла, объединившего электричество и магнетизм. Но до сих пор тождественность космического и квантового вакуумов не удаётся ни доказать, ни опровергнуть. Неясно вообще, как можно было бы это сделать в современной стандартной фундаментальной теории. Более того, пока что не высказано никаких предложений насчёт того, как идею Зельдовича можно было бы проверить – доказать или опровергнуть – в физическом эксперименте или астрономическом наблюдении.

4.9. Электрослабый масштаб?

Но может быть, вопрос нужно ставить иначе? Некоторые предварительные соображения на этот счёт активно обсуждаются сейчас в теоретической физике. Например, Н. Аркани-Хамед и его коллеги [12] высказывают предположение о том, что плотность тёмной энергии может быть выражена (и притом весьма простым образом) через характерную величину энергии электрослабого взаимодействия. Последняя близка к 1 эргу, причём этому энергетическому масштабу нередко придаётся центральная роль во всей физике частиц и полей. Но вспомним, что как раз подобная энергия/масса приписывается гипотетическим частицам тёмной материи. Если так, то весь «тёмный сектор» космологии мог бы задаваться единым энергетическим масштабом… Нужно, однако, сказать, что до настоящего решения проблемы здесь всё ещё очень далеко. Микроскопическая структура тёмной энергии остаётся неподдающейся загадкой. Она всё яснее осознаётся сейчас как одна из наиболее острых проблем всей фундаментальной науки. Физика тёмной энергии затрагивает, возможно, самые глубинные явления, процессы и связи в природе.

4.10. Антропный принцип.

По мнению С. Вайнберга [10], проблема тёмной энергии состоит даже не столько в самом существовании этой формы энергии (вакуум, как он считает, несомненно должен присутствовать в мире), сколько в конкретном значении её плотности. Если это действительно космологическая постоянная, то почему она имеет именно то численное значение, которое даётся астрономическими наблюдениями? Он считает этот вопрос необычайно трудным и полагает, что в поисках ответа на него стоит, возможно, обратиться за подсказкой к популярному в последние годы направлению мысли, известному под названием «антропный принцип». (Прилагательного «антропный» в нашем языке до сих пор не существовало; было слово «антропологический» с тем же греческим корнем, но вместо него в этом случае используют более короткое слово, похожее на английское «antropic»; а «человечный» или «человеческий» тут явно не подходит.)

Что же утверждает антропный принцип? Одну из первых формулировок (не лишённую иронии) дал ещё в 1960-е годы, когда и самого названия антропного принципа ещё не существовало, знаменитый московский космолог из ГАИШ А. Л. Зельманов: наблюдаемая Вселенная такая, какая она есть, ибо другие вселенные развиваются без наблюдателя. Ироническое, если не сказать сильнее, отношение к антропному принципу сопровождало его с самого начала. Но даже и критики готовы согласиться, что в антропном принципе присутствует привлекательная здравая мысль. Основательные физические и астрономические аргументы в рамках этого подхода [11] были предложены в разные годы Б. Картером, И. Л. Розенталем, Р. Дикке, Дж. Барроу, другими физиками и космологами. Сторонники антропного принципа обращают, прежде всего, внимание на то, что наша Вселенная неплохо приспособлена для жизни. Действительно, она не слишком мала и не слишком велика для человека. Она несомненно находится в зрелом возрасте: в ней многие звёзды успели проэволюционировать и произвести достаточно углерода, составляющего атомарную основу живого. Но она всё ещё в цветущем возрасте, в ней светло и тепло, чего не будет уже через, скажем, 30 – 50 млрд лет, когда все наличные звёзды погаснут, а материал для образования новых светил будет исчерпан. Вселенная прошла ряд разнообразных этапов эволюции, начиная от состояния очень горячей плазмы. В ходе этой эволюции вещество остывало и в нём росли и развивались слабые отклонения от однородности, которые при возрасте мира в 1 – 3 млрд лет превратились в наблюдаемые космические тела и системы. В свою очередь это дало начало эволюции другого рода, которая породила со временем органическую жизнь, а затем и разум, способный изучать, среди прочего, и свою космическую предысторию.

Особое значение придаётся тому несомненному факту, что набор физических констант в нашем мире, а также и управляющие им основные законы природы определённо благоприятны для возникновения и развития жизни.

Специалисты различают слабый антропный принцип и сильный антропный принцип. Слабый принцип утверждает: если в мире много разнообразных вселенных, мы находимся там, где наша жизнь возможна. Сильный принцип звучит суровее: наша Вселенная должна быть создана такой, чтобы в ней с самого начала была предусмотрена возможность нашего естественного существования. Во втором случае допускается, что других вселенных в мире может и не быть, но тогда наша Вселенная, удобная для существования жизни, могла быть «сотворена», возможно, не с первой попытки.

Вейнберг предпочитает представление о том, что вселенных много (слабый антропный принцип), что они постоянно рождаются и умирают, а вся их совокупность образует Мультимир (Multiverse), в котором всё всегда изменяется, но который в целом находится в вечном квазистационарном состоянии. Множественность вселенных – одна из самых увлекательных идей последних лет, рождённая на грани физики и научной фантастики. Действительно, если вселенных много или даже бесконечно много, то почему бы среди них не быть и таких, которые похожи на нашу. В этом духе обсуждается и вопрос о природе физических констант в нашем мире: «наш» набор констант, включая сюда и космологическую постоянную, – всего лишь дело случая, он возник как одна счастливая комбинация из огромного множества всех возможных наборов случайных величин.

Но как всегда в физике, рано или поздно возникает критический вопрос: что нужно пронаблюдать или измерить в лаборатории, чтобы проверить антропный принцип в любом из его вариантов? Ответа нет и, скажем прямо, не предвидится. На этом основании многие полагают, что этот круг идей выпадает из рамок физики как науки экспериментальной. Вейнберг согласен: хорошо бы всегда придерживаться этих рамок; но та стандартная физика, которую мы сейчас знаем, никогда, похоже, не справится с проблемой тёмной энергии…

Заключение

Подведём итоги. За 90 лет своего существования, считая от первых наблюдений Слайфера и теоретической работы Эйнштейна, космология превратилась из области абстрактных и почти фантастических, как казалось, занятий на далёкой периферии тогдашней науки в одно из центральных направлений естествознания XXI в. Она обладает надёжным наблюдательным фундаментом, который складывается из базовых фактов о Вселенной. На нём строится и развивается теория, прочно связанная со всей современной физикой, включая общую теорию относительности, ядерную физику и физику элементарных частиц. Космология ставит новые важные вопросы, выдвигает содержательные идеи и гипотезы, делает смелые предсказания, которые находятся на переднем крае науки. Она даёт широкую, богатую и согласованную картину мира, которая становится сейчас неотъемлемой частью общей культуры человечества. А открытые и нерешённые проблемы в живой, сложной науке всегда есть, да и должны быть – это источник и резерв её дальнейшего развития.

Авторы благодарят Ю. Н. Ефремова и М. В. Сажина за полезные дискуссии.

Литература

* Это соотношение справедливо, только если можно пренебречь величиной Z ² по сравнению с Z, т. е. при сравнительно небольших расстояниях. При больших Z необходимо пользоваться формулами релятивистской космологии, согласно которым Z стремится к бесконечности, если скорость источника стремится к скорости света (см. например: «Маленькая энциклопедия. Физика космоса». Под. ред. Р. А. Сюняева. М., 1986. С. 93 и 99).

Все рисунки и фотографии добавлены при размещении на сайте «Разум или вера?»