Цивилизация
###1###
«Закат» космологической постоянной
С наблюдательным подтверждением нестационарности Вселенной необходимость в космологической постоянной отпала. Как говорят, Эйнштейн однажды назвал её введение в уравнения своей «самой большой оплошностью (blunder)», да и большинство физиков не испытывало к этой идее большой симпатии. Чтобы понять возможную причину такого неприятия, надо вспомнить записанное выше в весьма вольной форме уравнение Эйнштейна и правило из школьного курса алгебры: любое слагаемое из левой части уравнения можно перенести в правую, изменив при этом его знак. Если перенести в правую часть слагаемое с космологической постоянной, оно будет неотличимо от выражения, описывающего плотность энергии вакуума.
Стоит ли отождествлять космологическую постоянную и плотность энергии вакуума - отдельный вопрос, который до сих пор обсуждается, хотя на первый взгляд это выглядит вполне естественным.
Стоит заметить, что в самом по себе выражении «плотность энергии вакуума» противоречия нет. Квантовая механика - второе после ОТО величайшее достижение физики XX века - показала, что основное состояние любой физической системы - вакуум - обладает ненулевой энергией, и эту энергию можно посчитать. Однако в квантовой механике самой по себе эти «нулевые колебания» ни на что не влияют - по крайней мере, до тех пор, пока они не начинают взаимодействовать с другими системами. Выбрать нуль-пункт отсчёта энергии можно любой - вероятности физических явлений от этого не изменятся. Последнее неверно в ОТО: здесь наличие любой плотности энергии, согласно основному уравнению, влияет на геометрию пространства-времени.
Рассуждения здесь, впрочем, вступают на довольно скользкую почву, поскольку теории, объединяющей ОТО и квантовую механику, до сих пор нет. В её отсутствие можно было бы положиться на синтетический подход, в котором плотность энергии вакуума рассчитывается исходя из квантовомеханических соображений, а полученный результат подставляется в уравнения ОТО.
Трудность здесь только в том, что квантовомеханический расчёт предсказывает значения, несовместимые с самим существованием Вселенной такой, какой мы её знаем.
По-видимому, первым на это несоответствие обратил внимание Вольфганг Паули, и результаты свои он даже не решился публиковать.
+++
###2###
Полученное им число было значительно больше критической плотности. Если подставить это значение в эйнштейновскую модель, размер вселенной окажется равным всего нескольким десяткам километров - как заметил Паули, в такой вселенной нет места даже для Луны. Использование в расчётах вместо электромагнитных куда более энергичных ядерных взаимодействий лишь усугубляет ситуацию.
Истинные масштабы Вселенной разрешают лишь значения космологической постоянной, которые на много порядков величины меньше предсказываемых квантовой механикой.
В такой ситуации, физическая интуиция в связке со своеобразной эстетикой физиков работают приблизительно по схеме «если чего-то очевидного не наблюдается - наверное, его вовсе нет». В применении к обсуждаемой ситуации, это можно сформулировать, как «вероятно, должен существовать некоторый, неизвестный ещё физический закон, который превращает истинное значение космологической постоянной в точности в нуль». Например, можно не отождествлять космологическую постоянную и энергию вакуума, и считать что первая как раз и уравновешивает вторую, причём в точности. В отсутствии единой теории, это предположение не противоречивее других, но при этом обладает эстетической привлекательностью, у других отсутствующей.
Проблемы стандартной космологии
Такое положение вещей более или менее устраивало учёных до недавнего времени. Фридмановские модели отлично справлялись с описанием Вселенной при нулевой космологической постоянной (или, если не отождествлять космологическую постоянную с энергией вакуума, - их нулевой сумме). Разработанная на их основе теория Большого взрыва оказалась способной описать расширение Вселенной от очень ранних стадий, на которых наполнявшие её вещество и излучение были очень плотными и горячими до настоящих дней, происхождение частиц и химический состав вещества, формирование галактик и многое другое.
Однако у этой модели были свои трудности. Как правило, выделяют четыре основные проблемы.
Во-первых, это так называемая проблема «плоскостности» Вселенной. Модель, в которой геометрия пространства является эвклидовой - для этого, по Фридману, нужно, чтобы полная плотность Вселенной равнялась критической - крайне неустойчива. Если бы исходная плотность была всего на процент меньше критической, в процессе расширения она скоро бы упала до очень низкого уровня, если бы она была чуть выше критической - в настоящее время расширение бы уже закончилось и сменилось сжатием. Между тем наблюдения показывали, что плотность заключена в пределах, по крайней мере, от одной сотой до десятка критических значений. Для этого требовалось, чтобы исходное значение плотности было равно критическому с точностью до десяти в минус шестидесятой степени. Конечно, нам могло просто так повезти, и всё же столь тонкая подстройка заставляла космологов чувствовать себя неуютно.
+++
###3###
Во-вторых, Вселенная оказалась на удивление однородна и изотропна. В течение долгого времени, до запуска спутника COBE, вовсе не удавалось заметить никаких неоднородностей в распределении реликтового микроволнового излучения - того самого, что осталось остывать во Вселенной с того момента, когда горячее вещество стало более или менее прозрачно для света. В принципе, однородность и изотропия входят в само построение теории, однако оставалась непонятным, как участки Вселенной, которые за всё время своего существования не имели времени обменяться даже простейшими световыми сигналами, успели стать столь похожими друг на друга. Эта несуразность называется проблемой горизонта.
Третья в списке - проблема магнитных монополей, удивительных тяжёлых частиц, представляющих собой изолированные южный или северный полюса магнита. Ничего подобного никогда не наблюдалось в реальном мире - если разрезать магнит на две половинки, каждая из них по-прежнему будет обладать как южным, так и северным полюсами. Между тем, существование магнитных монополей было бы очень желательным для теории, и она предсказывала, что они в обилии появлялись в ранней Вселенной. Так как действенного механизма исчезновения таких частиц предложено не было, оставалось непонятным, куда они все подевались.
Наконец, проблема начальных флуктуаций также не давала астрономам покоя. Если плотность вещества в какой-то области чуть-чуть превышает среднее значение, и сама эта область достаточно велика, такая неоднородность будет расти - её чуть более сильное гравитационное поле притянет к себе частицы из соседних, менее плотных регионов. Однако откуда взяться этим начальным неоднородностям в такой идеально однородной Вселенной? Более того, изначальный пространственный контраст плотности, казалось, описывался простым законом - так называемым спектром Зельдовича-Харрисона, - но почему именно им, понятно не было.
Рождение Вселенной из ничего: Инфляция
В середине 1960-х годов Эраст Глинер предположил, что перед началом «стандартной» эволюции, была фаза, когда расширение происходило экспоненциально - т.е., размеры Вселенной увеличивались в одно и то же количество раз за единицу времени.
Такая фаза могла быть очень короткой, но позволяла разом решить первые три из этих проблем.
Во-первых, такое расширение сделало бы Вселенную очень похожей на эвклидову с плотностью, очень близкой к критической. Классический пример здесь - надувание воздушного шарика: каким бы кривым и ребристым он не был в начале, если мы раздуем его до размеров Земли, он, как и земля, покажется плоским до горизонта; от этого «раздувания» сама теория позже получила наименование «инфляционной».
+++
###4###
Во-вторых, разнесённые сейчас на огромные расстояния участки Вселенной в такой модели когда-то были соседями, и вполне могли прийти в равновесие (в современном варианте теории эта однородность уже является не следствием, а причиной быстрого расширения). Монополи же - они образовывались до инфляции - оказались столь редкими в этом огромном пространстве, что шансов встретить какой-нибудь поблизости у нас почти не осталось.
Для реализации такой фазы правая часть уравнений Эйнштейна должна была принять вид, описывающий вакуум. С точки зрения космологии под вакуумом понимается среда, свойства которой не меняются с расширением - как ни раздувай пустоту, она пустотой и останется.
Оказывается, для этого не обязательно, чтобы энергия этой среды равнялась нулю - она может быть даже очень большой, нужно лишь, чтобы давление такого вещества было отрицательным и равным энергии (в некоторых специальных единицах).
Однако в то время идея казалась слишком радикальной, и всерьёз её воспринял лишь Андрей Дмитриевич Сахаров, попытавшийся в рамках этой модели решить четвёртую из перечисленных выше проблем.
За последующие пятнадцать лет Андреем Линде и Давидом Киржницем была разработана более физическая теория вакуума в космологическом контексте. Они показали, что если во Вселенной присутствует некоторое поле, характеризуемое определённым числом в каждой точке пространства-времени - такое поле называется скалярным, в отличие, например, от векторных полей, задаваемых ещё и направлением (таких, как электрическое поле), - поведение такой среды будет, при определённых условиях, очень близко напоминать поведение вакуума. Как результат, инфляционная модель может быть реализована.
Поначалу своеобразная «инерция мышления» физиков, долгие годы работавших с теорией горячей вселенной, не позволяла добиться больших успехов на этом пути - детальные расчёты показывали, что варианты инфляции, предложенные Алексеем Старобинским и Аланом Гутом, на самом деле не могут работать.
Однако вскоре усилиями Линде и других физиков инерцию удалось преодолеть и построить работающую инфляционную теорию - Вселенная действительно могла иметь фазу быстрого расширения (как потом оказалось, это не обязательно экспоненциальный закон).
В настоящее время большинство космологов уверены, что так оно и было. Неизбежные квантовые флуктуации энергии инфляционного поля в процессе раздувания выросли до макроскопических масштабов. Более того, распределение их контраста описывалось законом Зельдовича-Харрисона - забесплатно космология получила элегантное решение четвёртой проблемы.
За последние двадцать лет инфляционная космология претерпела значительные модификации, к одной из которых - модели «вечной» инфляции мы ещё вернёмся при обсуждении возможных решений проблемы космологической постоянной. Вместе с тем, инфляционные модели показали, что вакуум - или, по крайней мере, нечто на него очень похожее - является вполне допустимой компонентой в энергетическом балансе Вселенной. Однако необходимости в ней до поры до времени не ощущалось.
В следующей лекции я расскажу об открытии, коренным образом изменившем ситуацию.
+++