Читаем без скачивания В защиту науки № 4 - Эдуард Кругляков

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, причем 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 темной энергии, равномерно распределенной во всем пространстве. Отсюда возникает возможность дать оценку плотности темной энергии в нашем ближайшем галактическом 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 темной энергии [5, 6].

3.15. Формирование крупномасштабных структур. Уже упомянутое выше компьютерное моделирование процессов формирования крупномасштабной космической структуры дает наилучшие результаты, если в нем учитывается не только темная материя, но и темная энергия, причем предполагаемая плотность однородной темной 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 темной энергии: только тогда они вообще могут существовать как гравитационно связанные системы. И этот вывод тоже подтверждается наблюдательными данными.

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

Подчеркнем ещё раз: создание современного наблюдательного фундамента космологии стало возможным благодаря использованию совершенной астрономической техники, позволяющей вести наблюдения во всем диапазоне электромагнитных волн — от радиоволн до гамма-излучения. Для целей космологии используются наземные, баллонные и орбитальные инструменты, оснащенные 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 Lelescopes) 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 темной энергии по регистрации сверхновых звезд на больших расстояниях. О проекте создания 42-метрового телескопа мы уже упоминали.

4. Проблемы, идеи, гипотезы. Космологические исследования используют всё богатство современной физики, причем общие физические законы, надежно 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 надежной 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 ктекущим 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 надежными, чем глубже в прошлое они обращены. Наблюдения тут уже невозможны; более того, стремясь мысленно приблизиться к самому началу мира, когда речь идет 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 далекой 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 удается 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 звезд, 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 ведется 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, остается 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. Темные частицы. Четверть века назад Я.Б. Зельдович активно развивал представление о том, что темная материя могла бы состоять из нейтрино. Космологические нейтрино (и антинейтрино) определенно 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 темной материи. Сейчас, однако, стало ясно, что массы нейтрино должны быть значительно меньше, так что на них можно списать в лучшем случае примерно 10 % темной материи, не больше. Каковы же тогда основные носители темной материи?