Умрет ли вселенная. Вселенная: четыре основных пути. Как мир закончит своё существование

Материал из Википедии - свободной энциклопедии

Бу́дущее Вселе́нной - вопрос, рассматриваемый в рамках физической космологии . Различными научными теориями предсказано множество возможных вариантов будущего, среди которых есть мнения как об уничтожении, так и о бесконечной жизни Вселенной.

После того как теория о создании Вселенной посредством Большого взрыва и её последующем быстром расширении была принята большинством учёных, будущее Вселенной стало вопросом космологии, рассматриваемым с разных точек зрения в зависимости от физических свойств Вселенной: её массы и энергии, средней плотности и скорости расширения.

Сценарии дальнейшей эволюции

Вселенная и в наши дни продолжает свою эволюцию, так как эволюционируют её части. Время этой эволюции для каждого типа объектов разнится более, чем на порядок. И когда жизнь объектов одного типа заканчивается, то у других всё только начинается. Это позволяет разбить эволюцию Вселенной на эпохи . Однако конечный вид эволюционной цепи зависит от скорости и ускорения расширения: при равномерной или почти равномерной скорости расширения будут пройдены все этапы эволюции и будут исчерпаны все запасы энергии. Этот вариант развития называется тепловой смертью.

Если скорость будет всё нарастать, то, начиная с определённого момента, сила, расширяющая Вселенную, сначала превысит гравитационные силы , удерживающие галактики в скоплениях. За ними распадутся галактики и звёздные скопления . И, наконец, последними распадутся наиболее тесно связанные звёздные системы . Спустя некоторое время, электромагнитные силы не смогут удерживать от распада планеты и более мелкие объекты. Мир вновь будет существовать в виде отдельных атомов . На следующем этапе распадутся и отдельные атомы. Что последует за этим, точно сказать невозможно: на этом этапе перестаёт работать современная физика.

Вышеописанный сценарий - это сценарий Большого разрыва .

Существует и противоположный сценарий - Большое сжатие . Если расширение Вселенной замедляется, то в будущем оно прекратится и начнётся сжатие. Эволюция и облик Вселенной будут определяться космологическими эпохами до того момента, пока её радиус не станет в пять раз меньше современного. Тогда все скопления во Вселенной образуют единое мегаскопление, однако галактики не потеряют свою индивидуальность: в них всё также будет происходить рождение звёзд, будут вспыхивать сверхновые и, возможно, будет развиваться биологическая жизнь. Всему этому придёт конец, когда Вселенная ужмётся ещё в 20 раз и станет в 100 раз меньше, чем сейчас; в тот момент Вселенная будет представлять собой одну огромную галактику.

Космологические эпохи

Введем понятие космологической декады (η) как десятичный показатель степени возраста Вселенной в годах :

$\backslash tau=10^\{\backslash eta\}$ лет

Эпоха звёзд (6<η<14)

Нынешняя эпоха, эпоха активного рождения звёзд, закончится ровно в тот момент, когда галактики исчерпают все запасы межзвёздного газа; в это же время закончат свой путь и маломассивные звёзды - красные карлики , - полностью исчерпав свои источники горения.

Гораздо раньше потухнет Солнце. Но сначала оно превратится в красного гиганта , поглотив Меркурий и, вероятно, Венеру. Земля же, если не разделит их судьбу, раскалится настолько, что может быть похожа на нынешнюю планету COROT-7b и представлять собой сгусток лавы на дневной стороне.

Эпоха распада (15<η<39)

Если в предыдущей стадии основные объекты Вселенной - звёзды, подобные нашему Солнцу , то в эпоху распада - белые и коричневые карлики , и совсем немного нейтронных звёзд и чёрных дыр . Обычных звёзд нет вообще, они все дошли до конечного этапа своей эволюции: белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры.

Если в прошлой стадии горение водорода было самым распространённым процессом, то в эту эпоху его место в коричневых карликах, да и идет оно гораздо медленнее. Ныне главенствуют процессы аннигиляции тёмной материи и распад протонов.

Галактики также сильно отличаются от нынешних: все звёзды уже неоднократно сталкивались друг с другом. Да и размер галактик значительно больше: все галактики, входящие в состав локального скопления, слились в одну.

Эпоха чёрных дыр (40<η<100)

На этом этапе фактически всё вещество представляет собой море элементарных частиц. И лишь в некоторых уголках Вселенной продолжают жить нейтронные звёзды. На первый план выходят чёрные дыры.

За предыдущие декады они аккрецировали на себя вещество. В эту эпоху они только излучают. Основных механизмов тут два: столкновение двух чёрных дыр и последующее слияние высвобождает значительную гравитационную энергию, образуются гравитационные волны. Вторым механизмом является излучение Грибова-Хокинга : благодаря своей квантовой природе, некоторым фотонам удаётся пробираться за горизонт событий. Вместе с фотоном чёрная дыра теряет и массу, а потеря массы ведет к ещё большему потоку фотонов. В какой-то момент гравитация больше не может удерживать фотоны света под горизонтом событий, и чёрная дыра взрывается, выкидывая последние остатки фотонов .

Однако возможен и другой сценарий. Чёрные дыры могут образовывать свои скопления и сверхскопления, и точно также они будут сливаться. В итоге образуется гигантская чёрная дыра, которая будет жить фактически вечно. Возможно, под действием гравитации она разогреется до Планковской температуры и достигнет Планковской плотности и станет причиной очередного Большого взрыва , дав начало новой Вселенной.

Эпоха вечной тьмы (η>101)

Это время уже без каких-либо источников энергии. Сохранились только остаточные продукты всех процессов, происходящих в прошлых декадах: фотоны с огромной длиной волны, нейтрино, электроны, позитроны и кварки. Температура стремительно приближается к абсолютному нулю. Время от времени позитроны и электроны образуют неустойчивые атомы позитрония , долгосрочная судьба их - полная аннигиляция .

См. также

Напишите отзыв о статье "Будущее Вселенной"

Примечания

Литература

• Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Строение и эволюция Вселенной, М.,1975.

Ссылки

• . Robert R. Caldwell, Marc Kamionkowski, Nevin N. Weinberg.
• «Тепловая смерть» Вселенной // Большая советская энциклопедия : [в 30 т.] / гл. ред. А. М. Прохоров . - 3-е изд. - М . : Советская энциклопедия, 1969-1978.
• Baez, J., 2004, «».
• Caldwell, R. R., Kamionski, M., and Weinberg, N. N., 2003, «» Physical Review Letters 91 .
• Hjalmarsdotter, Linnea, 2005, «»
• George Musser (2010). «». Scientific American 303 (3): 84–91. DOI :10.1038/scientificamerican0910-84 . PMID 20812485 .
• Vaas, R., 2006, «» in Burdyuzha, V. (ed.) The Future of Life and the Future of our Civilization . Springer: 231-247.
• , a BBC Radio 4 series.
• .

Отрывок, характеризующий Будущее Вселенной

– Вам полная воля с, – сказал князь Николай Андреевич, расшаркиваясь перед невесткой, – а ей уродовать себя нечего – и так дурна.
И он опять сел на место, не обращая более внимания на до слез доведенную дочь.
– Напротив, эта прическа очень идет княжне, – сказал князь Василий.
– Ну, батюшка, молодой князь, как его зовут? – сказал князь Николай Андреевич, обращаясь к Анатолию, – поди сюда, поговорим, познакомимся.
«Вот когда начинается потеха», подумал Анатоль и с улыбкой подсел к старому князю.
– Ну, вот что: вы, мой милый, говорят, за границей воспитывались. Не так, как нас с твоим отцом дьячок грамоте учил. Скажите мне, мой милый, вы теперь служите в конной гвардии? – спросил старик, близко и пристально глядя на Анатоля.
– Нет, я перешел в армию, – отвечал Анатоль, едва удерживаясь от смеха.
– А! хорошее дело. Что ж, хотите, мой милый, послужить царю и отечеству? Время военное. Такому молодцу служить надо, служить надо. Что ж, во фронте?
– Нет, князь. Полк наш выступил. А я числюсь. При чем я числюсь, папа? – обратился Анатоль со смехом к отцу.
– Славно служит, славно. При чем я числюсь! Ха ха ха! – засмеялся князь Николай Андреевич.
И Анатоль засмеялся еще громче. Вдруг князь Николай Андреевич нахмурился.
– Ну, ступай, – сказал он Анатолю.
Анатоль с улыбкой подошел опять к дамам.
– Ведь ты их там за границей воспитывал, князь Василий? А? – обратился старый князь к князю Василью.
– Я делал, что мог; и я вам скажу, что тамошнее воспитание гораздо лучше нашего.
– Да, нынче всё другое, всё по новому. Молодец малый! молодец! Ну, пойдем ко мне.
Он взял князя Василья под руку и повел в кабинет.
Князь Василий, оставшись один на один с князем, тотчас же объявил ему о своем желании и надеждах.
– Что ж ты думаешь, – сердито сказал старый князь, – что я ее держу, не могу расстаться? Вообразят себе! – проговорил он сердито. – Мне хоть завтра! Только скажу тебе, что я своего зятя знать хочу лучше. Ты знаешь мои правила: всё открыто! Я завтра при тебе спрошу: хочет она, тогда пусть он поживет. Пускай поживет, я посмотрю. – Князь фыркнул.
– Пускай выходит, мне всё равно, – закричал он тем пронзительным голосом, которым он кричал при прощаньи с сыном.
– Я вам прямо скажу, – сказал князь Василий тоном хитрого человека, убедившегося в ненужности хитрить перед проницательностью собеседника. – Вы ведь насквозь людей видите. Анатоль не гений, но честный, добрый малый, прекрасный сын и родной.
– Ну, ну, хорошо, увидим.
Как оно всегда бывает для одиноких женщин, долго проживших без мужского общества, при появлении Анатоля все три женщины в доме князя Николая Андреевича одинаково почувствовали, что жизнь их была не жизнью до этого времени. Сила мыслить, чувствовать, наблюдать мгновенно удесятерилась во всех их, и как будто до сих пор происходившая во мраке, их жизнь вдруг осветилась новым, полным значения светом.
Княжна Марья вовсе не думала и не помнила о своем лице и прическе. Красивое, открытое лицо человека, который, может быть, будет ее мужем, поглощало всё ее внимание. Он ей казался добр, храбр, решителен, мужествен и великодушен. Она была убеждена в этом. Тысячи мечтаний о будущей семейной жизни беспрестанно возникали в ее воображении. Она отгоняла и старалась скрыть их.
«Но не слишком ли я холодна с ним? – думала княжна Марья. – Я стараюсь сдерживать себя, потому что в глубине души чувствую себя к нему уже слишком близкою; но ведь он не знает всего того, что я о нем думаю, и может вообразить себе, что он мне неприятен».
И княжна Марья старалась и не умела быть любезной с новым гостем. «La pauvre fille! Elle est diablement laide», [Бедная девушка, она дьявольски дурна собою,] думал про нее Анатоль.
M lle Bourienne, взведенная тоже приездом Анатоля на высокую степень возбуждения, думала в другом роде. Конечно, красивая молодая девушка без определенного положения в свете, без родных и друзей и даже родины не думала посвятить свою жизнь услугам князю Николаю Андреевичу, чтению ему книг и дружбе к княжне Марье. M lle Bourienne давно ждала того русского князя, который сразу сумеет оценить ее превосходство над русскими, дурными, дурно одетыми, неловкими княжнами, влюбится в нее и увезет ее; и вот этот русский князь, наконец, приехал. У m lle Bourienne была история, слышанная ею от тетки, доконченная ею самой, которую она любила повторять в своем воображении. Это была история о том, как соблазненной девушке представлялась ее бедная мать, sa pauvre mere, и упрекала ее за то, что она без брака отдалась мужчине. M lle Bourienne часто трогалась до слез, в воображении своем рассказывая ему, соблазнителю, эту историю. Теперь этот он, настоящий русский князь, явился. Он увезет ее, потом явится ma pauvre mere, и он женится на ней. Так складывалась в голове m lle Bourienne вся ее будущая история, в самое то время как она разговаривала с ним о Париже. Не расчеты руководили m lle Bourienne (она даже ни минуты не обдумывала того, что ей делать), но всё это уже давно было готово в ней и теперь только сгруппировалось около появившегося Анатоля, которому она желала и старалась, как можно больше, нравиться.
Маленькая княгиня, как старая полковая лошадь, услыхав звук трубы, бессознательно и забывая свое положение, готовилась к привычному галопу кокетства, без всякой задней мысли или борьбы, а с наивным, легкомысленным весельем.
Несмотря на то, что Анатоль в женском обществе ставил себя обыкновенно в положение человека, которому надоедала беготня за ним женщин, он чувствовал тщеславное удовольствие, видя свое влияние на этих трех женщин. Кроме того он начинал испытывать к хорошенькой и вызывающей Bourienne то страстное, зверское чувство, которое на него находило с чрезвычайной быстротой и побуждало его к самым грубым и смелым поступкам.
Общество после чаю перешло в диванную, и княжну попросили поиграть на клавикордах. Анатоль облокотился перед ней подле m lle Bourienne, и глаза его, смеясь и радуясь, смотрели на княжну Марью. Княжна Марья с мучительным и радостным волнением чувствовала на себе его взгляд. Любимая соната переносила ее в самый задушевно поэтический мир, а чувствуемый на себе взгляд придавал этому миру еще большую поэтичность. Взгляд же Анатоля, хотя и был устремлен на нее, относился не к ней, а к движениям ножки m lle Bourienne, которую он в это время трогал своею ногою под фортепиано. M lle Bourienne смотрела тоже на княжну, и в ее прекрасных глазах было тоже новое для княжны Марьи выражение испуганной радости и надежды.
«Как она меня любит! – думала княжна Марья. – Как я счастлива теперь и как могу быть счастлива с таким другом и таким мужем! Неужели мужем?» думала она, не смея взглянуть на его лицо, чувствуя всё тот же взгляд, устремленный на себя.
Ввечеру, когда после ужина стали расходиться, Анатоль поцеловал руку княжны. Она сама не знала, как у ней достало смелости, но она прямо взглянула на приблизившееся к ее близоруким глазам прекрасное лицо. После княжны он подошел к руке m lle Bourienne (это было неприлично, но он делал всё так уверенно и просто), и m lle Bourienne вспыхнула и испуганно взглянула на княжну.
«Quelle delicatesse» [Какая деликатность,] – подумала княжна. – Неужели Ame (так звали m lle Bourienne) думает, что я могу ревновать ее и не ценить ее чистую нежность и преданность ко мне. – Она подошла к m lle Bourienne и крепко ее поцеловала. Анатоль подошел к руке маленькой княгини.
– Non, non, non! Quand votre pere m"ecrira, que vous vous conduisez bien, je vous donnerai ma main a baiser. Pas avant. [Нет, нет, нет! Когда отец ваш напишет мне, что вы себя ведете хорошо, тогда я дам вам поцеловать руку. Не прежде.] – И, подняв пальчик и улыбаясь, она вышла из комнаты.

Все разошлись, и, кроме Анатоля, который заснул тотчас же, как лег на постель, никто долго не спал эту ночь.
«Неужели он мой муж, именно этот чужой, красивый, добрый мужчина; главное – добрый», думала княжна Марья, и страх, который почти никогда не приходил к ней, нашел на нее. Она боялась оглянуться; ей чудилось, что кто то стоит тут за ширмами, в темном углу. И этот кто то был он – дьявол, и он – этот мужчина с белым лбом, черными бровями и румяным ртом.

Долгосрочный расчёт будущего Вселенной напрямую зависит от процесса расширения Вселенной: будет ли он бесконечно долго ускоряться, или скорость его расширения будет постоянной на протяжении значительного времени, или же в какой-то момент Вселенная начнет сжиматься. Считается, что это зависит от средней плотности Вселенной (т.к. называемой критической плотности). Если плотность равна критической (вариант плоской Вселенной), то расширение идет с одинаковой скоростью, если больше, то Вселенная в конце концов схлопнется (вариант замкнутой Вселенной), если меньше то будет расширяться с всё большем ускорением, что в итоге приведет к Большому Разрыву (вариант открытой Вселенной).
Данные по сверхновым Ia говорят, что в данный момент расширение Вселенной ускоряется, а значит будет ускоряться и впредь. Следом за Ф. Адамс и Г. Лайфлин для более удобного описания будущего введем понятие космологической декады (η) - десятичный показатель степени возраста Вселенной в годах:

Эпоха звёзд

Нынешняя эпоха, эпоха активного рождения звёзд закончится ровно в тот момент, когда галактики исчерпают все запасы межзвёздного газа, в это же время закончат свой путь и маломассивные звёзды - красные карлики - полностью исчерпав свои источники горения.
Гораздо раньше потухнет Солнце. Но сначала оно превратится в красный гигант, поглотив Меркурий и Венеру. Земля же, если не разделит их судьбу, раскалится настолько, что будет представлять собой сплошной сгусток лавы.

Эпоха распада

Если в предыдущей стадии основное население Вселенной это звёзды, подобные нашему Солнцу, то в эпоху распада - белые и коричневые карлики, и совсем чуток нейтронных звёзд и чёрных дыр. Обычных звёзд нет вообще, они все дошли до конечного этапа своей эволюции: белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры.
Если в прошлой стадии горение водорода было самым распространённым процессом, то в эту эпоху его место в коричневых карликах, да и идет гораздо-гораздо медленнее. Ныне главенствует процессы аннигиляции тёмной материи и распад протона.
Галактики также сильно отличаются от нынешних: все звёзды уже неоднократно сталкивались друг с другом. Да и размер галактик значительно больше: все галактики, входящие в состав локального скопления слились в одну.

Эпоха чёрных дыр

На этом этапе фактически всё вещество представляет собой море элементарных частиц. И лишь в некоторых уголках Вселенной продолжают жить нейтронные звёзды. На первую роль выходят чёрные дыры.
Две предыдущих и эпоха ранней Вселенной оставили после себя три разных типа чёрных дыр:
Дыры звёздной массы. Они образовались после вспышек звёзд с массой выше 10 Mʘ.
промежуточной массы.
сверхмассивные, предположительно в центре каждой галактики находится подобные дыры. Их масса порой равна миллиарду солнечных масс.
За предыдущие декады они акрецировали на себя вещество. В эту эпоху, они только излучают. Основных механизма тут два - столкновение двух чёрных дыр и последующее слияние высвобождают значительную гравитационную энергию, образуются гравитационные волны. Вторым механизмом является Излучение Хокинга: благодаря своей квантовой природе некоторым фотонам удаётся пробираться за горизонт событий. Вместе с фотоном чёрная дыра теряет и массу, а потеря массы ведет к ещё большему потоку фотонов. В какой-то момент гравитация больше не может удерживать фотоны света под горизонтом событий и чёрная дыра взрывается, выкидывая последние остатки фотонов.
Однако возможен и другой сценарий. Если Вселенная открытая или плоская, то подобно современным галактикам чёрные дыры могут образовывать свои скопления и сверхскопления, и точно также они будут сливаться. В итоге образуется гигантская чёрная дыра, которая будет жить фактически вечно.

Эпоха вечной тьмы

Это время уже без каких либо источников энергии. Сохранились только остаточные продукты всех процессов, происходящих в прошлых декадах: фотоны с огромной длиной волны, нейтрино, электроны и позитроны. Температура стремительно приближается к абсолютному нулю. Время от времени позитроны и электроны образуют неустойчивые атомы позийтрония, долгосрочная судьба их - полная аннигиляция.
Если в эту эпоху Вселенная продолжает расширяться, то её дальнейшая судьба непредсказуема. Известная нам физика в этот момент времени уже не работает. Это ещё больше усиливает сходство с первыми мгновениями Большого взрыва: море элементарных частиц, высокая однородность и полная неприменимость современных законов физики.
Однако, если Вселенная замкнута, то до этой стадии, как впрочем и до двух предыдущих может не дожить. Из наблюдений сверхновых типа Ia можно дать верхнее ограничение на среднюю плотность вещества в две критические величины, т.е. минимальное время до Большого сжатия 50 млрд. лет.
Вселенная будет напоминать современную вплоть до момента, когда её радиус не станет в пять раз меньше современного. В этот самый момент все скопления во Вселенной образуют единое мегаскопление, однако галактики не потеряют свою индивидуальность: в них всё также происходят рождения звёзд, всё также вспыхивают сверхновые и, возможно, развивается биологическая жизнь. Всему этому придет конец, когда Вселенная ужмётся ещё в 20 раз и станет в 100 раз меньше чем сейчас, в тот момент Вселенная будет представлять собой одну огромную галактику.
Температура реликтового фона достигнет 274К и на планетах земного типа начнет таять лед. Дальнейшее сжатие приведет к тому, что излучение реликтового фона затмит даже центральное светило планетарной системы, выжигая на планетах последние ростки жизни. А вскоре после этого испарятся и сами звёзды, либо будут разорваны на куски, подобную участь разделят и планеты. В тот момент Вселенная будет похожу на ту молодую, что была в первые годы своего рождения. Дальнейшие события будут напоминать те, что происходили в начале, но промотанные в обратном порядке: атомы распадаются на атомные ядра и электроны, начинает доминировать излучение, потом начинают распадаться атомные ядра на протоны и нейтроны, затем распадаются и сами протоны и нейтроны на отдельные кварки, происходит великое объединение. В этот момент, как и в момент Большого взрыва перестают работать известные нам законы физики и дальнейшую судьбу Вселенной предсказать невозможно.

Проблемы современных моделей

Вопрос о форме Вселенной является важным открытым вопросом космологии. Говоря математическим языком, перед нами стоит проблема поиска трёхмерной топологии пространственного сечения Вселенной, то есть такой фигуры, которая наилучшим образом представляет пространственный аспект Вселенной. Общая теория относительности как локальная теория не может дать полного ответа на этот вопрос, хотя некоторые ограничения вводит и она.

Во-первых, неизвестно, является ли Вселенная глобально пространственно плоской, то есть применимы ли законы Евклидовой геометрии на самых больших масштабах. В настоящее время большинство космологов полагают, что наблюдаемая Вселенная очень близка к пространственно плоской с локальными складками, где массивные объекты искажают пространство-время. Это мнение было подтверждено последними данными WMAP, рассматривающими «акустические осцилляции» в температурных отклонениях реликтового излучения.

Во-вторых, неизвестно, является ли Вселенная односвязной или многосвязной. Согласно стандартной модели расширения, Вселенная не имеет пространственных границ, но может быть пространственно конечна. Это может быть понято на примере двумерной аналогии: поверхность сферы не имеет границ, но имеет ограниченную площадь, причём кривизна сферы постоянна. Если Вселенная действительно пространственно ограничена, то в некоторых её моделях, двигаясь по прямой линии в любом направлении, можно попасть в отправную точку путешествия (в некоторых случаях это невозможно из-за эволюции пространства-времени.

Если расширение Вселенной будет ускоряться, то она может стать пустынной. Оранжевые шары – это видимая часть Вселенной, которая растет со скоростью света, а голубые – расширяющаяся часть пространства. По мере того как скорость расширения растет, все меньшее число скоплений галактик остается видимым.

В 1917 г., пытаясь согласовать общую теорию относительности с природой Вселенной, Эйнштейн столкнулся с неразрешимой на первый взгляд проблемой. Как и большинство его современников, он был уверен, что Вселенная должна быть стационарной (не расширяться и не сжиматься), но такое состояние было несовместимо с его уравнениями тяготения. Отчаявшись, Эйнштейн ввел дополнительный космологический член, который был призван обеспечить стационарность Вселенной, противодействуя гравитации.

Однако через 12 лет американский астроном Эдвин Хаббл (Edwin Hubble) обнаружил, что Вселенная отнюдь не стационарна. Он убедился, что далекие галактики быстро удаляются от нашей, причем скорости их движения прямо пропорциональны расстоянию от нас. Для объяснения расширяющейся Вселенной космологический член был не нужен, и Эйнштейн отказался от него. Американский физик российского происхождения Георгий Гамов писал: «…когда я обсуждал с Эйнштейном космологические проблемы, он заметил, что введение космологического члена было величайшей ошибкой в его жизни».

Однако космологическая постоянная, вновь появившись в уравнениях после того, как было доказано, что расширение Вселенной ускоряется, по иронии судьбы появилась в процессе изучения принципов квантовой механики – того направления физики, которое Эйнштейн так не любил. Сегодня многие ученые предполагают, что космологический член позволит выйти за рамки теории Эйнштейна, что приведет к более глубокому пониманию пространства, времени, гравитации, а возможно, и квантовой теории, которая объединяет гравитацию с другими силами природы. Это может изменить наши представления о Вселенной.

Рождение постоянной

Общая теория относительности появилась как результат работы Эйнштейна по развитию его ключевого открытия в 1907 г. – эквивалентности гравитации и ускоренного движения. Эйнштейн показал, что физика в неподвижном лифте в гравитационном поле напряженностью g ничем не отличается от той, что в лифте, движущемся в пустом пространстве с постоянным ускорением g.

На Эйнштейна оказали большое влияние философские воззрения австрийского ученого Эрнста Маха (Ernst Mach), который отказался от идеи абсолютной системы отсчета для пространства-времени. В физике Ньютона инерция определяется как стремление тела двигаться с постоянной скоростью, если на него не действует сила. Понятие постоянной скорости требует инерциальной (т.е. не испытывающей ускорения) системы отсчета. Но ускорения по отношению к чему? Ньютон постулировал существование абсолютного пространства – неподвижной системы отсчета, определяющей все местные инерциальные, которые, по мнению Маха, определяются распределением материи в пространстве, и общая теория относительности вобрала в себя это представление.

ОБЗОР: ВОЗВРАЩАЯСЬ К ПРОШЛОМУ

1. Квантовая механика и теория относительности, а также полученные недавно свидетельства ускорения расширения Вселенной привели к тому, что ученые вновь вспомнили про космологический член, который сначала ввел, а потом отбросил Эйнштейн. Сегодня он представляет таинственную форму энергии, которая пронизывает пустое пространство и вызывает ускорение расширения Вселенной.

2. Попытки понять природу загадочной энергии могут вывести физиков за пределы эйнштейновской теории, что может изменить наше представление о Вселенной.

Теория Эйнштейна стала первой концепцией, которая позволила бы дать согласованную картину Вселенной и описать не только то, как движутся тела в пространстве и времени, но и динамические изменения самих пространства и времени. Пытаясь использовать новую теорию для описания Вселенной, ученый хотел получить конечное стационарное решение, связанное с принципом Маха (например, конечное распределение материи, разлетающейся в пустом пространстве, не соответствовало представлению Маха о том, что для определения пространства необходима материя). Это побудило Эйнштейна ввести в уравнения космологический член и получить стационарное решение, не имеющее границ, – его Вселенная искривлялась подобно поверхности шара. В масштабе Солнечной системы космологический член не поддавался физическому обнаружению, но в более крупных масштабах он должен был создавать космическое «расталкивание», препятствующее гравитационному притяжению удаленных тел.

Однако интерес Эйнштейна к космологическому члену быстро погас. В 1917 г. голландский ученый Виллем де Ситтер (Willem de Sitter) показал, что он может получить для пространства-времени решение с космологическим членом даже в отсутствие материи. В 1922 г. советский физик Александр Фридман построил модели расширяющейся и сжимающейся вселенных, обойдясь без космологической постоянной. В 1930 г. британский астрофизик Артур Эддингтон (Arthur Eddington) показал, что вселенная Эйнштейна не стационарна: раз гравитационный и космологический члены так точно согласованы, малейшее возмущение должно привести к ее стремительному сжатию или расширению. В 1931 г., когда Хаббл убедительно доказал расширение Вселенной, Эйнштейн отказался от космологического члена.

Открытие Хаббла устранило необходимость в космологической постоянной для противодействия гравитации, которая в расширяющейся вселенной замедляет расширение. Но достаточно ли сильна гравитация, чтобы остановить расширение вселенной и заставить ее сжиматься и, в конце концов, коллапсировать? Или космос будет расширяться вечно? В моделях Фридмана ответ зависит от средней плотности материи: с высокой она коллапсирует, а с малой – будет расширяться вечно. Пограничным случаем станет вселенная критической плотности, которая будет расширяться, но с постоянно уменьшающейся скоростью. Поскольку в теории Эйнштейна средняя кривизна вселенной определяется средней плотностью материи, геометрия и конечная ее судьба связаны между собой. Вселенная высокой плотности имеет положительную кривизну, как поверхность шара, малой – отрицательную, как поверхность седла, а Вселенная критической плотности – пространственно плоская. В итоге космологи пришли к заключению, что определение геометрии Вселенной и ее плотности позволит судить о ее конечной судьбе.

Энергия пустоты

В течение 60 лет космологический член был выброшен из космологии (кроме периода, когда он был включен в предложенную в конце 40-х гг. теорию стационарной вселенной, решительно отвергнутую в 60-х гг.). Если бы Эйнштейн не ввел эту постоянную после разработки общей теории относительности, ее присутствие все равно было бы неизбежным. Сегодня космологический член возник не из теории относительности, которая описывает природу в самых крупных масштабах, а из квантовой механики, физики самых малых масштабов.

Новая концепция космологического члена совершенно отлична от введенной Эйнштейном. Его первоначальное уравнение поля $G_{\mu\nu} =8\pi G T_{\mu\nu}$, где $G$ – гравитационная постоянная, характеризующая интенсивность гравитационного поля, связывает кривизну $G_{\mu\nu}$ пространства с распределением $T_{\mu\nu}$ материи и энергии. Когда Эйнштейн добавил космологический член, он поместил его в левой части уравнения, считая его свойством самого пространства. Но если переставить этот член в правую часть, он получит совершенно иное значение – то самое, которое ему приписывают сегодня. Теперь он представляет загадочную новую форму плотности энергии, которая остается постоянной даже при расширении Вселенной, а итоговая гравитация оказывается силой отталкивания, а не притяжения.

В соответствии с лоренц-инвариантностью, фундаментальной симметрией, связанной как с частной, так и с общей теориями относительности, такой вид энергии может существовать только в пустом пространстве. Поэтому космологический член представляется еще более загадочным. На вопрос, чему равна энергия пустого пространства, большинство людей ответит – ничему. В конце концов, это единственное интуитивно понятное значение.

К сожалению, квантовая механика отнюдь не интуитивна. В очень малых масштабах, где квантовые эффекты становятся ощутимыми, даже пустое пространство не является таковым. В нем из вакуума появляются виртуальные пары частица-античастица, пролетают небольшое расстояние и вновь исчезают, причем все это происходит в столь незначительном промежутке времени, что их невозможно наблюдать. Однако косвенные эффекты очень важны и могут быть измерены. В частности, виртуальные частицы влияют на спектр водорода, причем расчеты экспериментально подтверждены.

Приняв данное положение, мы должны рассмотреть возможность того, что виртуальные частицы могут наделять пустое пространство некоторой ненулевой энергией. Таким образом, квантовая механика заставляет учитывать эйнштейновскую космологическую постоянную, которая не может быть отвергнута как «теоретически неудовлетворительная». Однако все расчеты и оценки величины энергии пустого пространства приводят к абсурдно большим значениям – на 55–120 порядков превышающим энергию всей материи и излучения в наблюдаемой области Вселенной. Будь плотность энергии вакуума действительно столь большой, все вещество во Вселенной мгновенно разлетелось бы в разные стороны.

СМЕНА ПРЕДСТАВЛЕНИЙ

В основе общей теории относительности лежит уравнение поля, которое утверждает, что геометрия пространства-времени (Эйнштейнов тензор кривизны $G_{\mu\nu}$) зависит от распределения вещества и энергии (тензора $T_{\mu\nu}$ энергии-импульса). [Тензор – это геометрическая или физическая величина, которая может быть представлена совокупностью (матрицей) чисел.] Иными словами, кривизну поля определяют вещество и энергия: $$G_{\mu\nu} =8\pi G T_{\mu\nu},$$ где $G$ – ньютоновская постоянная, определяющая интенсивность гравитационного поля.

Чтобы получить модель стационарной Вселенной, Эйнштейн ввел космологическую постоянную $\Lambda$ для компенсации гравитационного притяжения в космических масштабах. Он добавил ее (умноженную на метрический тензор $g_{\mu\nu}$, определяющий расстояния) к левой части уравнения поля, полагая, что эта постоянная является свойством самого пространства-времени: $$G_{\mu\nu}+\Lambda g_{\mu\nu} =8\pi G T_{\mu\nu}.$$

Когда выяснилось, что Вселенная расширяется, Эйнштейн отказался от нее. Необходимость в новой космологической постоянной, которую сегодня рассматривают физики, обусловлена квантовой теорией, согласно которой вакуум (пустое пространство) может обладать некоторой небольшой плотностью энергии. Плотность энергии вакуума $\rho_{VAC}$, умноженная на gμν, должна находиться в правой части уравнения вместе с другой формой энергии: $$G_{\mu\nu} =8\pi G(T_{\mu\nu} + \rho_{VAC} g_{\mu\nu}).$$

Хотя в математическом отношении космологическая постоянная Эйнштейна и энергия вакуума эквивалентны, концептуально они различны: первая является свойством пространства, а вторая – формой энергии, обусловленной виртуальными парами частица-античастица. Квантовая теория утверждает, что частицы постоянно появляются в вакууме, существуют очень короткое время и исчезают (см. схему).

Эта проблема появилась еще в 30-х гг., когда были проведены первые расчеты свойств виртуальных частиц. Однако во всех областях физики, не связанных с гравитацией, абсолютная энергия системы не имеет значения, существенна только разность энергий различных состояний. Если ко всем значениям энергии добавить некоторую константу, из результатов вычислений она выпадет, так что ею легко пренебречь. Кроме того, в те времена немногие физики относились к космологии настолько серьезно, чтобы подумать о приложении к ней квантовой теории.

Однако теория относительности требует, чтобы в качестве источников гравитации рассматривались все формы энергии, включая энергию пустоты. В конце 60-х гг. советский физик Яков Борисович Зельдович предпринял первые попытки оценить плотность энергии вакуума. С тех пор теоретики и бьются над вопросом, почему их расчеты дают такие абсурдно большие значения энергии. Они полагают, что подавляющую часть энергии, если не всю ее, должен аннулировать какой-то механизм. Они считают, что самым правдоподобным значением плотности энергии вакуума должен быть ноль: ничто, даже квантовое, не должно ни на что влиять.

Пока теоретики в глубине души верили, что такой механизм компенсации энергии может существовать, они могли отложить решение проблемы космологической постоянной на будущее, так как ею можно было пренебречь. Однако вмешалась природа.

Шаг назад

Первое свидетельство неких несообразностей было получено в результате исследований замедления расширения Вселенной. Как мы помним, Хаббл обнаружил, что относительные скорости удаления далеких галактик пропорциональны их расстояниям от нашей Галактики. С точки зрения общей теории относительности, соотношение обусловлено расширением самого пространства, которое должно замедляться из-за гравитационного притяжения. Но поскольку очень далекие галактики видны такими, какими они были миллиарды лет назад, замедление должно приводить к нарушению линейности соотношения Хаббла. Наиболее далекие галактики должны удаляться быстрее, чем предсказывает его закон. Сложность, однако, представляют точные измерения расстояний до очень далеких вселенных и их скоростей.

Данные вычисления основываются на поиске эталонных «свечей» – объектов известной собст- венной светимости, достаточно ярких, чтобы их можно было видеть через всю Вселенную. Прорыв наступил в 1990-х гг. в результате калибровки сверхновых типа Ia, которые считаются взрывами белых карликов с массами около 1,4 массы Солнца. Для измерения замедления расширения Вселенной были созданы: Космологический проект «Сверхновая» во главе с Солом Перлмутером (Saul Perlmutter) в Национальной лаборатории им. Лоуренса в Беркли и Группа поиска сверхновых с большими z, возглавляемая Брайаном Шмидтом (Brian Schmidt) в обсерваториях Маунт-Стромло и Сайдинг-Спринг. В начале 1998 г. обе группы сделали одно и то же открытие: последние 5 млрд. лет расширение Вселенной не замедлялось, а ускорялось. Выяснилось, что до нынешней была фаза замедления (см. «От замедления к ускорению» , «В мире науки», № 5, 2004).

Однако на существование некой неизвестной формы энергии, обусловливающей расширение Вселенной, указывают не только данные наблюдений сверхновых. Сегодня самую точную картину ранней Вселенной дали измерения космического микроволнового фона (МКФ) – остаточного излучения Большого взрыва, которое позволяет выявить свойства Вселенной в возрасте около 400 тыс. лет. К 2000 г. измерения угловых размеров неоднородностей МКФ достигли точности, которая позволила ученым установить, что геометрия Вселенной является плоской. Открытие было подтверждено данными космического аппарата WMAP (Уилкинсоновский зонд анизотропии микроволн) и другими экспериментами, проведенными в 2003 г.

Чтобы геометрия Вселенной была пространственно плоской, средняя плотность материи в ней должна быть равна критической. Однако многочисленные измерения всех ее форм, включая гипотетическое холодное темное вещество – море медленных частиц, которые не испускают свет, но обладают гравитационным притяжением, – показали, что плотность материи составляет лишь 30% критической. Для того чтобы Вселенная была плоской, необходимо существование иной формы однородно распределенной энергии, не оказывающей заметного влияния на местную кластеризацию, но способной составить недостающие 70% критической плотности. Нужный эффект может дать энергия вакуума или что-то подобное.

Есть еще и третий ряд доводов в пользу того, что ускорение расширения Вселенной было недостающей частью космологической головоломки. В течение двух десятков лет основным объяснением структуры Вселенной были парадигма инфляции в сочетании с холодным темным веществом. Теория инфляции утверждает, что в первые моменты своего существования Вселенная мгновенно расширилась до огромных размеров, что обусловило плоскостность ее геометрии и вызвало квантовые флуктуации плотности энергии в масштабах от субатомного до космического. Быстрое расширение привело к наблюдаемой неоднородности МКФ и способствовало формированию нынешней структуры Вселенной. Образованием этих структур управляла гравитация холодного темного вещества, которого намного больше, чем обычного.

Однако к середине 90-х гг. данные наблюдений поставили эту парадигму под сомнение. Предсказанный уровень кластеризации вещества значительно отличался от измеренного, и Вселенная оказалась младше самых старых звезд. В 1995 г. авторы данной статьи указали, что расхождения исчезают, если принять, что около 2/3 критической плотности составляет энергия вакуума. (Предложенная модель отличается от замкнутой Вселенной Эйнштейна, в которой значение плотности космологической постоянной составляла половину плотности вещества.) Наше предположение было по меньшей мере дерзким.

МОДЕЛИ КОСМОСА: РАНЬШЕ И ТЕПЕРЬ

Космологическая модель Эйнштейна описывает конечную в пространстве, но бесконечную во времени вселенную. Ее размер постоянен, а пространственные границы отсутствуют. Она искривляется, замыкаясь подобно окружности (слева). После того как было обнаружено расширение Вселенной, космологи сосредоточились на модели бесконечной вселенной, расширение которой постоянно замедляется под действием сил тяготения (в середине).

В 1980-х гг. теоретики доработали модель, дополнив ее начальной фазой очень быстрого расширения (инфляцией). Наблюдения последних шести лет показали, что около 5 млрд. лет назад расширение Вселенной начало ускоряться (справа). Что ждет Вселенную в конечном итоге – продолжение расширения, коллапс или сверхбыстрое расширение, называемое Большим разлетом, – зависит от природы таинственной темной энергии, ускоряющей расширение Вселенной.

Однако теперь, спустя почти 10 лет, все сошлось. Возрожденная космологическая постоянная позволила не только объяснить нынешнее ускорение расширения Вселенной и предшествовавшее ему замедление, но и увеличить возраст Вселенной до 14 млрд. лет и добавить ровно столько энергии, чтобы довести ее плотность до критического значения. Однако физики все еще не знают, действительно ли источником такой энергии служит квантовый вакуум. Поскольку необходимо было установить природу космологической постоянной, ученые стали заниматься количественным определением энергии вакуума, и головоломка стала еще более запутанной, чем тогда, когда физики пытались построить теорию, которая исключала бы энергию вакуума. Сегодня ученым необходимо понять, почему она может быть отличной от нуля, но настолько малой, что ее влияние на космос стало существенным лишь несколько миллиардов лет назад.

Эйнштейн, рассматривая несовместимость частной теории относительности с теорией гравитации Ньютона, сделал открытие. Так же и современные физики, рассматривая теорию Эйнштейна, стремятся включить в нее законы квантовой механики. Возможно, космологические наблюдения позволят выявить связи гравитации с квантовой механикой. Эйнштейну помогла эквивалентность гравитации и физики ускоренных систем отсчета. Возможно, что сегодня путеводной звездой станет другой вид ускорения – ускорение расширения Вселенной.

Мир суперсимметрии

Многие физики считают, что объединить квантовую механику с гравитацией может теория струн (М-теория). Одно из ее основных положений – существование суперсимметрии, т.е. симметрии между частицами с полуцелым спином (такие фермионы, как кварки и лептоны) и частицами с целочисленным спином (такие бозоны, как фотоны, глюоны и другие носители сил взаимодействия). Там, где проявляется суперсимметрия, массы частицы и ее партнеры должны быть одинаковыми. Например, суперсимметричный электрон (сэлектрон) должен быть таким же легким, как электрон, и т.д. Кроме того, можно доказать, что в «супермире» квантовое ничто не будет иметь никакой массы, а вакуум должен иметь нулевую энергию. Предполагается, что в реальном мире сэлектрона с массой, равной массе электрона, не существует, иначе физики бы его обнаружили. Теоретики считают, что частицы-суперпартнеры в миллионы раз тяжелее электрона и поэтому, чтобы их обнаружить, нужны супермощные ускорители элементарных частиц. Возможно, что суперсимметрия – это нарушенная симметрия, при которой квантовое ничто может иметь некоторую массу.

Физики построили модели нарушенной суперсимметрии, в которых плотность энергии вакуума намного меньше абсурдно завышенных оценок, полученных ранее. Но даже эти значения намного больше тех, на которые указывают данные космологических наблюдений. Недавно выяснилось, что М-теория допускает бесконечное множество различных решений, которые приводят к слишком большим значениям плотности энергии вакуума. Но есть и такие, при которых она оказывается достаточно малой, чтобы согласовать ее с результатами космологических наблюдений (см. «Ландшафт теории струн», «В мире науки», №12, 2004 г.).

Еще одна особенность теории суперструн – постулирование существования большего числа пространственных измерений. К трем обычным измерениям добавляются еще 6 или 7 скрытых, и появляется еще одно объяснение ускорения расширения Вселенной. Георгий Двали (Georgi Dvali) из Нью-Йоркского университета и его коллеги предположили, что влияние этих дополнительных измерений может проявляться в виде дополнительного члена в эйнштейновском уравнении поля, который и может обусловливать ускорение расширения Вселенной. Ранее считалось, что различия между общей теорией относительности и последующими теориями проявляются в условиях малых, а не космических расстоянияй. Подход Двали противоречит этому мнению.

Возможно, что объяснение ускорения расширения Вселенной никак не будет связано с тем, что космологический член так мал, или с обобщением теории Эйнштейна для включения в нее квантовой механики. Общая теория относительности утверждает, что гравитация объекта пропорциональна сумме плотности его энергии и утроенного внутреннего давления. Любой форме энергии с отрицательным внутренним давлением соответствует расталкивающая гравитация. Поэтому ускорение расширения Вселенной может быть вызвано просто существованием необычного вида энергии, называемого темной энергией, которая не предсказывается ни квантовой механикой, ни теорией суперструн.

Геометрия и конечная судьба Вселенной

Как бы то ни было, факт ускоренного расширения Вселенной навсегда изменил наши представления о будущем. Мы больше не связываем конечную судьбу мира с геометрией. Плоская вселенная, в которой доминирует положительная энергия вакуума, будет расширяться вечно и со все увеличивающейся скоростью, а вселенная, в которой преобладает отрицательная энергия вакуума, в конце концов коллапсирует. Если же темная энергия вообще не является энергией вакуума, ее влияние на расширение Вселенной остается неясным. Возможно, что в отличие от космологической постоянной плотность темной энергии может со временем расти или уменьшаться. Если она будет увеличиваться, расширение Вселенной будет ускоряться, разрывая на части сначала галактики, потом планетные системы звезд, затем планеты и в конце концов атомы. Если же плотность темной энергии уменьшится, ускорение расширения может прекратиться. А если эта плотность станет отрицательной, Вселенная рано или поздно коллапсирует. Без знания деталей происхождения энергии, вызывающей расширение Вселенной, никакая совокупность космологических наблюдений не позволит определить ее конечную судьбу.

ИСТОРИЯ

90 лет назад Эйнштейн впервые ввел космологическую постоянную, затем она была отвергнута, модифицирована и воскрешена.

ФЕВРАЛЬ 1917 г . Эйнштейн ввел космологический член для компенсации гравитационного притяжения, что позволило ему построить теоретическую модель конечной стационарной Вселенной.
МАРТ 1917 г. Голландский космолог Виллем де Ситтер предложил модель с космологическим членом. Позже было показано, что ей соответствует ускоряющееся расширение Вселенной.
1922 г. Советский физик Александр Фридман построил модели расширяющейся и сжимающейся вселенных без использования космологической постоянной.
1929 г. Американский астроном Эдвин Хаббл обнаружил, что Вселенная расширяется. Двумя годами позже Эйнштейн отказался от космологического члена, назвав его «теоретически неудовлетворительным».
1967 г. Советский физик Яков Борисович Зельдович оценил плотность энергии квантового вакуума и нашел, что ей соответствует колоссальный космологический член.
1998 г. Две группы охотников за сверхновыми, возглавляемые Солом Перлмутером и Брайаном Шмидтом, сообщили, что расширение Вселенной ускоряется. Этот эффект мог быть описан модифицированным космологическим членом. После 1998 г. были получены более весомые подтверждения ускорения расширения Вселенной.

Будущее нашей Вселенной будет определять физика пустого пространства. Потребуются новые измерения расширения Вселенной и космических структур, которые укажут теоретикам направления работы. Планируются эксперименты, в том числе с использованием космического телескопа, предназначенного для наблюдения далеких сверхновых, и наземных телескопов для исследования темной энергии, а также ее влияния на крупномасштабные структуры.

Туман неизвестности привел Эйнштейна к тому, что он, пытаясь построить стационарную маховскую Вселенную, стал рассматривать космологический член. Сегодня неразбериха в отношении ускорения расширения Вселенной побуждает физиков использовать все возможные пути, чтобы понять природу энергии, ускоряющей расширение. Утешает лишь факт, что в итоге это может привести исследователей к объединению сил гравитации с другими силами природы, что и было самой заветной мечтой Эйнштейна.

(«В мире науки», №12, 2004)

ОБ АВТОРАХ:
Лоренс Кросс (Lawrence M.Krauss) и Майкл Тэрнер (Michael S. Turner) первыми предположили, что во Вселенной доминирует космологический член. Их прогноз (1995 г.) об ускорении расширения Вселенной был подтвержден данными астрономических наблюдений. Декан физического факультета Университета Западного резервного района (Case Western Reserve University) в Кливленде (шт. Огайо), Кросс написал семь популярных книг, включая «Физику звездного пути» (The Physics of Star Trek) и готовящуюся к печати «Спрятанные в зазеркалье: Таинственное очарование дополнительных измерений» (Hiding in the Mirror: The Mysterious Allure of Extra Dimensions). Тэрнер, профессор Чикагского университета, работает заместителем директора Национального научного фонда США по математическим и физическим наукам.

Комментарии (116):

>Оранжевые шары - это видимая часть Вселенной, которая растет со скоростью света, а голубые - расширяющаяся часть пространства.

Не вполне точное утверждение, суть которого, на мой взгляд, заключалась в том, что в ускоренно расширяющейся Вселенной скорость роста хаббловской сферы уменьшается со временем $$ \frac{d}{{dt}}(R_{H}) = c\frac{d}{{dt}}\left({\frac{1}{H}} \right) = \frac{{c\dot H}}{{H^2 }} = \frac{c}{{H^2 }}\left({\frac{{\ddot a}}{a} - \frac{{\dot a^2 }}{{a^2 }}} \right) = c(1 + q), $$ где $q$ - параметр замедления $q=-\frac{\ddot a}{aH^2 }$. Галактики, лежащие на хаббловской сфере, удаляются от нас со скоростью света. Во Вселенной с замедленным расширением $(q>0)$ хаббловская сфера, имея скорость, превосходящую скорость света на величину $cq$, перегонит эти галактики. Таким образом, галактики, первоначально находившиеся вне хаббловской сферы, окажутся внутри неё.

В ускоренно расширяющейся Вселенной параметр замедления отрицателен ($q

А если отбросить в сторону антропный центризм, то всё станет на свои места.

Наша Вселенная (НВ) есть малая часть Нашей Чёрной Дыры (НЧД).

НЧД, поглащая материю_вещество из внешней вселенной, увеличивает свою массу, свои размеры, что и является причиной расширения НЧД и, как следствие, причиной расширения НВ.

скорость изменения размеров НЧД есть абослютно максимальная скорость всех эволюционных процессов внутри НЧД (это наша скорость света), и первопричина всех этих процессов.

Нет необходимости вводить и искать "тёмную" материю... "тёмную" энергию...

Смысл в том, что любая мат. модель описывает реальный обЪект с конечной точностью. Если точность мат. модели приемлема, то ей можно пользоваться.

Но если мат. модель даёт ошибку, не соизмеримую с приемлемой (приемлемая ошибка - ошибка не превышаюшая точности измерения), то Это верный сигнал к тому что модель не соответствует реалиям, к тому что мат. аппарат требует, если не доработки, то полной замены (как бы не оспаривалась бы сия позиция).

Согласно статье "Происхождение Вселенной" (на этом сайте) ошибка модели более чем в 20 раз превышает оценку реального заполнения НВ.

Сия ошибка кроется именно в антропном центризме:

НВ единственна в мироустройстве. Все внешние вселенные никак не влияют на НВ.

Но есть простой вопрос:

Если НВ расширяется, то КУДА?, Каковы свойства пространства в которое расширяется НВ?

Простая экстраполяция рассуждений снимает ограничения в понятиях на причины расширения НВ-Это работа внешних по отношению к НВ сил.

Теория инфляции даёт ответ и на второй вопрос: при катастрофическом расширение в период инфляции Вселенная расширились в $10^{10^{100}}$ раз. При таком расширении любая геометрия будет неотличима от плоской. К примеру если "кривизну" яблока вы увидеть можете, то с кривизной Земли, всё гораздо сложнее, а при инфляции -- в $10^{10^{100}}$ раз сложность увеличивается пропорционально.

Теория струн (дальнейшим развитием которой стала теория суперструн и М-теория) считается одновременно и одной из самых многообещающих (кандидатом в "теорию всего"), и одной из самых спорных идей в современной физике. Весь набор элементарных частиц в струнной теории описывается в виде стоячих волн разной частоты в многомерном пространстве (представляемых в виде вибрирующих "струн" или "петель"). Самая большая проблема, связанная с этой теорией, заключается в том, что она, судя по всему, способна описывать какой угодно мир (каким бы ни был наш реальный мир, всегда можно подобрать правильно описывающие его параметры суперструнной теории), а значит, не способна ничего предсказывать (то есть не отвечает критерию фальсифицируемости в попперовском смысле). Попытки выхода из этого тупика, конечно, не прекращаются, и вот одна из таких попыток была предпринята недавно группой ученых из Принстонского университета (Princeton University), которую возглавлял наш бывший соотечественник профессор кафедры физики Игорь Клебанов. Возможно, им удастся наконец отыскать давно разыскиваемую связь между гравитацией и силами, доминирующими в масштабах атомного ядра, реальность которой можно будет проверить в будущем в лабораторных условиях.

Исследователи из Принстона нашли математическое доказательство того, что некоторые из предсказаний струнной теории определенным образом связаны со следствиями из вполне почтенного и уважаемого раздела физики, именуемого "квантовой хромодинамикой" (КХД), которая описывает взаимодействия между "цветными" кварковыми и глюонными полями - то есть субатомными объектами, формирующими в результате сильного взаимодействия те самые "кирпичики" (адроны), из которых состоит все окружающее нас вещество - протоны, нейтроны (плюс более экзотичные частицы вроде мезонов и гиперонов). Это открытие в принципе может открыть путь для использования струнной теории при решении практических задач физики.

"Раньше мы могли изучать такие взаимодействия лишь при самых высоких энергиях, обеспечиваемых, например, ускорителями частиц, однако в дальнейшем сможем описывать и то, что происходит в обычных условиях - то есть атомы, которые составляют окружающие нас камни и деревья. Пока мы еще не преодолели этот разрыв, но математический аппарат струнной теории, вероятно, на это способен",

Соответствующая статья была опубликована в научном журнале Physical Review Letters (PRL) 30 марта. Соавторами Клебанова стали аспирант Маркус Бенна (Marcus Benna) и постдоки Серджио Бенвенути (Sergio Benvenuti) и Антонело Скардиккьо (Antonello Scardicchio).

При высоких энергиях (среди частиц, взаимодействующих друг с другом при околосветовых скоростях) сила, скрепляющая кварки, настолько ослабевает, что экспериментаторы могут как бы "разорвать" частицы на составные части и изучать их какое-то мгновение "по отдельности". К сожалению, эти наблюдения неприменимы для протонов и нейтронов, находящихся в привычных нам условиях - тогда связь между кварками становится слишком прочной (все это ученые поняли еще в 1970-х гг.). В 1997-1998 гг. появилась этапная работа физиков из Принстона, занимавшихся калибровочными полями: Александра Полякова (члена-корреспондента РАН), Стивена Габсера (Steven Gubser) и Клебанова, - а так же аргентинского теоретика Хуана Малдасены (Juan Maldacena) и Эдварда Уиттена (Edward Witten) из принстонского Института передовых исследований (Institute for Advanced Study - IAS), которая позволила несколько сблизить КХД и теорию струн. Важным развитием этого направления послужила работа доцента из Принстона Никласа Байзерта (Niklas Beisert), издавшего свою статью в конце октября прошлого года, что позволило группе Клебанова в дальнейшем навести "мост" между уже установленными уравнениями субатомной физики и теорией струн.

Конечно, разрыв между известными признанными теориями вроде КХД и "новой физикой" еще не исчез полностью, однако надежда на заполнение промежутка между слабо и сильно взаимодействующими режимами калибровочной теории с помощью новых

Воспроизведение эффектного результата Бекенштайна-Хокинга, согласно которому энтропия черной дыры равна четверти площади ее горизонта, стало вызовом и «делом чести» для всякой теории квантовой гравитации, претендующей на серьезное место в истории. Более того, поскольку энтропия предполагается соотносящейся с мерой информации, надо отвечать и на следующий вопрос: что это за информация, которую учитывает энтропия черной дыры при поглощении материи? LQG на этот вопрос отвечает тем, что дает подробное описание микроскопической структуры горизонта черной дыры. Это описание построено, в свою очередь, на основе элементарного описания пространственной геометрии, из которого следует, что площадь горизонта черной дыры тоже квантована - как и пространство, она состоит из дискретных единиц, и каждая квантованная единица площади горизонта может иметь лишь конечное число состояний. Подсчитывая их, получают в точности результат Бекенштайна - с одной четвертой площади. К этому выводу разработчики LQG пришли совсем недавно - во второй половине 1990-х и начале 2000-х годов.

С середины 1990-х годов отмечается заметный прогресс и на другом, более известном обществу направлении движения к «Теории Всего» - в теории струн. Используя чрезвычайно нетривиальную математику, эта теория оперирует моделью микроскопических струн, вибрирующих в многомерном пространстве и порождающих все известные частицы вместе с их взаимодействиями. В количественном отношении физиков-«струнников» раз в десять больше, нежели сторонников LQG. Отчасти популярность теории струн объясняется успешным пиаром, но есть, конечно, и куда более глубокие причины. Каждая из пяти разных теорий струн предсказывает структуру, которая включает в себя не только гравитационные эффекты ОТО на больших расстояниях, но и эффекты квантовой механики на расстояниях малых. Уже одно это является важнейшей причиной для интенсивного изучения теории струн, если учесть, что общепринятая сегодня Стандартная модель теории квантового поля делает гравитацию невозможной… Еще большее внимание теория струн привлекает с тех пор, как в 1995 году Эдварду Уиттену (Edward Witten) из Института передовых исследований в Принстоне удалось построить единую концепцию (М-теорию), которая свела в общую картину пять теорий, прежде предполагавшихся совершенно разными.

Чуть раньше Джо (Joe Polchinski) из Калифорнийского университета Санта-Барбары открыл и развил в теории струн математический аппарат микроскопических объектов, именуемых D-бранами (обобщение понятия вибрирующей мембраны для разных размерностей). Вскоре этот аппарат и опирающаяся на него М-теория позволили Эндрю Стромингеру и Кумруну Вафе из Гарварда (Andrew Strominger, Cumrun Vafa) дать описание физики черных дыр в терминах струн и D-бран, то есть в терминах фундаментальных строительных блоков природы. Причем для значения энтропии Бекенштайна-Хокинга получен ожидаемый результат - четверть площади горизонта. Можно говорить, что в теории струн энтропия выведена путем подсчета количества квантовых микросостояний черной дыры, то есть в том же самом смысле, как Людвиг Больцман когда-то вывел уже известную энтропию газа на основе более глубоких соображений подсчетом всевозможных микросостояний этого газа. Важнейшее следствие результата Стромингера-Вафы в том, что любая информация, попадающая в черную дыру, не безвозвратно теряется (так всегда утверждал Стивен Хокинг), а накапливается во внутренней структуре D-бран. То есть теоретически выведен, можно сказать, закон сохранения информации во вселенной.

Еще одной важнейшей разработкой 1990-х годов, ведущей к дискретно-информационной картине мира, стал так называемый голографический принцип. Забавно, что он вынуждает физиков-теоретиков прибегать к слову «информация» в ситуациях, когда толком даже неясно, о чем в физическом смысле идет речь. Одно это уже интересно и заслуживает рассмотрения, поскольку на основе голографического принципа удается получать перспективные, а иногда просто поразительные результаты.

Сегодня голографический принцип существует уже в нескольких версиях. Сама же идея была выдвинута в 1993 году голландским теоретиком, нобелевским лауреатом Герардом ‘т Хоофтом (Gerard ‘t Hooft) из Утрехтского университета и существенно развита Леонардом Зюсскиндом. В основе принципа лежит граница Бекенштайна, задающая предел количеству информации, содержащейся в данном объеме пространства. Зюсскинд доказал, что конечная информационная емкость (энтропия) любой системы зависит не от ее объема, а от площади поверхности, ограничивающей эту систему. Это и есть упоминавшаяся ранее голографическая граница Зюсскинда. Голографической она названа потому, что принципы голографии дают столь поразительному результату вполне естественное объяснение. Ведь в нашем повседневном мире голограмма - это вид фотографии, порождающий полноценный трехмерный образ объекта с помощью информации, особым образом закодированной на двумерном куске пленки. Голографический принцип ‘т Хоофта утверждает, что аналог этой «визуальной магии» применим и к полному физическому описанию любой системы, занимающей некий объем пространства.

На сегодня в теоретической физике имеется уже несколько примеров интереснейшей реализации этой идеи. Упомянем, в частности, работу (1997) молодого аргентинского теоретика Хуана Малдасены (Juan Maldacena), использовавшего модель антидеситтеровского пространства-времени. (Пространство-время де Ситтера - это модель симметричной расширяющейся вселенной, впервые полученная голландским астрономом Виллемом де Ситтером в 1917 году как решение уравнений Эйнштейна, включающее силу отталкивания. Если же изменить знак космологической константы, то есть силу отталкивания в уравнениях поменять на притяжение, то решение де Ситтера обращается в так называемое антидеситтеровское пространство-время, которое обладает границей, расположенной «на бесконечности» и при этом очень похожей на привычное нам пространство-время.)
У Малдасены получилась пятимерная вселенная, описываемая в терминах теории струн и функционирующая в антидеситтеровском пространстве, но при этом эквивалентная квантовой теории поля, оперирующей на четырехмерной границе пространства-времени. Таким образом, вся величественность теории суперструн в антидеситтеровской вселенной оказывается записанной на границе этой вселенной. Впоследствии это необычное «голографическое» соотношение было неоднократно подтверждено и для других вариантов пространства-времени, с разными сочетаниями размерностей, в работах многих исследователей (в том числе и наших соотечественников Игоря Клебанова и Александра Полякова, работающих в Принстонском университете).

Эти результаты означают, что две очень разные теории - даже действующие в пространствах разной размерности - являются эквивалентными. И что теории гравитации могут оказываться той же самой вещью, что и квантовые теории поля, если смотреть на них надлежащим образом. При этом мыслящие создания, живущие в одной из таких вселенных, в принципе не могут определить, находятся ли они в пятимерной вселенной, описываемой теорией струн, или же в четырехмерном мире, описываемом квантовой теорией поля точечных частиц. А выбор одного из вариантов описания делается на основе предрассудков обитателей, опирающихся на врожденные представления и «здравый смысл» (подобно тому, как мы убеждены, что наш мир имеет лишь три пространственных и одно временное измерение). Тем не менее, голографическая эквивалентность может позволять, чтобы сложные вычисления в граничном четырехмерном пространстве-времени были заменены гораздо более простыми расчетами в высокосимметричном пятимерном антидеситтеровском пространстве.

Космологическая постоянная - физическая постоянная, характеризующая свойства вакуума, которая вводится в общей теории относительности. С учетом космологической постоянной уравнения Эйнштейна имеют вид

$$R_{ab} - {R \over 2} g_{ab} + \Lambda g_{ab} = {8 \pi G \over c^4} T_{ab}$$

где $\Lambda$ - космологическая постоянная, g ab - метрический тензор, R ab - тензор Риччи, R - скалярная кривизна, T ab - тензор энергии-импульса, c - скорость света, G - гравитационная постоянная Ньютона.

Космологическая постоянная была введена Эйнштейном для того, чтобы уравнение допускало пространственно однородное статическое решение. После построения теории эволюционирующей космологической модели Фридмана и получения подтверждающих её наблюдений, отсутствие такого решения у исходных уравнений Эйнштейна не рассматривается как недостаток теории.

До 1997 года достоверных указаний на отличие космологической постоянной от нуля не было, поэтому она рассматривалась в общей теории относительности как необязательная величина, наличие которой зависит от эстетических предпочтений автора. В любом случае её величина позволяет пренебрегать эффектами, связанными с её наличием, вплоть до масштабов скопления галактик, то есть практически в любой рассматриваемой области, кроме космологии.

В космологии, однако, наличие космологической постоянной может существенно изменять некоторые этапы эволюции наиболее распространенных космологических моделей. В частности, космологические модели с космологической постоянной предлагалось использовать для объяснения некоторых свойств распределения

Член $\Lambda$g ab можно включить в тензор энергии-импульса и рассматривать как тензор энергии-импульса вакуума. Этот член инвариантен по отношению к преобразованиям локальной группы Лоренца, что соответствует принципу лоренц-инвариантности вакуума в квантовой теории поля. С другой стороны, $\Lambda$g ab можно рассматривать как тензор энергии-импульса некоего статического космологического скалярного поля. Сейчас активно развиваются оба подхода.

Легенду об упавшем яблоке Ньютон сочинил для своей племянницы Катерины Кондуит, рассказывая, как открыл свой закон всемирного тяготения. После того как эта история попала в первую опубликованную в 1728 году биографию великого ученого, яблоко стало неразрывно ассоциироваться с этим законом. Однако суть открытия заключалось в том, что замкнутые эллиптические орбиты планет Солнечной системы возможны в единственном случае - когда сила притяжения их к Солнцу обратно пропорциональна квадрату расстояния до него.Для объяснения наблюдаемой эволюции Вселенной в рамках существующих теорий, приходится допустить, что одни фундаментальные постоянные более постоянны, чем другие

Легенду об упавшем яблоке Ньютон сочинил для своей племянницы Катерины Кондуит, рассказывая, как открыл свой закон всемирного тяготения. После того как эта история попала в первую опубликованную в 1728 году биографию великого ученого, яблоко стало неразрывно ассоциироваться с этим законом. Однако суть открытия заключалось в том, что замкнутые эллиптические орбиты планет Солнечной системы возможны в единственном случае - когда сила притяжения их к Солнцу обратно пропорциональна квадрату расстояния до него.

В ряду фундаментальных физических констант - скорость света, постоянная Планка, заряд и масса электрона - гравитационная постоянная стоит как-то особняком. Даже история её измерения изложена в знаменитых энциклопедиях Britannica и Larousse, не говоря уж о «Физической энциклопедии», с ошибками. Из соответствующих статей в них читатель узнает, что её численное значение впервые определил в прецизионных экспериментах 1797–1798 годов знаменитый английский физик и химик Генри Кавендиш (Henry Cavendish, 1731–1810), герцог Девонширский. В действительности Кавендиш измерял среднюю плотность Земли (его данные, кстати, всего лишь на полпроцента отличаются от результатов современных исследований). Располагая же информацией о плотности Земли, мы легко может вычислить её массу, а зная массу, определить гравитационную постоянную.

Интрига состоит в том, что во времена Кавендиша понятия гравитационной постоянной ещё не существовало, и закон всемирного тяготения не принято было записывать в привычном для нас виде. Напомним, что сила тяготения пропорциональна произведению масс тяготеющих тел и обратно пропорциональна квадрату расстояния между этими телами, коэффициентом же пропорциональности как раз и является гравитационная постоянная. Такая форма записи ньютоновского закона появляется только в XIX столетии. А первые опыты, в которых измерялась именно гравитационная постоянная, были выполнены уже в конце столетия - в 1884 году.

Как отмечает российский историк науки Константин Томилин, гравитационная постоянная отличается от других фундаментальных постоянных ещё и тем, что с ней не связан естественный масштаб какой-либо физической величины. В то же время скорость света определяет предельное значение скорости, а постоянная Планка - минимальное изменение действия.

И только в отношении гравитационной постоянной была высказана гипотеза о том, что её численное значение, возможно, меняется со временем. Впервые эту идею сформулировал в 1933 году английский астрофизик Эдвард Милн (Edward Arthur Milne, 1896–1950), а в 1937 году знаменитый английский физик-теоретик Поль Дирак (Paul Dirac, 1902–1984), в рамках так называемой «гипотезы больших чисел», предположил, что гравитационная постоянная уменьшается с течением космологического времени. Гипотеза Дирака занимает важное место в истории теоретической физики ХХ века, однако никаких более или менее надежных экспериментальных подтверждений её не известно.

С гравитационной постоянной непосредственно связана так называемая «космологическая постоянная», впервые появившаяся в уравнениях общей теории относительности Альберта Эйнштейна. Обнаружив, что эти уравнения описывают либо расширяющуюся, либо сжимающуюся вселенную, Эйнштейн искусственно добавил в уравнения «космологический член», обеспечивавший существование стационарных решений. Его физический смысл сводился к существованию силы, компенсирующей силы всемирного тяготения и проявляющейся лишь на очень больших масштабах. Несостоятельность модели стационарной Вселенной стала для Эйнштейна очевидной после выхода в свет работ американского астронома Эдвина Хаббла (Edwin Powell Hubble, 1889–1953) и советского математика Александра Фридмана, доказавших справедливость иной модели, согласно которой Вселенная расширяется во времени. В 1931 году Эйнштейн отказался от космологической постоянной, назвав её в частной беседе «величайшей ошибкой своей жизни».

История, однако, на этом не закончилась. После того как было установлено, что последние пять миллиардов лет расширение Вселенной происходит с ускорением, вопрос о существовании антигравитации вновь стал актуальным; вместе с ним в космологию вернулась и космологическая постоянная. При этом современные космологи связывают антигравитацию с присутствием во Вселенной так называемой «темной энергии».

Одна из главных проблем современной физики - связать законы микромира с законами космологии. В основном уже удается добиться хорошего соответствия, но в частностях бывают расхождения в сотни порядков Фото: W.N. Colley and E. Turner (Princeton University), J.A. Tyson (Bell Labs, Lucent Technologies) and NASA

И гравитационная постоянная, и космологическая постоянная, и «темная энергия» были предметом активных дискуссий на недавней конференции в Имперском Колледже Лондона (London Imperial College), посвященной нерешенным проблемам в стандартной модели космологии. Одна из наиболее радикальных гипотез была сформулирована в докладе Филиппа Мангейма (Philip Mannheim) - специалиста по физике элементарных частиц из университета Коннектикута в Шторсе (University of Connecticut in Storrs). Фактически Мангейм предложил лишить гравитационную постоянную статуса универсальной постоянной. Согласно его гипотезе, «табличное значение» гравитационной постоянной определено в лаборатории, находящейся на Земле, и им можно пользоваться только в пределах Солнечной системы. В космологических же масштабах гравитационная постоянная имеет другое, существенно меньшее численное значение, которое можно рассчитать методами физики элементарных частиц.

Представляя свою гипотезу коллегам, Мангейм прежде всего стремился приблизить решение весьма актуальной для космологии «проблемы космологической постоянной». Суть этой проблемы в следующем. По современным представлениям, космологическая постоянная характеризует скорость расширения Вселенной. Её численное значение, найденное теоретически методами квантовой теории поля, в 10120 раз превышает полученное из наблюдений. Теоретическое значение космологической постоянной столь велико, что при соответствующей скорости расширения Вселенной звезды и галактики просто не успели бы сформироваться.

Свою гипотезу о существовании двух разных гравитационных постоянных - для солнечной системы и для межгалактических масштабов - Мангейм обосновывает следующим образом. По его словам, в наблюдениях на самом деле определяется не сама космологическая постоянная, а некоторая величина, пропорциональная произведению космологической постоянной на гравитационную постоянную. Предположим, что в межгалактических масштабах гравитационная постоянная очень мала, а значение космологической постоянной соответствует расчетному и очень велико. В этом случае произведение двух постоянных вполне может быть малой величиной, что не противоречит наблюдениям. «Возможно, пришло время отказаться считать космологическую постоянную малой величиной, - говорит Мангейм, - просто принять, что она велика, и исходить из этого». В этом случае «проблема космологической постоянной» оказывается решенной.

Предлагаемое Мангеймом решение выглядит простым, но цена, которую придется заплатить за него, очень велика. Как отмечает Зейя Мерали (Zeeya Merali) в статье «Two constants are better than one», опубликованной журналом New scientist 28 апреля 2007 года, вводя два разных численных значения гравитационной постоянной, Мангейм неизбежно должен отказаться от уравнений общей теории относительности Эйнштейна. Кроме того, гипотеза Мангейма делает излишним принятое большинством космологов представление о «темной энергии», поскольку малое значение гравитационной постоянной на космологических масштабах уже само по себе эквивалентно предположению о существовании антигравитации.

Кейт Хорн (Keith Horne) из британского университета св. Андрея (University of St Andrew) приветствует гипотезу Мангейма, поскольку в ней использованы фундаментальные принципы физики элементарных частиц: «Она очень элегантна, и было бы просто замечательно, если бы она оказалась правильной». По словам Хорн, в этом случае нам удалось бы объединить физику элементарных частиц и теорию гравитации в одну весьма привлекательную теорию.

Но с ней согласны далеко не все. New Scientist приводит и мнение космолога Тома Шэнкса (Tom Shanks), что некоторые явления, очень хорошо укладывающиеся в стандартную модель, - например, недавние измерения реликтового излучения, и движения двойных пульсаров, - вряд ли окажутся так же легко объяснимы в теории Мангейма.

Существование вселенной, циклически коллапсирующей и снова раздувающейся из сингулярности, предполагалось найденными Александром Фридманом решениями уравнений ОТО. Новые модификации этой старой идеи сильно от нее отличаются: и «схлопывание» происходит не до конца, и прошлое не забывается - в каждом новом цикле космологическая постоянная все меньше и меньше

Сам Мангейм не отрицает проблем, с которыми сталкивается его гипотеза, замечая при этом, что считает их намного менее значимыми в сравнении с трудностями стандартной космологической модели: «Её разрабатывают сотни космологов, и тем не менее она неудовлетворительна на 120 порядков».

Надо отметить, что Мангейм нашел некоторое количество сторонников, поддержавших его, дабы исключить худшее. К худшему они отнесли выдвинутую в 2006 году гипотезу Пола Штейнхарда (Paul Steinhardt) из Принстонского университета (Princeton University) и Нила Тьюрока (Neil Turok) из Кембриджа (Cambridge University), согласно которой Вселенная периодически рождается и исчезает, причем в каждом из циклов (длящемся триллион лет) происходит свой Большой Взрыв, и при этом в каждом цикле численное значение космологической постоянной оказывается меньше, нежели в предыдущем. Крайне незначительная величина космологической постоянной, зафиксированная в наблюдениях, означает тогда, что наша Вселенная - очень дальнее звено в очень длинной цепи рождающихся и исчезающих миров…

Несмотря на отсутствие в литературе удовлетворительной во всех отношениях модели компенсации космологического члена, определенный интерес представляет рассмотрение ее механизма в контексте представлений о скалярном поле, эффективный потенциал которого имеет два минимума. У этого поля имеется два вакуумных состояния: одно из них, соответствующее значению эффективного потенциала при нулевом значении поля, называется метастабильным состоянием ложного вакуума; другое, соответствующее значению эффективного потенциала при ненулевом значении поля, называется состоянием истинного вакуума. При отличной от нуля вероятности туннелирования состояния ложного вакуума через потенциальный барьер рано или поздно произойдет взрыв ложного вакуума с выделением энергии определенной плот-ности и система перейдет в состояние с ненулевым значением поля.

Кажется невероятным, что в «начале» исходная космологи-ческая постоянная была «подобрана» так, чтобы полностью скомпенсировать все эти скачки плотности энергии вакуума при последующих фазовых переходах, причем с фантастической степенью точности; во всяком случае, механизм динамической генера-ции космологического члена не мог не иметь глубоких физических причин, которых мы пока не понимаем.
И все же нам кажется, что подходы, ведущие к сокращению плотности вакуума с планковского значения до реального, должны быть связаны с су-ществованием скалярного поля, имитирующего вакуумное уравнение состояния с от-рицательной энергией. Или с включением в плотность вакуума трех составляющих: высокоэнергетической (конденсат нейтральных бозонов), низкоэнергетической (про-странственная кривизна) и нулевых колебаний, или с моделью мира «на бране»

Вернувшись к простейшей модели эффективного потенциала скалярного поля, заметим, что путь подбарьерного перехода состояния ложного вакуума связывается с периодом инфляции, а «скатывание» его по потенциалу до состояния истинного вакуума – с классической эволюцией скалярного поля. Достигнув истинного минимума (истинного вакуума), скалярное поле начинает колебаться, и из-за взаимодействия с полями других типов колебания затухают. Этот момент соответству-ет окончанию инфляции и началу фридмановского режима расширения.
Взаимодействия скалярного поля с полями электронов, кварков, глюонов, лептокварков и другими реальными и гипотетическими полями приводит к рождению обычной материи. Появляется горячая плазма, и вновь начинается эпоха степенного расширения, правда, со значением масштабного фактора, по крайней мере в $10^{30}$ раз большим, чем для предыдущей фридмановской эпохи. Вселенная приобретает скорость расширения, необходимую для того, чтобы продолжать его вплоть до современного момента времени.

Благодаря физическим процессам, протекающим на инфляционной стадии развития Вселенной, она имеет глобальную крупномасштабную структуру, обусловленную гравитационной неустойчивостью роста первоначально малых возмущений плотности. Генерация возмущений плотности из вакуумных колебаний скалярного поля происходит за счет его «скатывания» из неравновесного состояния в равновесное в конце стадии инфляции Вселенной. Рассмотрим две области пространства во Вселенной, имеющие различную величину скалярного поля, которая обеспечивается его нулевыми флуктуациями.

Наблюдательная астрономия и космологические экспери-менты подтвердили однородность нашей Вселенной лишь в среднем, в очень больших масштабах (L > 200 Мпс). С уменьшением масштабов структура Вселенной становится ярко выраженной: так, в масштабах L > 100 Мпс это сверхскопление и скопление га-лактик, в масштабах L = 100 – 10 кпс это сами галактики, в масштабах L = 1 пс – это шаровые звездные скопления и, наконец, звезды и планеты.
Распад ложного вакуума, произошедший после окончания инфляции, привел к выделению потенциальной энергии в виде горячей плазмы, состо-явшей из большого числа тяжелых элементарных частиц, природа которых и законы их взаимодействия сейчас нам неизвестны. Вместе с тем астрономические наблюдения показывают почти полное отсутствие в нашу эпоху во Вселенной антивещества, в про-тивном случае аннигиляция вещества и антивещества (сопровождающаяся выделением огромного количества энергии) была бы замечена. Другими словами, существование Вселенной и нас в ней обязано почти незаметному преобладанию в ней частиц над ан-тичастицами на ранней стадии эволюции.

В сценарии хаотического раздувания Вселенной области классического пространства-времени постоянно рождаются из пространственно-временной пены и вновь превращаются в нее. В силу этого рождение сингулярного пространства внутренне присуще этому сценарию, и вместо трагизма рождения мира из сингулярности, до которой ничего не существовало, мы имеем дело с бесконечным процессом взаимопревращений фаз (в которых малы и велики квантовые флуктуации метрики).

Космологическая революция наших дней привела к совер-шенно новому пониманию того, что представляет собой современная эпоха эволюции Вселенной. Как оказалось, в ней господствует космический вакуум с его антигравита-цией, заставляющей галактики с ускорением разбегаться друг от друга. Поток расши-рения своим происхождением, по мнению многих космологов, обязан первичному вакууму Вселенной, плотность которого изначально была исключительно высокой (на много порядков превышающей измеренную сейчас). Эволюционируя во времени, ваку-ум порождал «обычное» вещество и невакуумные формы материи и за очень короткое время (доли секунды) существования мира оставил после себя многокомпонентную космическую среду, содержащую взаимосогласованные друг с другом и симметричные по отношению друг к другу вакуум и невакуумные формы энергии (темное вещество, светящееся вещество звезд и галактик, ультрарелятивистская среда).

Измерение скорости удаления галактик на сегодняшний день задача решаемая - достаточно измерить красное смещение в спектре излучения их звезд. Гораздо труднее измерить расстояние до этих галактик. Для этого астрономам нужна т. н. стандартная свеча - объект с заведомо известной исходной светимостью. Сравнив энергию доходящего до нас излучения с исходной энергией, испускаемой таким объектом в пространство по всем направлениям и рассеивающейся в нем, мы можем оценить расстояние до него.
В 1990-е годы астрофизикам удалось наконец найти подходящую стандартную свечу - на эту роль идеально подошли сверхновые типа Ia (см. Космический треугольник). Использование этого метода дало, мягко выражаясь, озадачивающие результаты. Расширение Вселенной не просто не замедляется со временем - оно ускоряется! Судя по всему, имеется какая-то неизвестная нам сила, которая буквально растаскивает Вселенную на куски, - какая-то, по сути, антигравитация, причем настолько сильная, что она побеждает силу тяжести, и под ее воздействием галактики разлетаются с неуклонно возрастающей скоростью. И, стоило астрофизикам осознать этот факт, как им пришлось срочно реабилитировать опальную космологическую постоянную Λ. Вся космологическая теория была еще раз поставлена с ног на голову, и теперь физики-теоретики бьются над тем, как вернуть «грубейшую ошибку» Эйнштейна на законное место в своих теориях. Другой вопрос, навсегда ли космологическая постоянная возвращается в теоретическую физику.

Постулируя общую теорию относительности, Альберт Эйнштейн был уверен в стационарности Вселенной, то есть, в том, что положение галактик относительно друг друга практически не меняется. Однако он не мог не заметить, что в силу действия закона всемирного тяготения Ньютона Вселенная должна сжиматься, что противоречит здравому смыслу. Поэтому, чтобы уравновесить силы гравитации, ведущие Вселенную к неизбежному и скоропостижному коллапсу, Эйнштейну пришлось ввести в уравнения общей теории относительности дополнительное слагаемое - космологический член, своего рода антигравитационную поправку на необъяснимую силу отталкивания, буквально растаскивающую галактики и противодействующую силе их взаимного гравитационного притяжения. Эта сила, согласно Эйнштейну, возрастает с расстоянием с коэффициентом пропорциональности, равным так называемой космологической постоянной, которую ученый обозначил греческой прописной буквой Λ (лямбда).

Противореча, на первый взгляд, критерию красоты теории, эта добавка оказалась неизбежной с точки зрения сохранения ее непротиворечивости. Однако, после открытия явления расширения Вселенной (см. Закон Хаббла), Эйнштейн понял, что нужда в космологической постоянной отпала. Эйнштейн тут же исключил космологический член из своих уравнений и впоследствии неоднократно называл его первоначальное появление в них грубейшей из допущенных им за всю свою жизнь ошибок.
После этого почти до конца ХХ столетия космологическая постоянная впала в немилость в теоретической физике. Редкие смельчаки из числа физиков-теоретиков, пытавшихся хотя бы заикнуться об ее возвращении в модель устройства Вселенной для объяснения той или иной неразрешимой головоломки, немедленно подвергались жестокому высмеиванию со стороны коллег. А затем, в конце 1990-х годов история физики приняла неожиданный поворот, и Λ гордо вернулась на сцену и оказалась в центре всеобщего внимания.

Теория Большого взрыва неизбежно подразумевает вопрос: и чем всё это представление завершится? Либо разбегающиеся галактики в какой-то момент повернут вспять под воздействием сил гравитационного притяжения, и Вселенная сожмется обратно в точку в момент того, что иногда называют большой крах, по аналогии с большим взрывом; либо Вселенная так и будет расширяться до бесконечности во тьму пространства, пока не обратится в рассеянный холодный прах в результате тепловой смерти. Казалось бы, третьего не дано. Как правоверные христиане не видят для себя после смерти иной альтернативы, кроме попадания в рай или ад, все космологи строили догадки исключительно на предмет того, какая из двух судеб предначертана Вселенной.
Одним из методов получения ответа на этот вопрос явилось измерение скорости удаления галактик, отстоящих от Земли на самые большие расстояния - в миллиарды световых лет. Поскольку свет от них шел до Земли миллиарды лет, по доплеровскому смещению в их спектрах мы можем вычислить, с какой скоростью они удалялись миллиарды лет тому назад. Сравнив эту скорость с современной скоростью разбегания ближайших галактик, мы узнаем, насколько силы гравитационного притяжения успели замедлить расширение Вселенной, а там, можно надеяться, и вычислим ее судьбу.

И все было бы замечательно, если бы не одно крайне досадное обстоятельство – предложенная Эйнштейном система уравнений не имела решения! Точнее говоря, она допускала решение, которое Эйнштейн (а вслед за ним – все научное сообщество) счел неуместным. В публикации “О космологической проблеме” он писал: “Возражением против такого решения является то, что приходится вводить отрицательное давление, для чего нет никаких физических оснований”

Более разумным создатель теории относительности посчитал то, что впоследствии сам назвал своей “самой большой ошибкой (greatest blunder)”. Вместо отрицательного давления, о котором мы еще поговорим, он положил его нулевым, но ввел некоторый формальный параметр – так называемую “космологическую постоянную” Λ. Его рассуждения о необходимости такого шага в той же книге звучат так

“Вещество состоит из электрически заряженных частиц. В рамках теории Максвелла они не могут быть поняты как свободные от особенностей электромагнитные поля. Чтобы не противоречить фактам, в выражение для энергии необходимо ввести дополнительные члены, не содержащиеся в теории Максвелла, которые обеспечили бы устойчивость электрически заряженных частиц, несмотря на взаимное отталкивание составляющих их одноименно заря- женных частей. Именно в связи с этим Пуанкаре предположил, что внутри этих частиц имеется давление, которое и компенсирует электростатическое отталкивание. Нельзя, однако, определенно утверждать, что это давление исчезает вне частиц. Мы придем к согласию с этими представлениями, если в нашем феноменологическом рассмотрении добавим член, описывающий давление. Это давление, однако, не следует смешивать с гидродинамическим давлением, поскольку оно служит лишь энергетическим выражением ди- намических связей внутри вещества.”

Заметим, что Эйнштейн здесь совершенно ясно говорит о том, что “эффективное” давление, связанное с постоянной Λ, должно быть отрицательным и компенсировать “взаимное отталкивание частей”, т.е. способствовать их взаимному притяжению. Я хотел бы здесь сравнить слова Эйнштейна с цитатой из статьи [Чернин, 2008], где говорится: чтобы придать статичность

“своей космологической модели, Эйнштейну пришлось прибегнуть к дополнительному предположению о существовании в природе всеобщего отталкивания, способного компенсировать и уравновесить всемирное тяготение во Вселенной как в целом.”

Итак, Эйнштейн так или иначе использовал в своей модели отрицательное давление, хотя бы в виде его “заменителя” – космологической постоянной Λ. Что же на самом деле означает отрицательное давление, каковы его физические проявления? Вот что говорится в классических учебниках [Ландау и др., 1965, 1976]:

“В обычных условиях давление тел положительно, т.е. направлено так, как если бы тело стремилось расшириться. Это, однако, не обязательно, и тело может находиться также и в состояниях с отрицательными давлениями: в таких состояниях тело как бы “растянуто” и потому стремится сжаться. Например, отрицательным давлением может обладать перегретая жидкость; такая жидкость действует на ограничивающую ее поверхность с силой, направленной внутрь объема жидкости.” <.blockquote>

А теперь я призываю читателя мысленно окружить некоторый (конечный) объем пространства во Вселенной внешней границей, “забыть” о материи вне этого объема (например, если находится она далеко-далеко за пределами внешней границы, как это имеет, например, место для Солнечной системы) и посмотреть на поведение покоящейся материи внутри этого объема. Вы не поверите и, возможно, будете смеяться, но материя будет стремиться сжаться (т.е. действующая на нее сила будет направлена именно внутрь объема), и причина этого известна каждому школьнику – это всемирное тяготение. Таким образом, материя, вопреки невероятному заблуждению Эйнштейна, явным и несомненным образом демонстрирует отрицательное давление в качестве своего глобального и обязательного атрибута, который, кстати, никак не связан с компенсацией электрических сил взаимодействия частиц в атомах.

Просто удивительно, как легко последователи Эйнштейна приняли его тезис на веру. Например, автор [Толмен, 1974] обстоятельно разбирает вклад динамического давления (вызванный наличием скоростей у звезд, галактик, туманностей), но без тени сомнения не допускает возможности отрицательного статического давления материи.

Это возвращает нас к вопросу о целесообразности введения космологической постоянной. Приведенная мною аргументация, как мне кажется, неизбежно приводит к необходимости признания (объективно существующего) отрицательного давления в модели Эйнштейна, численное значение которого, разумеется, в точности совпадает с численным значением космологической постоянной. Определенное физическое обоснование отрицательности давления материи во Вселенной будет предложено ниже, в самом конце статьи.

Как известно, в 1922 году А.А. Фридман предложил нестационарное обобщение модели Вселенной Эйнштейна. Он не обсуждал смысл и целесообразность космологической постоянной, но показал, что в нестационарной модели решение существует, в том числе, если эту постоянную положить равной нулю. Это известие (после этапа первоначального недоверия) очень обрадовало Эйнштейна, который с облегчением “отозвал” свою идею и заклеймил ее, как ошибочную.

Между тем, ранняя и современная Вселенная – это две совершенно разные ее конфигурации, в которых действие физических законов также весьма различается. Достаточно сказать, что от текущей кривизны Вселенной непосредственно зависят компоненты фундаментального метрического тензора. Поэтому законы движения в ранней (с экстремальной кривизной) и современной (почти плоской) Вселенной радикально различны, а значит – время не однородно. Собственно говоря, тот же вывод следует и из общепринятой модели с космологической постоянной: решение зависит от времени, а ведь, кроме величин, описывающих это решение, никаких внешних сущностей модель не предусматривает.

Замечательный вариант, альтернативный к закону сохранения энергии Вселенной, дается решением, при котором возраст Вселенной всегда пропорционален ее радиусу (эмпирически найденным коэффициентом пропорциональности служит скорость света в вакууме). Он фактически определяет само время как универсальный феномен, связанный с расширением (или любым иным типом эволюции) Вселенной. Более того, именно это решение дает целую серию следствий, которые замечательным образом согласуются с имеющимися астрофизическими наблюдениями и в то же самое время не требуют никакой численной “подгонки” модели с излишними свободными параметрами. Кроме всего прочего, это решение очень естественно “стыкуется” (в логическом смысле) с известным решением Шварцшильда для материального однородного шара и его развитием для коллапсирующего гравитационного объекта конечных размеров.

В общепринятой космологической модели известна проблема “горизонта”, связанная с объяснением глобальной пространственной однородности Вселенной (горизонт удаляется быстрее, чем расширяется Вселенная). Однородность обычно объясняется с помощью гипотезы о существовании фазы инфляции, т.е. сверхбыстрого расширения Вселенной на ранних стадиях ее существования.

Интересным вопросом является вопрос «почему энергия, запасенная в вакууме, не гравитирует?», который был поставлен еще S.Weinberg и рассматривается активно до настоящего времени. Речь идет о введении Лоренц инвариантной переменной для вакуума (3 forms для вакуума уже вводились Хоукингом), которая позволяет обсуждать термодинамические свойства вакуума, такие как стабильность, сжимаемость, термодинамический отклик на возмущения. В квантовом вакууме (а такой момент был при рождении Вселенной) Лоренц инвариантность также подразумевается. Вообще говоря, вакуум – многокомпонентная система (это идея А.Д.Сахарова) и проблема – как «занулить» эту систему. Возможно с этим связана и идея самоорганизации вакуума, которая высказывалась нами в работах. Легко догадаться, что в низкоэнергетической части основной вклад в вакуумную энергию идет от макроскопических бозонных квантовых полей и от «разрешенных» фермионных полей. Эти вклады квадратично расходятся при приближении к Планковской шкале, образуя огромную вакуумную энергию. Или же это симметрийные соображения, тогда как их применить к вакууму? Вероятно, необходимо учесть более аккуратно микроскопические степени свободы и гравитацию и кроме того, для квантового вакуума его энергия – пропорциональна объему (хотя в ранней Вселенной квантовый вакуум не мог быть равновесным!). Сделаем еще одно важное отвлечение, связанное с новым определением вакуума.

О проблеме “плоскостности” Вселенной. Экспериментальные результаты вроде бы говорят о том, что полная средняя плотность во Вселенной практически равна значению критической плотности, из чего (в соответствии с моделью Фридмана) делается вывод о том, что в настоящую эпоху Вселенная является плоской. Между тем в рамках предлагаемого подхода вывод иной: метрика Вселенной все время имеет положительную кривизну, но ее плотность неизменно равна удвоенному критическому значению. Такое расхождение с данными астрофизических наблюдений может свидетельствовать

В 1917 году Альберт Эйнштейн “впервые применил свою только что созданную общую теорию относительности к задаче о мире как целом”. Он рассмотрел Вселенную как замкнутую на себя среду, заполненную однородной (в больших масштабах) материей с некоторой ненулевой средней плотностью, и сформулировал соответствующую систему уравнений. Роль пространственных граничных условий сыграла гипотеза о замкнутости Вселенной на себя (т.е. отсутствие у нее каких-либо внешних границ). Что касается возможности эволюции Вселенной во времени, то Эйнштейн тогда ее не рассматривал, поскольку до открытия Хаббла оставалось еще много времени, и концепция статичности казалась наиболее естественной.

И все было бы замечательно, если бы не одно крайне досадное обстоятельство – предложенная Эйнштейном система уравнений не имела решения! Точнее говоря, она допускала решение, которое Эйнштейн (а вслед за ним – все научное сообщество) счел неуместным. В публикации “О космологической проблеме” [Эйнштейн, 1953] он писал: “Возражением против такого решения является то, что приходится вводить отрицательное давление, для чего нет никаких физических оснований”.

Более разумным создатель теории относительности посчитал то, что впоследствии сам назвал своей “самой большой ошибкой (greatest blunder)”. Вместо отрицательного давления, о котором мы еще поговорим, он положил его нулевым, но ввел некоторый формальный параметр – так называемую “космологическую постоянную” Λ.

Введение в научный обиход представления о существовании в природе темной энергии - слабовзаимодействующей физической субстанции, пронизывающей все пространство видимой Вселенной, - явилось сенсацией номер один в физике на рубеже XX XXI вв. и стало неожиданностью для большинства исследователей, в особенности работающих на стыке физики элементарных частиц и космологии.

Дело в том, что известные энергетические масштабы, характерные для фундаментальных взаимодействий, составляют величины порядка 1 ГэВ (сильные взаимодействия), 100 ГэВ (электрослабые взаимодействия) и $10^{19}$ ГэВ (гравитационные взаимодействия), и не было никаких оснований думать, что в природе имеется еще один, гораздо меньший масштаб энергий. Однако оказалось, что темная энергия характеризуется масштабом $E_v\sim 10^{-3}$ эВ, определяемым тем, что плотность темной энергии равна $\rho_v=E_v^4$.

Кроме того, в пределах одного порядка величины в современной Вселенной имеется приближенное равенство $\rho_v\sim\rho_D\sim\rho_B$ (1) где $\rho_D$ и $\rho_B$ - плотности массы темной материи и барионов (протонов, ядер) соответственно.

Для этого равенства опять-таки не было (и нет) никаких сколько-нибудь очевидных априорных оснований. Подчеркнем, что приближенное соотношение $\rho_D\approx\rho_B$ справедливо в каждый момент космологической эволюции после образования барионной асимметрии и генерации темной материи, поскольку $\rho_D$ и $\rho_B$ одинаковым образом - и довольно быстро - уменьшаются при расширении Вселенной. С другой стороны, pv очень слабо зависит или вообще не зависит от времени, так что первое из равенств справедливо именно в современную эпоху, после того как возникла структура во Вселенной и появились звезды. Конечно, трудно смириться с тем, что соотношение $\rho_v\sim\rho_D\sim\rho_B$ носит характер случайного совпадения.

Стандартная Модель частиц и их взаимодействий также является хорошо установленной моделью, которая способна учесть все экспериментальные физические данные. В этой модели имеются вклады в космологическую постоянную. Это обусловлено тем, что она основана на квантовых полях, которые в вакууме испытывают флуктуации вокруг своих минимальных значений, что и дает вклад в вакуумную энергию. Поскольку мы измеряем лишь разности энергии, то мы можем вычесть вклады этих типов, и нас не должно удивлять выполнение таких операций, как перенормировка. Однако эта процедура становится невозможной в присутствии гравитации для абсолютных значений энергии материи. Тогда следует выводить собственно значение космологической константы из флуктуаций нулевых колебаний вакуума.

В течение многих лет известно, что полученный вклад на много порядков амплитуды превышает наблюдаемое значение. Решение этой проблемы представляет собой вызов, стоящий перед физикой. Данная проблема основывается на предположении, что вакуумные флуктуации обладают теми же гравитационными свойствами, как и все другие формы материи. Поскольку нет априорных доводов принять или отвергнуть это предположение, желательно проверить его экспериментально. Такая попытка может казаться фантастической, но в данной статье мы увидим, что это может быть возможным.

Часто утверждается, что экспериментальное обоснование для наличия электромагнитных флуктуаций вакуума связано с проверкой эффекта Казимира в лаборатории . Действительно, сила Казимира может быть выведена из рассмотрения разности вкладов в энергию вакуума в двух физических ситуациях. Отсюда следует, что мы измеряем не абсолютное значение энергии вакуума, а разности энергий. Даже если так, все же интересно изучить гравитационные свойства энергии Казимира. Это было сделано теоретически в, был сделан вывод, что энергия Казимира гравитирует в соответствии с принципом эквивалентности.

Измерение и теоретическое предсказание лэмбовского сдвига (LS) энергии исторически рассмотрено в квантовой теории поля . С учетом силы Казимира энергия LS может также рассматриваться как тест существования вакуумных флуктуаций электромагнитного поля. Возможно, это не вполне ясно из оригинального сочинения Бете , но очевидно следует из вычислений Велтона . Он вывел формулу для LS, отвечающую главному вкладу – см. ниже соотношение (3) – учитывающую эффект флуктуаций электромагнитного поля для электрона. Возможно, это еще яснее показано в труде который исходил из предположений Фейнмана. Вывод LS основан на анализе изменения энергии нулевых колебаний поля в ящике, содержащем атом, по сравнению с тем же ящиком без атомов, при этом снова получается в точности обычная формула для LS. этот вывод имеет поразительное сходство с обычным выводом энергии нулевых колебаний для эффекта Казимира.

Существуют учебники по квантовой теории поля, где дается обзор всех этих подходов. В учебнике там мы можем найти анализ со специальным ударением на связи с вакуумными флуктуациями. Точка зрения, согласно которой эффект Казимира является однозначным свидетельством в пользу вакуумных флуктуаций, обсуждалась Яффе. Действительно, он вычислил эффект без какой-либо связи с вакуумом. Хотя нам не известно о подобном расчете для LS, разумная позиция должна состоять в следующем. Даже если LS может быть вычислен как следствие вакуумных флуктуаций, то все же это следует рассматривать лишь как гипотезу. Приняв эту гипотезу, очевидно, имеет смысл проверить гравитационные свойства энергии LS. В следующем разделе мы показываем, как проверить справедливость принципа эквивалентности для энергии LS.

Помимо дипольной составляющей, анизотропия характеризуется также моментами более высоких порядков. Величины этих моментов зависят от того, конечной или нет является реальная Вселенная. В предложенной мной модели Вселенная конечна. Между тем [Чернин, 2008], данные, полученные спутником WMAP относительно анизотропии реликтового излучения “находятся, как выяснилось, в некотором противоречии с теоретическими ожиданиями, основанными на предположении о том, что объем трехмерного сопутствующего пространства является бесконечным. Именно, измеренный квадруполь оказался в 5 – 7 раз слабее ожидаемого для бесконечного пространства; октуполь – на 30 % слабее …”. Кроме того, и на спектре температуры, и на спектре кросс-корреляции между температурой и E-модой поляризации реликтового излучения имеется пик для момента, приблизительно равного 4. Стандартные модели не могут дать удовлетворительного объяснения этому явлению. В то же время предложенная мной модель предсказывает наличие именно такого пика и объясняет его существованием старейших реликтовых фотонов, совершивших полное “кругосветное” путешествие вдоль расширяющейся Вселенной и успевших пройти дополнительное угловое расстояние порядка 40°.

Остановимся на математическом формализме физических теорий, который строится на исходных постулатах квантовой механики. Прежде всего отметим, что исходные постулаты квантовой механики не укладываются в рамки обычного «здравого смысла» и даже не имеют фактически никакого разумного объяснения. Они вводятся в теорию на основании опыта как некоторые специальные свойства микромира, например, волновые свойства микрочастиц вещества, вероятностный характер их движения и т.д..

Следует отметить, что в течение последних десятилетий физика, являющаяся главной наукой о природе, приобретала все более формальный характер. Теории фундаментальной физики все в большей степени стали напоминать различные разделы математики. Это относится, прежде всего, к группам симметрии SU(2), SU(3) и т.д., к калибровочным полям, используемым при классификации элементарных частиц и описании фундаментальных взаимодействий. Так, некоторые квантовые числа, характеризующие элементарные частицы, вообще не имеют никакого физического смысла и вводятся абсолютно формально, например, «странность», «очарование», «прелесть» и т.п..

Подчеркнем, что точечных частиц в природе вообще не существует. Доводы физиков−теоретиков, отстаивающих точечную природу фундаментальных частиц, в частности электронов, основываются на результатах экспериментов, не обнаруживающих их структуры. В результате понятие точечного электрона ближе математике и чуждо физике. Такое понятие вызывает очевидные трудности в теории, поскольку энергия такого объекта должна быть бесконечной

Анализ строения элементарных частиц показывает, что широко используемое в фундаментальной физике понятие кварка может рассматриваться как весьма условное. Ввиду этого в физике возникло большое количество сортов кварков, характеризуемых различными квантовыми характеристиками. Было установлено, что существуют колебания довольно низкой частоты из-за разности масс нейтрона и протона, обеспечивающие эффективный обмен энергией этих частиц с электроном. Две с половиной частоты электрона в точности соответствуют указанной разности масс. Следствием этого резонансного взаимодействия являются устойчивость и распространенность электронов в природе.

Отмеченная выше ошибочная тенденция отождествления математического аппа- рата и методик расчета с физической сущностью тормозит поиски других, отличных от общепринятых точек зрения, и может существенным образом отодвинуть по времени наступление нового этапа в понимании закономерностей микромира. Интересно отме- тить, что насколько трудно было в начале прошлого века воспринять «абсурдные» представления, входившие в науку, настолько же трудно теперь взглянуть на них кри- тически и перейти к исследованию причин этого «абсурда».

Рассмотрим стержневую теорию современной физики − квантовую электродина- мику. Следует особо отметить, что квантовая электродинамика экспериментально про- верена с большой точностью. Однако это свидетельствует лишь о том, что в этой тео- рии используется правильное математическое разложение реальных процессов на неко- торые составляющие. Можно с очень большой точностью проверить адекватность раз- ложения реальной зависимости в ряд Фурье, однако из этого не следует, что природа действует или устроена в соответствии с придуманным нами математическим приемом. Следует отметить, что квантовая электродинамика обладает всеми признаками такого математического приема. Диаграммы Фейнмана фактически являются элемен- тами разложения на базовые составляющие, включая самые невероятные, но оправдан- ные с точки зрения математического формализма варианты, в частности излучение и последующее поглощение фотона электроном, или варианты с отрицательным направ- лением времени

Отметим, что дальнейшее продвижение по пути математического формализма в анализе явлений микромира становится все более затруднительным. Так, Р. Фейнман от- мечал, что объединение в единую квантовую теорию квантовой электродинамики и тео- рии слабых взаимодействий С. Вайнберга, Ш. Глэшоу и А. Салама через W-бозоны сшито «белыми нитками». Совершенно очевидно, что фотон и 3 W-бозона каким-то об- разом связаны, однако на современном уровне знаний эта связь явно не видна; все еще мешают «швы» в физических теориях. Аналогичным образом обстоят дела и в глюонной теории, которая формально не сильно отличается от квантовой электродинамики.

Р. Фейнман отмечает, что одной из причин такого положения дел является тот факт, что константа связи для глюонов g значительно превосходит константу связи для электронов . Далее Р. Фейнман отмечает, что не существует теории, адекватно объяс- няющей величины наблюдаемых масс частиц − m. Аналогичная ситуация и с константой связи фотона и электрона, которая выражается через постоянную тонкой структуры. Таким образом, элементарные состояния природы и их характеристики, по кото- рым в квантовой электродинамике и других теориях осуществляются разложение и ана- лиз физических явлений, является проблемой, требующей отдельного решения. В связи с этим возникает вопрос: возможно ли решение этой проблемы в рамках самой квантовой теории? Ответ на этот вопрос следующий: квантовая механика и кван- товая электродинамика оперируют с заданными на основе экспериментов характери- стиками объектов, и было бы нелогично ожидать, что они могут познать сами себя. По- пытки такого рода дают либо бессмысленные результаты в виде бесконечностей, либо приводят к необходимости искусственных ограничений и перенормировок . Возни- кающее при этом понятие точечного электрона и других истинно элементарных частиц не выдерживает никакой критики и поддается только математическому определению, не имеющему физического смысла.

Пожалуй, плотность - это то, что как раз лучше всего известно об этой компоненте космической среды. Темное вещество не излучает ни света, ни других электромагнитных волн, и вообще практически не взаимодействует с электромагнитным излучением. В нашей Галактике темного вещества приблизительно в 10 раз больше, чем светящегося вещества звезд. Оно образует обширную невидимую корону, или гало, вокруг звездного диска Млечного Пути. Подобные темные гало имеются, по-видимому, у всех достаточно массивных изолированных галактик. Темное вещество содержится также в группах галактик и в самых больших космических системах - скоплениях и сверхскоплениях галактик. Как и в нашей Галактике, темное вещество составляет до 90 %, а иногда и более, полной массы всех этих систем. Оно проявляется только благодаря создаваемому им тяготению, и именно по своему гравитационному эффекту оно и было впервые обнаружено (точнее, заподозрено) еще в 1930-е годы Ф. Цвикки, который изучал кинематику и динамику богатого скопления галактик в созвездии Кома (или Волосы Вероники). Галактики в этом скоплении движутся со скоростями около тысячи километров в секунду, и при таких скоростях удержать их в наблюдаемом объеме скопления можно лишь при условии, что полная масса скопления раз в десять больше суммарной массы составляющих его галактик.

Замечу о плоскости Вселенной. Изнутри Вселенной никакой кривизны, даже очень нелинейной, пространства заметить невозможно, поскольку пропорционально деформируются "линейки" и эталоны. ОТО же - взгляд на наш мир именно из четвертого, а то и пятого измерения. Поэтому в ней нет ни гравитации, ни других полей, которые при проекции на высшие измерения превращаются в нематериальные, с отсутствием некоторых измерений, геодезические и мировые линии. То есть это математика из метавселенной, верная... но материально ненаполненая. Геометрия.

Для вывода формул можно пользоваться окружением "$$" и \TeX разметкой.

Вопрос о дальнейшей судьбе Вселенной – несомненно, важная часть полной единой теории. Теория Фридмана – просто одна из её составляющих; единая теория обязана идти дальше. Из теории Фридмана следует только, что Вселенная, в зависимости от средней плотности вещества, будет либо расширяться вечно, либо прекратит расширение и начнёт сжиматься. Теория не говорит, как именно это будет происходить. Конечно, у нас есть кое-какие догадки, которые кажутся справедливыми, но, по правде говоря, это лишь предположения.

Итак, начнём с рассмотрения альтернатив, предлагаемых теорией Фридмана. Чтобы их легче было понять, прибегнем к аналогии. Предположим, что вверх подбрасывают шарик; его движение будет постепенно замедляться, затем он остановится и начнёт падать вниз. Высота его подъёма зависит от начальной скорости, а также от силы тяжести. Если бросить его с достаточно большой скоростью, то он, в принципе, может никогда не упасть на землю. Эта скорость называется скоростью убегания; о ней уже шла речь раньше.

Примерно так же обстоит дело и со Вселенной. Около 18 миллиардов лет назад произошёл Большой взрыв, в результате которого возникла Вселенная. Осколки разлетелись в разные стороны с неимоверной скоростью и по-прежнему летят в виде галактик. В этом случае нет какого-то объекта типа Земли, которая притягивала к себе шарик, но есть гравитационное взаимодействие всех галактик. Это притяжение замедляет расширение Вселенной, в результате чего замедляется и разбегание галактик. Наиболее удалённые по расстоянию, а значит, и по времени, замедляются больше всего.

Естественно, возникает вопрос: хватит ли этого замедления, чтобы разбегание галактик остановилось полностью? Иными словами, достаточно ли взаимного гравитационного притяжения для преодоления расширения? Легко видеть, что это зависит от напряжённости гравитационного поля, которая, в свою очередь, зависит от средней плотности вещества во Вселенной (количества вещества в единице объёма). Иначе этот вопрос можно сформулировать так: достаточно ли велика средняя плотность вещества во Вселенной, чтобы остановить её расширение? Пока дать определённый ответ невозможно, но, как мы видели раньше, похоже, что средняя плотность близка к так называемой критической.

Открыта или замкнута Вселенная зависит от того, насколько её плотность отличается от критической, равной примерно 0,5·10-30 г/см3. Если плотность больше этого значения, то Вселенная замкнута и в конце концов сожмётся в точку; если же меньше, то она открыта и будет расширяться вечно. Может показаться, что решить вопрос о замкнутости или открытости Вселенной совсем нетрудно, для этого нужно лишь измерить среднюю плотность и сравнить её с критической. К сожалению, здесь возникают трудности, и весьма серьёзные. Можно довольно точно оценить плотность видимого вещества, но она очень далека от критической – для того чтобы Вселенная была замкнутой, видимого вещества должно быть раз в 100 больше.

Известно, однако, что есть довольно много «невидимой материи» – небольших слабых звёзд, пыли, обломков камней, чёрных дыр и излучения. Обеспечивает ли она замкнутость Вселенной? На первый взгляд кажется, что нет, и такой вывод подтверждали исследования, проведённые в 70-х годах Готтом, Гунном, Шраммом и Тинсли. Однако после 1980 года был сделан ряд важных открытий, которые заставили пересмотреть отношение к этой проблеме.

Скрытая масса

Дополнительная масса, требующаяся для того, чтобы Вселенная была замкнутой, называется скрытой массой. Это не очень удачное название, поскольку вполне может оказаться, что её вообще нет. Однако имеются серьёзные свидетельства того, что она существует, но в странном, непривычном виде. Давно известно, что в галактиках есть много невидимого вещества, часть его относится к отдельным галактикам, а часть – к их скоплениям.

Рассмотрим эти случаи по очереди и начнём с отдельных галактик. Определить полную массу галактики довольно легко. Для этого вовсе не нужно рассчитывать средние массы звёзд, а затем суммировать их по всему пространству; это слишком трудно, а то и невозможно. Применяется другой метод, и чтобы понять его, рассмотрим вначале Солнечную систему. Известно, что планеты движутся вокруг Солнца по орбитам, параметры которых подчиняются трём законам, открытым Иоганном Кеплером несколько веков назад. Один из этих законов позволяет определить скорость планеты, если известна масса всего вещества, заключённого в пределы её орбиты (в случае Солнечной системы почти вся масса сосредоточена в Солнце). Закон, естественно, работает и в другую сторону – зная скорость планеты, можно определить полную массу объектов, находящихся внутри её орбиты.

Такой подход полностью применим и к галактикам. Наше Солнце, например, находится на расстоянии примерно 3/5 от центра Галактики. Измерив его орбитальную скорость, можно узнать массу всех звёзд, расположенных между нами и центром Галактики. Расчёт, конечно, не позволит вычислить полную массу Галактики, для этого потребуется какая-нибудь звезда на её периферии.

На самом деле для этого даже не нужна звезда, годится любой объект. Астрономы несколько лет назад измерили скорость внешних облаков водорода в соседних с нами спиралях галактик и обнаружили, что они движутся гораздо быстрее, чем должны были бы согласно принятой оценке массы галактики. Изучив эту проблему глубже, они пришли к выводу, что на окраинах этих галактик должно быть значительное количество вещества в форме гало. К удивлению учёных выяснилось, что масса таких гало превышает массу звёзд.

Из чего же они состоят? Ясно, что не из звёзд, иначе они были бы видны. Возможно, это очень слабые звёзды или обломки, пыль, газ. Если гало есть у всех галактик, то, конечно, масса их значительно возрастёт, а следовательно, увеличится и масса всей Вселенной. Но окажется ли этого достаточно, чтобы «замкнуть» Вселенную? Вычисления показали, что нет, но история на этом не кончается.

Большинство галактик во Вселенной образуют скопления; иногда в скопления входят только две-три галактики, но обычно гораздо больше. В наше скопление, например, их входит около 30. Научившись определять массу отдельных галактик, астрономы обратились к их скоплениям. Просуммировав массы отдельных галактик, они обнаружили, что их недостаточно для того, чтобы силы притяжения удерживали скопление вместе как единое целое. Тем не менее они явно не собирались распадаться – ничто не указывало на разлёт отдельных галактик. Некоторым скоплениям не хватало сотен собственных масс, чтобы удержать их вместе силами гравитационного притяжения: Даже добавление дополнительной массы, заключённой в гало, не спасало положения. Учитывая это, легко понять, почему учёные говорят о скрытой массе.

Если она действительно существует, то в какой форме? Очевидно, в такой, которую нелегко обнаружить. Это может быть, например, газообразный водород – либо нейтральный атомарный, либо ионизованный (т.е. получивший заряд в результате потери электронов). Однако при ближайшем рассмотрении оказывается, что нейтральный водород на эту роль не подходит. Он излучает на волне 21 см и соответствующие наблюдения показали, что как между ближними, так и между дальними галактиками водорода совсем немного.

Одно время считалось, что подойдёт ионизованный водород, поскольку фоновое рентгеновское излучение во Вселенной связывалось именно с ним. Однако позже выяснилось, что это излучение скорее всего вызывается квазарами. Тогда пришла очередь нейтронных звёзд, белых карликов и чёрных дыр, но и они в конце концов отпали. Чёрные дыры должны были бы быть сверхмассивными (иметь массу порядка галактической) или же встречаться очень часто, что маловероятно. Исследования показали, что хотя в центре многих, если не всех, галактик могут быть массивные чёрные дыры, нет свидетельств существования таких изолированных дыр в скоплениях, иначе была бы вероятность заметить их и в нашей Галактике.

В качестве возможных кандидатов рассматривались и фотоны, ведь энергия есть одна из форм существования материи. Однако и в этом случае расчёты показали, что их вклад явно недостаточен.

Создавалось впечатление, что во Вселенной просто недостаточно материи и потому она незамкнута. Тем не менее некоторые учёные были убеждены, что в конце концов недостающая масса найдётся. И вот наступила кульминация… В предыдущей главе говорилось, что весь дейтерий во Вселенной образовался через несколько минут после Большого взрыва. Хотя основная его часть быстро превратилась в гелий, некоторое количество всё же осталось, и если его измерить, то можно ответить на вопрос, замкнута ли Вселенная. Чтобы понять почему, посмотрим, что происходило в то время. Известно, что при соударении ядер дейтерия образуется гелий. Если плотность Вселенной была высока, то соударений было много и образовалось значительное количество гелия; если же плотность была низка, то осталось много дейтерия. Поскольку количество дейтерия во Вселенной со временем изменилось незначительно, измерение, его должно показать, замкнута ли Вселенная. Такие измерения, конечно же, были проделаны, и вот их результат – Вселенная не замкнута. В 70-е годы такой результат казался вполне убедительным, а когда аналогичные оценки были проделаны для гелия и совпали с данными по дейтерию, вопрос, казалось, был решён окончательно – Вселенная открыта.

Однако через несколько лет учёные нашли изъян в этой аргументации. Из неё следовало лишь то, что Вселенная не может оказаться замкнутой частицами, называемыми барионами. К барионам относятся и протоны и нейтроны, из которых состоит большинство известных нам объектов – звёзды, космическая пыль, водород и даже образовавшиеся в результате коллапса звёзд чёрные дыры. Может возникнуть вопрос: а есть ли что-нибудь кроме барионов? Да, это лептоны и так называемые экзотические частицы. Лептоны чересчур легки, чтобы заметно увеличить массу, а вот экзотические частицы в последнее время привлекают к себе большое внимание. Первыми в поле зрения попали нейтрино, и в течение какого-то времени астрономы были убеждены, что эта частица поможет «замкнуть» Вселенную. Нейтрино почти так же распространены, как фотоны, примерно миллиард на каждый атом вещества; долгое время считалось, что их масса покоя равна нулю. Конечно, массой они всё-таки обладают, ведь любая форма энергии имеет массу, но её явно не хватит, чтобы остановить расширение Вселенной.

Но вот в конце 70-х годов было высказано предположение, что нейтрино имеют массу покоя. Как бы мала она ни была, из теорий следовало, что в целом она может внести существенный вклад в массу Вселенной. Эксперимент по проверке этого предположения был выполнен группой учёных, в которую входили Ф. Рейнес, X. Собел и Э. Пасиерб. Они не измеряли массу непосредственно, а выбрали другой путь. Ранее было обнаружено, что фактически существует три типа нейтрино – один, связанный с электроном, другой – с более тяжёлой, хотя и подобной электрону частицей, называемый мюоном, а третий – с ещё более тяжёлой частицей, «тау», обнаруженной в 1977 году. Согласно теории, все три разновидности нейтрино могут превращаться друг в друга. Иными словами, они могут менять тип, но только в том случае, если их масса больше нуля. Рейнес, Собел и Пасиерб провели соответствующий эксперимент и пришли к выводу, что им удалось зарегистрировать переход от одного типа нейтрино к другому.

Однако другие учёные, попытавшиеся повторить эксперимент, не смогли подтвердить этот результат. Стало уже казаться, что Рейнес с коллегами допустили ошибку, но тут пришло известие о том, что группе советских учёных удалось измерить массу нейтрино непосредственно. Но и здесь не всё так просто. Многие пробовали проверить полученный в СССР результат, но пока безуспешно. Вопрос о массе покоя нейтрино до сих пор остаётся открытым.

Конечно, даже если у нейтрино не окажется массы покоя, есть другие экзотические частицы, и некоторые из них заслуживают пристального внимания. Так, предполагается, что гравитационное поле переносится гипотетическими частицами – гравитонами. Пока они не обнаружены, но некоторые учёные убеждены в их существовании. Из теории супергравитации следует, что гравитону должно сопутствовать гравитино; более того, из неё вытекает, что партнёры должны быть у всех частиц: у фотона – фотино, а у W – вино. Все такие частицы-партнёры имеют общее название «ино». Некоторые учёные полагают, что благодаря своей массе они могут внести существенный вклад в среднюю плотность вещества во Вселенной. Но если даже эти частицы не подойдут для уготованной им роли (или вообще не будут найдены), то есть ещё один кандидат, который пока, правда, существует только на бумаге. Его называют аксионом, и он сильно отличается от «ино», в частности он гораздо легче. Пока все эти частицы – лишь плод воображения учёных, но всё же они привлекают серьёзное внимание.

Другая частица, о которой в последнее время много разговоров, – магнитный монополь. Это очень массивная частица с одним магнитным полюсом. Каждый, кто знает, что такое магнит, скажет, что это невозможно. Известно, что при разрезании полосового магнита на две части получаются два магнита, каждый из которых имеет северный и южный полюсы. Разрезая такой магнит, мы будем получать тот же результат, сколько бы раз мы это не повторяли. Получить таким образом изолированный северный или южный магнитный полюс нельзя. Но ещё в 30-е годы Дирак предсказал, что такая частица должна существовать. Многие экспериментаторы бросились проверять его теорию, но поиски монополей ни к чему не привели, и постепенно интерес к ним угас. Но вот в 1974 году сотрудник Государственного университета Утрехта в Нидерландах Дж. Хофт и независимо от него советский учёный А. Поляков показали, что существование монополей следует из некоторых единых теорий поля. Это возродило интерес к монополям, и многие возобновили их поиск. Среди них был сотрудник Станфордского университета Блас Кабрера, который, проведя детальные расчёты, пришёл к выводу, что можно регистрировать примерно по одному монополю в год. Он построил установку и стал ждать. Наконец его терпение было вознаграждено: 14 февраля 1982 года установка зарегистрировала первый монополь. Сообщение взбудоражило научный мир, хотя и было встречено с изрядным скептицизмом, а так как второй монополь обнаружить не удалось, скептицизма не убавлялось. Более того, другие попытки обнаружить монополи результатов не дали.

Заслуживает упоминания ещё один, последний кандидат. Раньше мы забраковали чёрные дыры, потому что они образовывались при коллапсе барионного вещества. Однако к ним относятся только чёрные дыры, появившиеся при коллапсе звёзд, а принято считать, что должны существовать и другие чёрные дыры, так называемые реликтовые. Неплохими кандидатами считаются все чёрные дыры, которые образовались раньше дейтерия. Правда, они должны быть относительно невелики, но всё-таки на их массу можно рассчитывать. Ограничения накладывает также и испарение Хокинга; он показал, что все чёрные дыры, масса которых в момент образования была меньше 1015 г, к настоящему времени уже должны были испариться. Отсюда следует, что внимания заслуживают только те из них, масса которых составляет от 1015 до 1032 г. Поскольку примерно таков диапазон масс планет, их называют планетарными чёрными дырами.

Если учесть вклад всех перечисленных выше видов масс, то может показаться, что суммарной массы вполне достаточно для обеспечения замкнутости Вселенной. Однако сотрудник Чикагского университета Дэвид Шрамм с этим не согласен; из расчётов его группы следует, что средняя плотность вещества очень близка к пограничной – той, которая лежит на границе между замкнутой и открытой Вселенной.

Другие методы решения проблемы замкнутости Вселенной

Видимо, наиболее надёжным способом ответа на вопрос, замкнута или открыта Вселенная, является точное измерение её средней плотности, и в последнее время именно он привлекает наибольшее внимание. Но это отнюдь не единственный способ; можно, например, использовать диаграмму Хаббла. Если ускорение галактик одинаково до самых дальних окраин Вселенной, то на диаграмме получится прямая; если же галактики замедляются, линия будет искривлена. По степени этого искривления можно понять, достаточно ли замедление для прекращения расширения Вселенной.

Метод кажется довольно простым – достаточно построить график, охватывающий самые дальние, «приграничные» районы Вселенной, и определить степень искривления получившейся линии. Но как и при определении средней плотности, здесь тоже не обходится без трудностей. Уже отмечалось, что для удалённых районов Вселенной провести точные измерения очень трудно; кроме того, возникают и другие проблемы. Вглядываясь в космические дали, мы заглядываем в прошлое, а значит, видим галактики такими, какими они были давным-давно. При этом, естественно, возникают вопросы, связанные с эволюцией Вселенной: как эти галактики выглядят сегодня, насколько они изменились? Из многих теорий следует, что галактики (в особенности эллиптические) раньше были гораздо ярче, т.е. нам представляется, что они находятся ближе, чем на самом деле. Из других же теорий вытекает, что некоторые галактики могут расти, поглощая соседние, а потому сейчас они гораздо ярче, чем в прошлом, и значит кажутся нам расположенными дальше.

Исследование дальних границ Вселенной даёт много свидетельств процесса эволюции. За некоторым пределом наблюдаются уже только радиогалактики, а на самых окраинах видны только квазары. Попытка использовать эти объекты для нанесения точек на диаграмму Хаббла совершенно бессмысленна; такие точки оказываются далеко в стороне от прямой, соответствующей обычным галактикам. Более того, раз точно не известно, что такое квазары, вряд ли можно ожидать от них помощи. Поскольку они так далеки (и имеют небольшой возраст), то, вероятно, могут являться первичными формами галактик, хотя с таким представлением согласны очень немногие астрономы.

Ещё один метод решения нашей проблемы основан на так называемом подсчёте чисел. Как и в предыдущих случаях, основная идея проста, но, к сожалению, приводит к неоднозначным результатам. Нужно лишь подсчитать в заданном направлении, насколько хватит глаз, количество галактик или объектов других типов, а затем построить график зависимости числа зарегистрированных объектов от расстояния. Таким образом можно определить глобальную кривизну; если она положительна, Вселенная замкнута, а если отрицательна – открыта. В плоской Вселенной точки на построенном графике были бы распределены равномерно по всем направлениям и для всех расстояний. При положительной кривизне следует ожидать избытка точек в близких районах, а при отрицательной – напротив, их недостатка. Широкомасштабные исследования, проведённые в 70-х годах в Университете штата Огайо, казалось бы, продемонстрировали избыток точек, а значит, и замкнутость Вселенной, однако недавние проверки не подтверждают этого вывода.

Заслуживает упоминания и метод определения угловых размеров. Суть его состоит в тщательном измерении диаметра галактик конкретного вида; затем аналогичное измерение производится для другой галактики того же типа, расположенной гораздо дальше, но на известном расстоянии. Если пространство искривлено, то в измерение диаметра как бы вносится ошибка – его величина будет казаться больше при положительной кривизне и меньше при отрицательной.

Судьба замкнутой Вселенной

Вероятно, Вселенная так близка к «водоразделу», что, обсуждая её дальнейшую судьбу, приходится рассматривать как открытый, так и замкнутый варианты.

Для начала предположим, что Вселенная замкнута. В таком случае в течение 40-50 миллиардов лет ничего существенного не произойдёт. По мере увеличения размеров Вселенной галактики будут всё дальше разбегаться друг от друга, пока в какой-то момент самые дальние из них не остановятся и Вселенная не начнёт сжиматься. На смену красному смещению спектральных линий придёт синее. К моменту максимального расширения большинство звёзд в галактиках погаснет и останутся в основном небольшие звёзды, белые карлики и нейтронные звёзды, а также чёрные дыры, окружённые роем частиц – в большинстве своём фотонов и нейтронов. Наконец, через примерно 100 миллиардов лет начнут сливаться воедино галактические скопления; отдельные объекты сначала будут сталкиваться очень редко, но со временем Вселенная превратится в однородное «море» скоплений. Затем начнут сливаться отдельные галактики, и в конце концов Вселенная будет представлять собой однородное распределение звёзд и других подобных объектов.

В течение всего коллапса в результате аккреции и соударений станут образовываться и расти чёрные дыры. Будет повышаться температура фонового излучения; в конце концов она почти достигнет температуры поверхности Солнца и начнётся процесс испарения звёзд. Перемещаясь на фоне ослепительно яркого неба, они подобно кометам будут оставлять за собой состоящий из паров след. Но вскоре всё заполнит рассеянный туман и свет звёзд померкнет. Вселенная потеряет прозрачность, как сразу же после Большого взрыва. (В гл. 6 мы видели, что ранняя Вселенная была непрозрачной, пока её температура не упала до примерно 3000 K; тогда свет стал распространяться без помех.)

По мере сжатия Вселенная, естественно, будет проходить те же стадии, о которых рассказывалось в гл. 6, но в обратном порядке. Температура будет расти, и сокращающиеся интервалы времени начнут играть всё большую роль. Наконец галактики тоже испарятся и превратятся в первичный «суп» из ядер, а затем распадутся и ядра. Вселенная быстро проскочит через лептонную и адронную эпохи к хаосу. В эпоху адронов ядра развалятся на кварки. На этом этапе Вселенная станет крохотной и состоящей только из излучения, кварков и чёрных дыр. В последнюю долю секунды коллапс дойдёт почти до сингулярности, а затем произойдёт «большой пшик».

Что случится во время «большого пшика», неизвестно, поскольку нет теории, которая годилась бы для описания сверхбольших плотностей, возникающих до появления сингулярности; можно лишь строить предположения. Большинство из них основано на идее «отскока» – внезапного прекращения сжатия, нового Большого взрыва и нового расширения. Одной из причин первоначального введения идеи отскока была возможность обойти неприятную с точки зрения многих астрономов проблему возникновения Вселенной. Если отскок произошёл один раз, то он мог случаться неоднократно, может быть, бесчисленное количество раз, поэтому не нужно и беспокоиться о начале времён.

К сожалению, при подробной проработке такой идеи оказалось, что и отскок не решает проблемы. В интервалах между отскоками звёзды излучают значительное количество энергии, которая затем концентрируется при достижении состояния, близкого к сингулярности. Эта энергия должна постепенно накапливаться, из-за чего промежуток времени между последовательными отскоками будет возрастать. Значит, в прошлом эти промежутки были короче, а когда-то, в пределе, промежутка не было вовсе, т.е. мы приходим к тому, чего старались избежать, – проблеме начала Вселенной. Согласно расчётам, от начала нас должно отделять не более 100 циклов расширений и сжатий.

Многие предпринимали попытки обойти эту проблему. Томми Голд, например, разработал теорию, согласно которой в момент наибольшего расширения время начинает течь вспять. Излучение устремится обратно к звёздам и Вселенная «омолодится». В таком случае она будет равномерно осциллировать между коллапсом и максимальным расширением.

Весьма интересную, но очень спорную теорию предложил Джон Уилер. Воспользовавшись идеей Хокинга, согласно которой фундаментальные константы «теряют» свои числовые значения при достаточно высоких плотностях, он показал, что цикл осцилляции не обязательно должен удлиняться. Из-за принципа неопределённости значения констант утрачиваются, когда Вселенная сжимается до почти бесконечной плотности. После возможного отскока и нового расширения эти константы могут получить совершенно иные значения. Продолжительность циклов в таких обстоятельствах также будет меняться, но случайным образом; одни циклы станут очень длинными, а другие короткими.

Судьба открытой Вселенной

В противоположность замкнутой, открытая Вселенная продолжает расширяться вечно. Основным отличием от процессов, описанных в предыдущем разделе, является разница во временах. Раньше речь шла о периодах в 50 или 100 миллиардов лет, а сейчас придётся рассматривать столь большие промежутки времени, что понадобятся числа с большим показателем степени, например, будут упоминаться интервалы до 10100 лет. Если трудно представить себе 100 миллиардов лет, то о таком числе и говорить нечего.

Первые события будут, конечно, аналогичны тем, которые происходят в замкнутой Вселенной. Звёзды постепенно постареют и, превратившись с течением времени в красных гигантов, либо взорвутся, либо медленно сколлапсируют и умрут. Некоторые из них, прежде чем погаснуть, столкнутся с другими звёздами. Такие столкновения очень редки, и с момента образования нашей Галактики (по крайней мере, в её внешних областях, где мы обитаем) их было совсем немного. Однако за триллионы и триллионы триллионов лет таких столкновений произойдёт множество. Часть из них лишь сбросит в пространство планеты, а в результате других звёзды окажутся на совершенно иных орбитах, некоторые даже вне пределов нашей Галактики. Если подождать достаточно долго, то нам покажется, что внешние области галактик испаряются.

Не выброшенные из галактик звёзды в результате столкновений, скорее всего, будут притягиваться к центру, который в конце концов превратится в гигантскую чёрную дыру. Примерно через 1018 лет большинство галактик будет состоять из массивных чёрных дыр, окружённых роем белых карликов, нейтронных звёзд, чёрных дыр, планет и различных частиц.

Дальнейшие события вытекают из современной единой теории поля, называемой теорией великого объединения; о ней речь пойдёт позже. Из этой теории следует, что протон распадается примерно за 1031 лет. Сейчас ведётся несколько экспериментов по обнаружению такого распада, а значит, и по проверке теории. Согласно ей, протоны должны распадаться на электроны, позитроны, нейтрино и фотоны. Отсюда следует, что в конце концов всё, что состоит во Вселенной из протонов и нейтронов (а их не содержат только чёрные дыры), распадётся на эти частицы. Вселенная превратится в смесь из них и чёрных дыр, и будет находиться в таком состоянии очень, очень долго. Когда-нибудь испарятся маленькие чёрные дыры, а вот с большими возникнут трудности. Фоновое излучение к тому времени будет очень холодным, но всё же его температура останется чуть выше, чем у чёрных дыр. Однако по мере расширения Вселенной ситуация изменится – температура излучения станет ниже, чем на поверхности чёрных дыр, и те начнут испаряться, медленно уменьшаясь в размерах; на это потребуется примерно 10100 лет. Затем Вселенную заполнят электроны и позитроны, которые, вращаясь друг вокруг друга, образуют огромные «атомы». Но постепенно позитроны и электроны, двигаясь по спирали, столкнутся и аннигилируют, в результате чего останутся только фотоны. Во Вселенной не будет ничего, кроме излучения.

Мы рассмотрели судьбу как открытой, так и закрытой Вселенной. Что её ждет, пока неизвестно. Если даже Вселенная когда-нибудь сколлапсирует, неизвестно, произойдёт ли потом «отскок». Единой теории придётся ответить и на эти вопросы.

Экология познания: Наука выделяет четыре основных пути, на которых Вселенная может встретить свою судьбу. Это Большое Замерзание, Большой Хруст, Большое Изменение и Большой Разрыв.

Наука выделяет четыре основ ных пути , на которых Вселенная может встретить свою судьбу. Это Большое Замерзание, Большой Хруст, Большое Изменение и Большой Разрыв. Если вам эти названия ничего не говорят, сейчас все поймете. Вас не должен удивить факт того, что наша планета обречена. Пройдет немного времени, всего 6 миллиардов лет, и Земля, скорее всего, испарится, когда Солнце расширится до красного гиганта и поглотит нашу планету.

Но Земля - это просто планета в Солнечной системе, Солнце - одна из сотен миллиардов звезд в галактике, и в наблюдаемой Вселенной скрываются сотни миллиардов галактик. Что уготовлено для них для всех? Как закончит свои дни Вселенная?

Наука может только догадываться о том, как это произойдет. Мы даже не уверены, как именно Вселенная погибнет, определенным образом или просто медленно сойдет на нет. Наше лучшее понимание физики приводит нас к нескольким вариантам глобального апокалипсиса. Также оно дает нам несколько советов о том, как это в принципе можно было бы пережить.

Первый намек на возможный конец Вселенной приходит к нам из термодинамики, науке о тепле. Термодинамика - это такой проповедник физики с дикими глазами, который держит картонный транспарант с простым предупреждением: «Тепловая смерть грядет».

Несмотря на свое название, тепловая смерть Вселенной не представляется огненным адом. Напротив, это смерть всех уровней тепла. Звучит не очень страшно, но тепловая смерть - это хуже, чем запечься до корочки. Это потому, что почти все в повседневной жизни требует определенных разниц температур, прямо или косвенно.

К примеру, ваш автомобиль работает, потому что внутри двигателя они теплее, чем снаружи. Компьютер работает на электричестве от местной электростанции, которая, вероятно, работает путем нагрева воды и отвода тепла к турбине. Вы питаетесь едой, которая своим существованием обязана гигантской разнице температур между Солнцем и остальной частью Вселенной.

Когда Вселенная достигнет тепловой смерти, везде будет одна температура. Это означает, что ничего интересного больше никогда не произойдет. Все звезды умрут, вся материя распадется, все превратится в редкий бульон из частиц и излучения. Даже энергия этого бульона будет уменьшаться с течением времени в результате расширения Вселенной, оставляя все с температурой едва ли выше абсолютного нуля.

В этом процессе Большого Замерзания Вселенная станет равномерно холодной, мертвой и пустой.

После разработки теории термодинамики в начале 1800-х годов, тепловая смерть выглядит как единственным возможным путем конца Вселенной. Но через 100 лет общая теория относительности Эйнштейна провозгласила, что у Вселенной может быть куда более интересная судьба.

Общая теория относительности говорит, что материя и энергия искривляют пространство и время. Это отношение между пространством-временем и материей-энергии - между сценой и актерами на ней - распространяется на всю Вселенную. Все, что есть во Вселенной, по мнению Эйнштейна, определяет конечную судьбу самой Вселенной.

Теория предсказывает, что Вселенная в целом должна либо расширяться, либо сжиматься. Она не может оставаться в прежнем размере. Эйнштейн понял это в 1917 году и так не хотел это признавать, что отказался от собственной теории.

Тогда в 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл обнаружил неопровержимые доказательства того, что Вселенная расширяется. Эйнштейн изменил свое мнение, назвав свою предыдущую настойчивость относительно статической Вселенной «величайшей ошибкой» своей карьеры.

Если Вселенная расширяется, когда-то она должна была быть меньше, чем сейчас. Понимание этого привело к появлению теории Большого Взрыва: идеи о том, что Вселенная началась с невероятно малой точки и быстро расширилась. Мы можем увидеть это по «послесвечению» Большого Взрыва - в качестве космического микроволнового фона - постоянного потока радиоволн, идущих со всех направлений в небе.

Получается, судьба Вселенной зависит от очень простого вопроса: будет ли Вселенная расширяться дальше и как быстро?

Для Вселенной, содержащей обычную «начинку» - материю и свет, - ответ на вопрос зависит от количества этой начинки. Больше начинки - значит, больше гравитации, которая стягивает все назад и замедляет расширение. Пока количество начинки не превосходит критический порог, Вселенная будет расширяться вечно и в конечном итоге умрет тепловой смертью.

Но если начинки будет слишком много, расширение Вселенной замедлится и остановится. Тогда Вселенная начнет сжиматься. Сокращающаяся Вселенная будет становиться все меньше и меньше, плотнее и горячее, пока все не закончится в красочном компактном аду, противоположном Большому Взрыву и известном как Большое Сжатие.

На протяжении большей части 20 века астрофизики не были уверены, какой из этих сценариев возымеет действие. Большое Замерзание или Большое Сжатие? Лед или огонь? Они пытались провести космическую перепись, подсчитав количество начинки в нашей Вселенной. Оказалось, что мы до странного близко находимся к критическому порогу, и наша судьба остается под вопросом.

В конце 20 века все изменилось. В 1998 году две соперничающих группы астрофизиков сделали невероятное заявление: расширение вселенной ускоряется.

Обычная материя и энергия не могли бы повлиять на Вселенную таким образом. Это стало первым свидетельством существования нового фундаментального вида энергии, «темной энергии», поведение которой совершенно загадочно для нас.

Темная энергия расталкивает Вселенную в стороны. Мы пока не понимаем, что это такое, но порядка 70% энергии Вселенной приходится на темную энергию, и это число растет день ото дня. Существование темной энергии означает, что количество начинки во Вселенной не определяет ее конечную судьбу. Космосом управляет темная энергия, она ускоряет расширение Вселенной. Следовательно, сценарий Большого Сжатия маловероятен.

Но это не означает, что и Большое Замерзание неизбежно. Есть и другие возможные исходы.

Один из них произошел не в процессе изучения космоса, а из мира субатомных частиц. Это, пожалуй, наиболее странная из возможных судеб Вселенной: что-то фантастическое и при этом вероятное.

В классическом научно-фантастическом романе Курта Воннегута «Колыбель для кошки», «лед-девять» представляет собой новую форму водяного льда с интересными свойствами: он образуется при температуре 46 градусов, а не 0. Если кристалл льда-девять уронить в стакан с водой, вода вокруг кристалла примет его форму, так как его энергия ниже, чем у жидкой воды. Новые кристаллы льда-девять будут проделывать то же самое с водой вокруг себя, и в мгновение ока цепная реакция превратит всю воду в стакане - или в океанах Земли - в твердый лед-девять.

То же самое может случиться в реальной жизни с нормальным льдом и нормальной водой. Если вы наберете в очень чистый стакан очень чистой воды и охладите ее ниже нуля градусов, вода станет переохлажденной: она будет оставаться жидкой ниже естественной точки замерзания. В воде нет никаких примесей, а в стакане нет неровностей, чтобы начал образовываться лед. Но если вы уроните кристалл льда в воду, вода быстро замерзнет, как лед-девять.

Лед-девять и переохлажденная вода могут показаться мало связанными с судьбой Вселенной. Но что-то похожее происходит с самим пространством. гласит, что даже в абсолютном вакууме присутствует небольшое количество энергии. Но тогда должен существовать другой тип вакуума, содержащий меньше энергии. Если это так, тогда вся Вселенная похожа на стакан с переохлажденной водой. И будет оставаться таковой, пока не покажется «пузырь» вакуума с низкой энергией.

К счастью, мы не знаем таких пузырей. К несчастью, квантовая физика утверждает, что если низкоэнергетический вакуум возможен, пузырь с таким вакуумом неизбежно появится где-то во Вселенной. Когда это произойдет, то подобно истории со льдом-девять новый вакуум «преобразует» старый вакуум вокруг себя. Пузырь будет расти со скоростью света, и мы никогда не увидим его приближения. Внутри пузыря все будет совершенно другим и явно не гостеприимным. Свойства фундаментальных частиц вроде электронов и кварков могут быть совершенно другими, переписывающими правила химии и, возможно, препятствующими образованию атомов. Люди, планеты и даже сами звезды могут быть уничтожены в процессе этого Большого Изменения. В работе 1980 года физики Сидни Коулман и Франк де Люччия назвали его «глобальной экологической катастрофой».

После Большого Изменения и темная энергия будет вести себя по-другому. Вместо того чтобы подталкивать расширение Вселенной, темная энергия может внезапно свернуть Вселенную саму в себя, заставив ее коллапсировать в Большом Сжатии.

Есть и четвертая возможность, и опять темная энергия занимает центральное место. Эта идея очень спорная и невероятная, но не стоит сбрасывать ее со счетов. Темная энергия может быть намного мощнее, чем мы думаем, и сама по себе привести Вселенную к концу без всяких Больших Изменений, Замерзаний и Сжатий.

У темной энергии есть своеобразное свойство. Когда Вселенная расширяется, ее плотность остается постоянной. Это означает, что со временем она разрастается, чтобы идти в ногу с увеличением объема Вселенной. Это необычно, хотя и не нарушает законы физики.

Тем не менее все может быть намного страннее. Что, если плотность темной энергии увеличивается по мере расширения Вселенной? Точнее, что, если количество темной энергии во Вселенной увеличивается быстрее, чем расширяется сама Вселенная?

Эту идею выдвинул Роберт Колдуэлл из Дартмутского колледжа в Ганновере, Нью-Гемпшир. Он назвал это «фантомной темной энергией». И она приводит нас к невероятно странной судьбе Вселенной.

Если фантомная темная энергия существует, тогда нас ждет темная сторона силы, выражаясь языком «Звездных войн». Сейчас плотность темной энергии чрезвычайно низка, намного ниже плотности материи на Земле или даже плотности галактики Млечный Путь, которая намного менее плотная, чем Земля. Однако с течением времени плотность фантомной темной энергии может нарастать и разрывать Вселенную на части. В работе 2003 года Колдуэлл и его коллеги представили сценарий под названием «космический конец света». Как только фантомная темная энергия становится более плотной, чем конкретный объект, этот объект разрывается в клочья.

Сначала фантомная темная энергия разорвет Млечный Путь, отправив его звезды в полет. Затем разорвется Солнечная система, поскольку притяжение темной энергии станет мощнее, чем притяжение Солнца относительно Земли. Наконец, за несколько минут Земля просто взорвется. Сами атомы начнут распадаться, и уже через секунду Вселенная будет разорвана. Колдуэлл называет это Большим Разрывом. Большой Разрыв, по признанию самого Колдуэлла, «весьма диковинный» сценарий.

Фантомная темная энергия бросает вызов фундаментальным идеям Вселенной, вроде допущения о том, что материя и энергия не могут двигаться быстрее скорости света. Это хорошие аргументы против Большого Разрыва. Наблюдения за расширением Вселенной, а также эксперименты с физикой частиц показывают, что в качестве конца света более вероятно Большое Замерзание, за которым последует Большое Изменение, а затем и Большое Сжатие.

Но это довольно мрачный портрет будущего - века холодной пустоты, которые ждут вакуумного распада и финального взрыва, переходящего в небытие. Есть ли какой-нибудь другой вариант? Или мы обречены?

Очевидно, конкретно у нас нет причин переживать о конце Вселенной. Все эти события произойдут через триллионы лет в будущем, за исключением разве что Большого Изменения, так что пока все идет по плану. Также нет причин беспокоиться за человечество. Если не случится иное, генетический разрыв изменит наших потомков до неузнаваемости задолго до этого. Однако смогут ли разумные существа любого вида, люди или нет, выжить в принципе?

Физик Фримен Дайсон из Института перспективных исследований в Принстоне, Нью-Джерси, рассмотрел этот вопрос в классической работе 1979 года. В то время он пришел к выводу, что жизнь сможет изменить себя, чтобы пережить Большое Замерзание, которое, как считал физик, будет менее проблемным, чем ад Большого Сжатия. Но в наши дни он менее оптимистичен, благодаря открытию темной энергии.

«Если Вселенная ускоряется, это плохие новости, - говорит Дайсон. Ускоренное расширение означает, что мы в конечном итоге потеряем контакт со всем, кроме горстки галактик, что резко ограничит количество доступной нам энергии. - В долгосрочной перспективе такая ситуация будет весьма печальной».

Однако положение вещей может измениться. «Мы на самом деле не знаем, будет ли расширение продолжаться и почему оно ускоряется, - говорит Дайсон. - Оптимистичный взгляд на вещи состоит в том, что ускорение будет замедляться по мере расширения Вселенной. Если это произойдет, будущее будет более благоприятным».

Но что, если расширение не будет замедляться или станет известно, что грядет Большое Изменение? Некоторые физики предлагают решение, безумное в принципе. Чтобы избежать конца Вселенной, мы должны построить собственную Вселенную в лаборатории и удрать в нее.

Один из физиков, работавших над этой идее, это небезызвестный Алан Гут из Массачусетского технологического института в Кембридже; он известен своими работами на тему юной Вселенной.

«Не могу сказать, что законы физики допускают возможность такого, - говорит Гут. - Если это возможно, потребуются технологии, выходящие за пределы всего, что мы можем представить. Это потребует гигантского количества энергии, которую еще нужно будет добыть и удержать».

Первый шаг, по мнению Гута, заключается в создании невероятной плотной формы материи - такой плотной, что она будет на грани коллапса в черную дыру. Если сделать это правильно, а затем быстро убрать материю за пределами этого сгустка, можно получить регион пространства, который начнет быстро расширяться.

По сути, вы провоцируете скачок создания совершенно новой Вселенной. По мере расширения области пространства, граница будет сокращаться, создавая пузырь искривленного пространства внутри чего-то большего. Фанатам «Доктора Кто» это может показаться знакомым, и по словам Гута, TARDIS это довольно точная аналогия того, о чем идет речь. В конце концов, «снаружи» сожмется до нуля, и новорожденная Вселенная начнет собственное существование, независимое от судьбы предыдущей Вселенной. Очевидно, как эта схема сработает на самом деле, совершенно непонятно. Мы даже не знаем, возможно это или нет.

Впрочем, у Гута есть другой источник надежды на лучшую судьбу для нашего мира - проблеск надежды. Гут первым предположил, что в самой юности Вселенная расширилась чрезвычайно быстро за долю секунды, эта идея известна как «инфляция». Многие космологи считают, что инфляция является самым точным описанием расширения юной Вселенной, и Гут предлагает создать новую Вселенную, опираясь именно на этот процесс быстрого расширения.

Инфляция имеет интригующие последствия для конечной судьбы Вселенной. Согласно этой теории, наша Вселенная - это малая часть мультивселенной, множества карманных вселенных, которые плавают вокруг.

«В таком случае, даже если мы убедимся, что наша отдельная Вселенная умрет в процессе замерзания, мультивселенная будет жить вечно, и новая жизнь будет рождаться в каждой отдельной карманной Вселенной, - говорит Гут. - Мультивселенная воистину бесконечная, а в бесконечном будущем отдельные Вселенные могут жить и умирать сколько им вздумается».

В общем, ничего хорошего нас не ждет. опубликовано