© "Семь искусств"
  ноябрь 2020 года

323 просмотров всего, 12 просмотров сегодня

Все, кто сколько-нибудь интересуется космологией, знают, что на ранних этапах эволюции Вселенной вещество в ней было очень горячим и плотным, а темп расширения Вселенной — огромным. Пожалуй, менее известно, что данные наблюдательной космологии неопровержимо свидетельствуют о том, что эта стадия, которую называют стадией горячего Большого взрыва (ключевое слово здесь — «горячего»).

Борис Штерн, [Дебют]Валерий Рубаков

Борис Штерн          Валерий Рубаков

АСТРОФИЗИКА. ТРОИЦКИЙ ВАРИАНТ

(фрагмент новой книги*)

Астрофизик, доктор наук, ведущий научный сотрудник Института ядерных исследований РАН Борис Штерн и физик-теоретик, академик РАН Валерий Рубаков познакомят читателей с четырьмя темами: космологией, астрофизикой, частицами и экзопланетами.

Как признаются авторы, книга получилась «полемичной и злободневной»: в ней отразилось довольно бурное для мира науки время — открытие бозона Хиггса, становление «прецизионной космологии» (во многом благодаря микроволновым телескопам WMAP и «Планк»), регистрация гравитационных волн, прорыв в изучении экзопланет.

Астрофизика

Любой читатель найдет в «Астрофизике» что-то интересное лично для себя. Какой была Вселенная до Большого взрыва? Почему наш мир состоит только из вещества? Что можно рассмотреть у черной дыры? Что такое бозон Хиггса и зачем он нужен? Борис Штерн и Валерий Рубаков намеренно избегают математики, выходящей за рамки школьной программы, стараются обходиться без формул и пояснять термины, относящиеся к отдельным областям науки.

Предисловие

Перед вами сборник научно-популярных статей, опубликованных в «Троицком варианте — наука», двух из многочисленных авторов этого издания У сборников статей есть свои характерные недостатки: фрагментарность, отсутствие стройной системы, неполный охват темы мы попытались компенсировать эти недостатки, написав несколько дополнительных статей, закрывающих очевидные лакуны, и добавили ряд послесловий и комментариев. Конечно, этого недостаточно, чтобы из набора статей сделать обстоятельную книгу, но у подобного издания есть свои достоинства. Книга получилась полемичной и злободневной, и потому полной жизни, даже когда речь идет о злобе вчерашнего дня. В книге отразилось время, причем не в ретроспективе, а в его течении, время довольно бурное: открытие бозона Хиггса, становление «прецизионной космологии» (во многом благодаря микроволновым телескопам WMAP и «Планк»), регистрация гравитационных волн, прорыв в изучении экзопланет многие статьи написаны по горячим следам, некоторые через месяцы или годы пришлось дополнять новыми комментариями. В книге есть материалы про рухнувшие сенсации и горячие споры, про ярких людей и красивые заблуждения — в подобных вещах и оживает прошлое. Некоторые главы написаны совместно, некоторые — кем-то одним из нас, причем есть вопросы, в которых наши мнения не совпадают.

Статьи по тематике разбросаны весьма широко. В книге четыре раздела: космология (наука о Вселенной в целом), астрофизика, частицы и экзопланеты, которые тесно связаны между собой. Например, квазары и скопления галактик находятся так далеко, что наблюдая их, мы изучаем эволюцию Вселенной и динамику ее расширения. Частицы (в основном речь идет о нейтрино и бозоне Хиггса, поскольку именно они стали предметом главных открытий в физике частиц в последние десятилетия) напрямую участвуют в эволюции ранней Вселенной, а экзопланеты тесно связаны с вечным вопросом о месте человека во Вселенной.

Книгу можно читать как с начала, так и с конца или с произвольного места: большинство глав-статей самодостаточны, в противоположном случае даны ссылки на предшествующие статьи. Как заявлено в нашей первой же фразе, книга относится к научно-популярной литературе. Это не простой жанр: авторы всегда сталкиваются с проблемой целевой аудитории. Должен ли данную книгу понимать, например, студент кулинарного техникума? ответ — да, если таковой студент обладает живым пытливым интеллектом, интересом к космосу, не боится школьной физики и уже немного начитался популярной литературы. Чего должен опасаться автор? того, что кто-то откроет книгу и захлопнет ее со словами: «Какая дичь, ничего не понятно, авторы не уважают читателя!»? или того, что некто другой, пробежав глазами несколько страниц, воскликнет: «Что за чушь! сплошная вульгаризация, заигрывание и дешевка! они не уважают читателя, считая его необразованным и глуповатым!»? Нас больше беспокоит вторая реакция: обоих читателей удовлетворить невозможно, поэтому мы жертвуем частью аудитории во имя некой достоверности и честности там, где это возможно, мы стараемся сделать изложение максимально глубоким, считая, что именно глубина — это то, что может заразить читателя интересом к устройству мира, тем не менее, мы избегаем математики, выходящей за рамки школьной программы, как правило, обходимся без формул и стараемся пояснять термины, которые относятся к отдельным областям науки. Конечно, невозможно разъяснить все термины, да это и не нужно в век интернета. Ни книгу, ни статью невозможно написать так, чтобы все поняли в ней всё. Важно, чтобы любой наш читатель нашел в ней нечто понятное и интересное для себя.

Часть 1 Космология

Вселенная до горячего большого взрыва

Все, кто сколько-нибудь интересуется космологией, знают, что на ранних этапах эволюции Вселенной вещество в ней было очень горячим и плотным, а темп расширения Вселенной — огромным. Пожалуй, менее известно, что данные наблюдательной космологии неопровержимо свидетельствуют о том, что эта стадия, которую называют стадией горячего Большого взрыва (ключевое слово здесь — «горячего»), была не самой первой, что до этой стадии была еще какая-то эпоха (а возможно, и не одна) с кардинально иными свойствами.

Сам факт существования эпохи, предшествовавшей горячей стадии, ни у кого из космологов не вызывает сомнения, а вот вопрос, что это была за эпоха, до сих пор однозначно не решен. Наиболее популярна и проработана (в гораздо большей степени, если сравнивать с другими) теория инфляции, но надо подчеркнуть, что это всё еще гипотеза, однозначного подтверждения которой пока нет (хотя многие воспринимают инфляцию как данность).

На самом деле инфляция не единственная гипотеза, есть и другие, речь о которых пойдет ниже. Замечательная особенность современного этапа развития космологии состоит в том, что есть основания полагать: экспериментальные данные (результаты космологических наблюдений) позволят в обозримом будущем сделать выбор в пользу той или иной гипотезы с помощью данных о современной Вселенной на огромных масштабах расстояний мы рассчитываем узнать, что представляла собой Вселенная в те мельчайшие доли секунды своего существования, которые предшествовали известной нам горячей стадии и которые, скорее всего, характеризовались гигантскими плотностями энергии!

Ключом к осознанию необходимости эпохи, предшествовавшей горячей стадии, а в будущем — к выяснению, что это была за эпоха, служат неоднородности во Вселенной.

На очень больших масштабах расстояний Вселенная почти однородна: области, размером миллиард световых лет и больше, выглядят все одинаково. На меньших масштабах в современной Вселенной имеются структуры — галактики, скопления галактик, гигантские пустоты-войды, мы с вами, в конце концов. Значит, материя (обычное вещество и темная материя) распределена в пространстве неоднородно так есть сейчас, так было и в прошлом.

Неоднородности в распределении массы материи и связанные с ними гравитационные потенциалы на космологическом жаргоне принято называть скалярными возмущениями. Возможны также тензорные возмущения — реликтовые гравитационные волны. Подчеркнем, что речь здесь не идет о гравитационных волнах, недавно открытых в эксперименте LIGO: те гравитационные волны, были излучены сравнительно недавно в результате слияния черных дыр или нейтронных звезд и несут мало космологической информации.

Реликтовые гравитационные волны, если они существуют, — это сигнал, пришедший к нам как раз из той эпохи, которая предшествовала горячему. Большому взрыву об их свойствах, предсказываемых инфляционной теорией, мы еще поговорим. Наконец, в принципе могли бы быть так называемые векторные возмущения, но даже если они образуются в сверхранней Вселенной, их амплитуда быстро затухает со временем, и надежды на их регистрацию мало. Кстати, классификация космологических возмущений (скалярных, векторных, тензорных) была разработана Евгением Лифшицем в 1940-х годах.

Чтобы пояснить, почему свойства неоднородностей во Вселенной прямо свидетельствуют о том, что горячая стадия не была первой, будем рассуждать от противного. В предположении, что история Вселенной началась непосредственно с горячей стадии, приходится считать, что эволюция началась с настоящего Большой взрыва, в «момент» которого плотность материи и темп расширения пространства были гигантскими — формально бесконечными. Заметим, что темп расширения пространства не имеет прямого отношения к скорости передачи сигналов, поэтому пространство в принципе может расширяться сколь угодно быстро.

Надо думать, правда, что бесконечностей в природе не бывает, что Вселенная стартовала из совершенно непонятного для нас сегодня состояния, где на всю катушку работали эффекты квантовой гравитации, а представления о пространстве, времени и поле не имели привычного для нас смысла (а скорее всего, описание Вселенной в этих терминах было вообще невозможным).

Для нас сейчас это неважно. Важно, что время жизни Вселенной с момента Большого взрыва конечно — сегодня это 13,8 млрд лет В такой картине сигналы, испущенные в момент Большого взрыва и распространяющиеся с максимально возможной скоростью — скоростью света, пролетели к фиксированному моменту времени t конечное расстояние. Это расстояние называют размером космологического горизонта: области, находящиеся в момент t на расстоянии, большем этого размера, никак не успели обменяться сигналами, они ничего друг о друге не знают, все физические процессы происходили внутри этих областей независимо.

В современной Вселенной размер горизонта составляет примерно 45 млрд световых лет (за 13,8 млрд лет свет пролетел расстояние 13,8 млрд световых лет, а к тому же Вселенная сама по себе расширилась). Как выглядят или когда-то выглядели области пространства, отделенные от нас сегодня на расстояние больше 45 млрд световых лет, мы не можем знать в принципе (если считать, как мы сейчас делаем, что горячая стадия была первой) и это при том, что мы твердо уверены, что полный размер Вселенной, если он вообще конечен, значительно превышает размер горизонта, мы видим лишь очень небольшую часть Вселенной (точно не более одного процента ее объема, а скорее всего, на много порядков меньше).

Вернемся теперь к неоднородностям во Вселенной, их свойства измеряются не только путем построения карты распределения материи в современной и сравнительно поздней Вселенной (на что нацелены глубокие обзоры галактик и квазаров). Важнейшим источником информации служит реликтовое электромагнитное излучение оно дает нам фотографию Вселенной (точнее, видимой ее части, размер которой сегодня и составляет 45 млрд световых лет) в возрасте всего 380 тыс. лет, в это время реликтовое излучение «отщепилось» от вещества, его называют временем рекомбинации.

На «снимке» (см цветную вкладку, рис 1) желтые области соответствуют более горячим и плотным областям Вселенной, а синие — менее горячим и менее плотным. Полезно, наверное, сказать, что относительные отклонения температуры и плотности вещества здесь от среднего значения составляют всего-навсего величину порядка 10–5: во время рекомбинации (т е в возрасте 380 тыс лет) Вселенная была гораздо однороднее, чем сегодня. Тем не менее отклонения от средних значений есть, причем — и это главное для нас — на всех угловых масштабах. Действительно, невооруженным глазом видно, что имеются области с размерами совсем немного меньше размера всей Вселенной, в которых температура (и плотность) в целом ниже или выше средней по Вселенной.

Вот тут-то мы и можем завершить наше доказательство от противного. Размер космологического горизонта во время рекомбинации составлял всего около 1 млн световых лет (это несколько больше 380 тыс световых лет из-за расширения. Вселенной до рекомбинации) с тех пор этот размер растянулся из-за расширения Вселенной после рекомбинации примерно в тысячу раз, т е сегодня он составляет 1 млрд световых лет. А размер всей видимой Вселенной — 45 млрд световых лет. Это означает, что угловой размер горизонта эпохи рекомбинации составляет около 2° глядя на небо в направлениях, различающихся более чем на 2°, мы видим (с помощью реликтового излучения) области Вселенной, которые в эпоху рекомбинации ничего не могли знать друг о друге.

Это полностью противоречит наблюдаемой фотографии. Во-первых, все области Вселенной, даже находящиеся друг от друга на расстоянии, превышающем тогдашний горизонт (а сегодня разделенные угловым расстоянием больше 2°), были во время рекомбинации одинаковыми с точностью порядка 10–5. Для этого не было никаких оснований: эти области не успели еще прийти в причинный контакт!

схема, показывающая парадокс с горизонтом в ранней Вселенной маленькие конусы показывают распространение света, испущенного в момент начала расширения Вселенной, если оно совпадает с Большим взрывом, т е началом горячей стадии. Большой конус — наше поле зрения. По вертикали — конформное время, «замедляющееся» обратно пропорционально масштабному фактору расширяющегося пространства, по горизонтали — конформное расстояние, определяемое аналогично. Изображение В. Рубакова.

Схема, показывающая парадокс с горизонтом в ранней Вселенной маленькие конусы показывают распространение света, испущенного в момент начала расширения Вселенной, если оно совпадает с Большим взрывом, т е началом горячей стадии. Большой конус — наше поле зрения. По вертикали — конформное время, «замедляющееся» обратно пропорционально масштабному фактору расширяющегося пространства, по горизонтали — конформное расстояние, определяемое аналогично. Изображение В. Рубакова.

Во Вселенной, стартовавшей сразу с горячей стадии, области, разделенные угловым расстоянием больше 2°, должны были бы быть совершенно разными, а они совершенно одинаковы (с точностью 10–5). Эту трудность теории горячего Большого взрыва называют проблемой горизонта.

Во-вторых, и это, пожалуй, главное, во Вселенной в эпоху рекомбинации были более холодные и более теплые области, размер каждой сильно превышал размер горизонта (а угловой размер сегодня сильно превышает 2°). Неоднородности такого размера никак не могли образоваться в процессе эволюции Вселенной от Большого взрыва до рекомбинации, а они есть! Противоречие налицо.

Чтобы уйти от противоречия, необходимо считать, что стадии горячего Большого взрыва предшествовала какая-то другая эпоха именно во время этой эпохи, образовались неоднородности во Вселенной — зародыши галактик, скоплений галактик, а через них и мы с вами.

Из уже сказанного ясно, что эта новая (с точки зрения космологии сорокалетней давности) эпоха должна была быть в определенном смысле очень длительной, иначе неоднородности гигантского размера не поместились бы внутрь тогдашнего светового конуса и не могли бы образоваться. Нужно, правда, уточнить, что требуемая большая «длительность» новой эпохи не обязательно означает, что эта эпоха должна занимать большой интервал времени: достаточно, чтобы изначально близкие друг к другу точки пространства к концу новой эпохи из-за расширения Вселенной оказались разнесенными на очень большое расстояние, именно последняя возможность реализуется в сценарии инфляции, а в альтернативных сценариях новая эпоха действительно длится долго в обычном смысле этого слова.

Итак, до горячей стадии была существенно иная эпоха — эпоха образования первичных неоднородностей, отсюда следует общий вывод о том, что, изучая методами космологических наблюдений свойства неоднородностей, мы можем надеяться выяснить механизм их образования, а тем самым узнать, что именно происходило во Вселенной до горячей стадии.

Как обстоит с этим дело сегодня? Как уже говорилось, наиболее популярным и разработанным сценарием новой эпохи является инфляция. В этом сценарии Вселенная на самом раннем этапе быстро, экспоненциально расширяется, пространство растягивается в невообразимое число раз, а наша видимая часть Вселенной представляет собой маленькую долю области, причинносвязанной к концу инфляции.

Замечательно, что инфляционные модели имеют автоматически встроенный механизм образования первичных возмущений — это усиление вакуумных флуктуаций полей (как правило, того самого поля, которое обеспечивает инфляцию — инфлатона), происходящее благодаря быстрому расширению пространства.

схема, показывающая парадокс с горизонтом в ранней Вселенной маленькие конусы показывают распространение света, испущенного в момент начала расширения Вселенной, если оно совпадает с Большим взрывом, т е началом горячей стадии. Большой конус — наше поле зрения. По вертикали — конформное время, «замедляющееся» обратно пропорционально масштабному фактору расширяющегося пространства, по горизонтали — конформное расстояние, определяемое аналогично. Изображение В. Рубакова.

Схема, показывающая парадокс с горизонтом в ранней Вселенной маленькие конусы показывают распространение света, испущенного в момент начала расширения Вселенной, если оно совпадает с Большим взрывом, т е началом горячей стадии. Большой конус — наше поле зрения. По вертикали — конформное время, «замедляющееся» обратно пропорционально масштабному фактору расширяющегося пространства, по горизонтали — конформное расстояние, определяемое аналогично. Изображение В. Рубакова.

Рискну высказать предположение, что независимо от того, верна или нет инфляционная теория, источником первичных возмущений во Вселенной служат вакуумные флуктуации какого-то поля или каких-то полей, усиленные в процессе эволюции, тут надо напомнить, что в квантовой теории вакуум — это далеко не безжизненная пустота: в нем всё время возникают и исчезают флуктуации всех полей, какие есть в природе.

Другой язык для описания этих флуктуаций — виртуальные частицы, рождающиеся и уничтожающиеся в вакууме. Эффекты, связанные с этими вакуумными флуктуациями, хорошо известны, рассчитаны и измерены с высокой точностью. В квантовой электродинамике это лэмбовский сдвиг, аномальные магнитные моменты электрона и мюона и другие. В интенсивных внешних полях и вообще в необычных условиях вакуумные флуктуации могут усиливаться и тем самым превращаться из виртуальных в реальные, непосредственно наблюдаемые. В квантовой электродинамике это должно проявляться, например, в рождении реальных электрон-позитронных пар сильным электрическим полем. Усиление вакуумных флуктуаций полей в процессе эволюции Вселенной и является, по всей видимости, механизмом образования неоднородностей. В этом смысле все мы — далекие потомки вакуума.

Возможность рождения реликтовых гравитационных волн в нестационарной Вселенной из-за усиления вакуумных флуктуаций была обнаружена еще в 1974 году Леонидом Грищуком, а картина образования неоднородностей плотности материи из нулевых колебаний была предложена независимо от инфляционной теории в работах Владимира Лукаша 1980 года. Однако получавшиеся в этих работах свойства неоднородностей материи были далеки от того, что требовалось для согласия с наблюдениями.

Всё встало на свои места в 1981 году, когда Вячеслав Муханов и Геннадий Чибисов выполнили анализ в инфляционной теории и обнаружили, что образующиеся первичные возмущения обладают как раз правильными свойствами. Этот вывод блестяще подтвердился последующими исследованиями неоднородностей материи (с помощью как наблюдений реликтового излучения, так и изучения распределения материи в современной и сравнительно поздней Вселенной), выполненными с весьма высокой точностью.

Тем не менее сегодня нам известны лишь самые общие, базовые свойства возмущений материи, поэтому пока нельзя сказать с полной уверенностью, что горячему Большому взрыву предшествовала именно инфляционная стадия одной из альтернатив инфляции служит сценарий с отскоком. В нем Вселенная стартует с периода медленного сжатия из состояния с малой плотностью энергии, похожего на современное состояние. В процессе эволюции скорость сжатия увеличивается, плотность материи растет, а в какой-то момент сжатие прекращается и сменяется расширением, и эволюция переходит в известную нам горячую стадию. Первичные неоднородности в таком сценарии образуются на ранней стадии, когда сжатие происходит медленно, и времени для образования неоднородностей больших масштабов предостаточно. Вариантом сценария с отскоком служит сценарий пульсирующей Вселенной, в которой эволюция — циклическая (сжатие —расширение — сжатие — расширение и т д).

Другой сценарий, альтернативный инфляции, был предложен сравнительно недавно, в 2010 году Паоло Креминелли (Paolo Creminelli), Альберто Николисом (Alberto Nicolis) и Энрико Тринкерини (Enrico Trincherini). Они довольно нахально назвали его генезисом (Genesis — Бытие, первая книга Библии). В этом сценарии в начальном состоянии Вселенная пустая, плоская и статическая. Затем в ней появляется не нулевая плотность энергии, из-за этого Вселенная начинает расширяться, плотность энергии и темп расширения растут, а на каком-то этапе уже быстрого расширения плотность энергии переходит в тепло и начинается горячая стадия. В сценарии генезиса образование неоднородностей тоже происходит на раннем этапе эволюции, когда Вселенная расширяется очень медленно.

Надо сказать, что построить теоретически согласованные модели Вселенной с отскоком или генезисом очень непросто. Не менее сложно предложить механизм образования неоднородностей со свойствами, правильными с точки зрения наблюдений. Всё это находится сейчас, как говорят, в работе. Предварительно можно сказать, что самосогласованные и даже красивые теоретические варианты построить можно, хотя для этого надо привлекать довольно экзотические поля, до сих пор не встречавшиеся в природе (впрочем, большинство моделей инфляции тоже основаны на введении нового поля — инфлатона).

Можно ли будет выяснить с помощью экспериментов, какой из сценариев реализовался в природе? Вполне обоснованные надежды на это есть они связаны с обнаружением и исследованием достаточно тонких свойств неоднородностей во Вселенной Прежде всего, инфляционные модели, и только они, часто предсказывают существование уже упоминавшихся реликтовых гравитационных волн (тензорных возмущений), причем со всеми длинами.

Наиболее интересны гравитационные волны с длинами, близкими или немного меньшими размера видимой части Вселенной. Периоды колебаний таких гравитационных волн составляют миллиарды и десятки миллиардов лет! Надежда на их обнаружение в том, что во многих инфляционных моделях амплитуды этих гравитационных волн весьма велики — порядка 10–6 или немного меньше (сравните с амплитудами порядка 10–21–10–22, характерными для гравитационных волн существенно меньшей длины, зарегистрированных LIGO и VIRGO). Влияние реликтовых гравитационных волн на температуру и особенно поляризацию реликтового излучения может быть обнаружено будущими экспериментами, что послужит, на мой взгляд, доказательством инфляции.

Различные инфляционные теории, а также варианты альтернатив инфляции отличаются и тонкими корреляционными свойствами неоднородностей материи. На сегодняшнем уровне точности наблюдений эти неоднородности обладают самыми простыми (гауссовыми) статистическими свойствами, которые, кстати сказать, характерны и для вакуумных флуктуаций простейших полей, — это одно из прямых указаний на изначальную природу неоднородностей, о которой мы говорили выше.

Так вот, обнаружение и изучение в будущем негауссовости, если оно произойдет, позволит отбросить одни сценарии и подтвердить другие отметим, что в простых инфляционных моделях негауссовость очень мала, так что если они верны, то ее обнаружение — дело далекого будущего. Есть и другие возможные особенности неоднородностей материи, которые возникают в некоторых сценариях и в принципе могут быть обнаружены путем наблюдений.

Итак, ситуация в космологии сегодня своеобразная с одной стороны, мы уверены, что горячей стадии эволюции Вселенной предшествовала другая, весьма отличающаяся от нее эпоха, важная для нас тем, что именно в эту эпоху образовались зародыши столь необходимых неоднородностей материи — галактик, звезд, нас с вами с другой стороны, однозначно сказать, что это была за эпоха, мы сегодня не можем. Вся надежда на будущие наблюдения и развитие теории образования структур, с их помощью мы должны разгадать эту, пожалуй, главную загадку Вселенной!

Валерий Рубаков
09.10.2018

Во славу темной материи

Физики любят красное словцо. В их среде с некоторых пор принято давать «ненаучные» названия вновь открытым сущностям. Взять хотя бы странный и очарованный кварки. Вот и темная энергия не синоним темных сил, а термин, придуманный для обозначения некоторых необычных свойств нашей Вселенной.

Открытие темной энергии было сделано астрономическими методами и стало для большинства физиков полной неожиданностью, темная энергия, пожалуй, главная загадка современного естествознания. Вполне вероятно, что ее разгадка станет важнейшим событием физики XXI века, сравнимым по масштабу с крупнейшими открытиями недалекого прошлого, такими, как открытие феномена расширения Вселенной.

Не исключено даже, что произойдет настолько радикальное развитие теории, что оно встанет в один ряд с созданием общей теории относительности, открытием кривизны пространства-времени и связи этой кривизны с гравитационными силами, мы сейчас находимся в начале пути, и разговор о темной энергии — это возможность заглянуть в «лабораторию» физиков в то время, когда их работа идет полным ходом.

Немного истории

То, что в нашей Вселенной «что-то не так», стало ясно космологам уже к началу 1990-х годов. Для пояснения полезно напомнить о законе расширения Вселенной. Удаленные друг от друга галактики разбегаются, причем, чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется от нас. Количественно темп расширения характеризуется параметром Хаббла. К началу 1990-х значение параметра Хаббла в современной Вселенной было довольно хорошо измерено: темп расширения Вселенной сегодня таков, что галактики, удаленные от Земли на расстояние 1 млрд световых лет, убегают от нас со скоростью 24 тыс км/с.

Отметим, что параметр Хаббла зависит от времени: в далеком прошлом Вселенная расширялась гораздо быстрее, чем сейчас, и, соответственно, параметр Хаббла был гораздо больше.

В современной теории гравитации — общей теории относительности — параметр Хаббла однозначно связан с двумя другими характеристиками Вселенной: во-первых, с суммарной плотностью энергии всех форм материи, вакуума и т д, во-вторых, с кривизной трехмерного пространства. Наше трехмерное пространство, вообще говоря, не обязано быть евклидовым; его геометрия может, например, быть аналогична геометрии сферы; сумма углов треугольника может не равняться 180°. В таком случае «упругость» пространства с точки зрения расширения Вселенной играет ту же роль, что и плотность энергии.

К началу 1990-х годов с неплохой точностью была оценена и плотность энергии «нормальной» материи в современной Вселенной. «Нормальная» она в том смысле, что испытывает такие же гравитационные взаимодействия, что и обычное вещество. Дело, впрочем, осложнилось тем, что большая часть «нормальной» материи — это так называемая темная материя. Темная материя, по-видимому, состоит из новых, не открытых пока в земных экспериментах элементарных частиц, чрезвычайно слабо взаимодействующих с веществом (слабее нейтрино!), но на равных испытывающих гравитационное взаимодействие, именно по эффекту гравитационного притяжения она и была обнаружена. Более того, измерения гравитационных сил в скоплениях галактик позволили определить массу темной материи в них, а в конечном итоге — в целом во Вселенной таким образом и была найдена полная плотность энергии «нормальной» материи (для нее справедлива знаменитая формула Е = mс2).

И что же оказалось? Выяснилось, что «нормальной» материи явно не хватает для объяснения измеренного темпа расширения Вселенной. Причем сильно не хватает: «недостача» составляла около 2/3 (по современным оценкам — около 70%). Возможных объяснений этому факту было два: либо трехмерное пространство искривлено, и недостающий вклад в параметр Хаббла связан с его «упругостью», либо во Вселенной присутствует новая форма энергии, которую впоследствии и стали называть «темной энергией».

С теоретической точки зрения обе эти возможности — и неевклидовость пространства, и темная энергия — выглядели крайне неправдоподобными.

Начнем с кривизны трехмерного пространства. В процессе расширения Вселенной пространство разглаживается, его кривизна уменьшается. Если кривизна отличается от нуля сейчас, то в прошлом она была больше, чем сегодня. Однако плотность энергии (массы) материи убывает при расширении Вселенной еще быстрее. Это означает, что в прошлом относительный вклад кривизны в параметр Хаббла был очень мал, а главным — с большим запасом — был вклад материи. Для того чтобы сегодня расширение Вселенной на 70% обеспечивалось кривизной, необходимо «подогнать» значение радиуса кривизны пространства в прошлом с фантастической точностью — через секунду после Большого взрыва он должен был быть равен миллиарду радиусов наблюдаемой тогда части Вселенной, не больше и не меньше! Без такой подгонки кривизна сегодня была бы либо на много порядков больше, либо на много порядков меньше, чем необходимо для объяснения наблюдений.

Эта проблема была одним из главных соображений, приведших к представлению об инфляционной стадии эволюции Вселенной, согласно инфляционной теории, предложенной Алексеем Старобинским и независимо Аланом Гутом и сформировавшейся благодаря работам Андрея Линде, Андреаса Албрехта и Пола Стейнхардта, Вселенная на самом раннем этапе своей эволюции прошла через стадию чрезвычайно быстрого, экспоненциального расширения (раздувания, инфляции). По окончании этой стадии Вселенная разогрелась до очень высокой температуры, и наступила эпоха горячего Большого взрыва.

Хотя инфляционная стадия длилась, скорее всего, малую долю секунды, за это время Вселенная растянулась на десятки или сотни порядков величины (или гораздо больше), и кривизна пространства упала практически до нулевого значения. Таким образом, инфляционная теория приводит к предсказанию о том, что пространство современной Вселенной с высочайшей степенью точности евклидово. Это, конечно, идет вразрез с той гипотезой, что Вселенная расширяется сегодня на 70% благодаря кривизне.

Действие темной энергии подобно космологической инфляции первых мгновений Вселенной, только совсем других масштабов — ничтожная плотность энергии, медленное ускорение. Этот малый масштаб — большая загадка, совершенно непонятно, как темная энергия может быть связана с известной нам физикой частиц и полей. К этой загадке мы еще вернемся.

В дилемме, что отвечает за недостающие 70% плотности Вселенной, — темная энергия или кривизна — последняя долгое время была более популярной. Переворот произошел в 1998—1999 годах, когда две группы из США, одна под руководством Адама Райсса и Брайана Шмидта, а другая — Сола Перлмуттера, сообщили о результатах наблюдений удаленных сверхновых типа Iа. Из этих наблюдений следовало, что наша Вселенная расширяется с ускорением, такое свойство вполне согласуется с представлением о темной энергии, в то время как кривизна пространства к ускоренному расширению не приводит.

Несколько слов о сверхновых типа Iа. Это белые карлики, которые, подпитываясь веществом от звезды-компаньона, достигли так называемого чандрасекаровского предела, после чего потеряли устойчивость, взорвались и коллапсировали в нейтронные звезды. Предел Чандрасекара для всех белых карликов один, сами белые карлики похожи друг на друга, поэтому и взрывы в определенном смысле одинаковы, иными словами, сверхновые типа Iа представляют собой «стандартные свечи»: зная абсолютную светимость и измеряя видимую яркость (поток энергии, приходящий на Землю), можно определить расстояние до каждой из них. Одновременно можно установить и скорость удаления от нас каждой из сверхновых (используя эффект Доплера).

Сверхновые — очень яркие объекты, их видно на огромных расстояниях иначе говоря, удаленные сверхновые, которые мы наблюдаем сейчас, взорвались давным-давно, и поэтому скорость их убегания определялась темпом расширения Вселенной тогда, в далеком прошлом. Тем самым наблюдения сверхновых типа Iа позволяют определить темп расширения на сравнительно ранних этапах эволюции Вселенной (8 млрд лет назад и даже несколько раньше) и проследить зависимость этого темпа от времени. Именно это и дало возможность установить, что Вселенная расширяется с ускорением.

Окончательное доказательство того, что кривизна трехмерного пространства Вселенной мала, было получено путем изучения карты реликтового излучения.

В эпоху излучения реликтовых фотонов Вселенная не была в точности однородной. Имевшиеся тогда неоднородности были зародышами структур — первых звезд, галактик, скоплений галактик. В то время неоднородности плазмы представляли собой звуковые волны. Важно, что в ту эпоху во Вселенной имелся характерный масштаб расстояний. Звуковые волны с большой длиной и, соответственно, большим периодом, еще не успели развиться к эпохе излучения реликтовых фотонов, а волны с «правильной» длиной как раз успели попасть в фазу максимальной амплитуды. Эта «правильная» длина волны представляет собой «стандартную линейку» эпохи излучения реликтовых фотонов; ее размер надежно вычисляется в теории горячего Большого взрыва и проявляется на карте реликтового излучения.

На рубеже XX–XXI веков в экспериментах BOOMERanG и MAXIMA впервые был измерен угол, под которым видна обсуждавшаяся только что «стандартная линейка». Ясно, что этот угол зависит от геометрии пространства: если сумма углов треугольника превышает 180°, то и этот угол больше. В результате было выяснено, что наше трехмерное пространство с хорошей степенью точности евклидово. Последующие измерения подтвердили этот вывод. С точки зрения расширения Вселенной существующие результаты означают, что кривизна пространства вносит пренебрежимо малый вклад (менее 1%) в параметр Хаббла. Темп расширения Вселенной сейчас на 70% обусловлен именно темной энергией.

Примечание

*  Борис Штерн, Валерий Рубаков. «Астрофизика. Троицкий вариант», М.: АСТ 2020 г. 

Редакция сердечно поздравляет академика Валерия Анатольевича Рубакова с присуждением ему престижной  Гамбургской премии по теоретической физике за 2020 год.

Share

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

AlphaOmega Captcha Mathematica  –  Do the Math