Подпишитесь на оповещения
от Газеты.Ru
Дополнительно подписаться
на сообщения раздела СПОРТ
Отклонить
Подписаться
Получать сообщения
раздела Спорт

Космологическая загадка-3

Лектор: (none) 11.05.2006, 10:15
Фото: hubblesite.org

Когда группы Адама Риса и Сола Перлмуттера попытались измерить среднюю плотность вещества во Вселенной, то независимо друг от друга пришли к ошеломляющему выводу: расширение, на самом деле, ускоряется...


Самое важное открытие 1998 года

Описанная в предыдущей лекции ситуация вокруг космологической постоянной изменилась драматическим образом всего восемь лет назад. В 1998 году сразу две группы астрономов опубликовали результаты исследования яркости далёких сверхновых типа Ia. Явление сверхновой данного типа представляет собой термоядерный взрыв белого карлика - плотного, медленно остывающего остатка эволюции звезды небольшой массы. Например, наше Солнце превратится в белый карлик через несколько миллиардов лет. Если масса такого остатка превышает некоторый предел - например, из-за перетекания вещества с соседней, нормальной звезды, - происходит грандиозный взрыв, причём истинная энергия такого взрыва является постоянной величиной, где бы он ни произошёл. Измеряя наблюдаемую яркость сверхновых, астрономы могут определить расстояние до галактики, в которой произошёл взрыв, а измеряя смещение линий в их спектрах - скорость её удаления от нас.

Так как свет от самых удалённых галактик идёт до нас миллиарды лет, такие измерения фактически могут быть использованы для построения истории скорости расширения Вселенной. Какова эта история должна быть, все себе примерно представляли: поскольку галактики притягиваются друг к другу, скорости их разбегания друг от друга должны уменьшаться со временем, при этом чем больше во Вселенной вещества, тем более заметным будет это постепенное торможение. Именно с целью измерить среднюю плотность вещества во Вселенной группы Адама Риса и Сола Перлмуттера измерили скорость и яркость нескольких десятков сверхновых в далёкой Вселенной. Однако, проделав необходимые вычисления, они независимо пришли к ошеломляющему выводу: расширение, на самом деле, ускоряется.

Ускорение само по себе уже означает, что доминирующее слагаемое в правой части уравнений Эйнштейна обладает отрицательным давлением.

У обычного вещества оно наблюдается лишь в исключительных случаях. А вот вакуум, или космологическая постоянная (которые в ОТО математически неразличимы) - на эту роль вполне подходил. Удовлетворял вакуум и по критерию соотношения между плотностью энергии и давлением.

Всего два года назад учёные значительно пополнили свой список сверхновых с помощью Космического телескопа имени Хаббла. Ограничения на параметры вновь открытой компоненты Вселенной стали существенно более строгими, но космологическая постоянная по-прежнему остаётся самым простым и самым подходящим объяснением. Как кажется сейчас, от «самой большой ошибки» Эйнштейна уже никуда не деться.


По измерениям Риса и его группы, плотность энергии космологической постоянной составляет около 0.7 от критической плотности.

Это отлично согласуется с данными двух независимых экспериментов (2dFGRS и WMAP), согласно которым плотность вещества во Вселенной составляет примерно 0.3 от критической плотности, а геометрия пространства является эвклидовой - и следовательно, по теории Фридмана, полная плотность должна в точности равняться критической.

Таким образом, энергия вакуума вдвое больше энергии всего материального содержимого Вселенной. И всё же, это чрезвычайно маленькое значение.

0.7: много или мало?

Продемонстрированная инфляцией способность вакуума иметь ненулевую энергию возродила интерес к отождествлению этой энергии с космологической постоянной. Кроме того, бестелесная прежде идея о том, что вклады нулевых колебаний различных типов в энергию вакуума могут компенсировать друг друга, получила неожиданное подкрепление со стороны теории элементарных частиц. Популярная теория «суперсимметрии» между двумя классами частиц - бозонами и фермионами - предсказывала именно такую компенсацию от дуальных друг другу полей.

Однако было понятно, что такая симметрия может существовать лишь при очень высоких энергиях. В окружающем нас мире трудно придумать два класса частиц, более различающихся по наблюдаемым свойствам, чем фермионы и бозоны, а значит, суперсимметрия должна нарушаться при достаточно низкой энергии. В земных ускорителях фермионы и бозоны всегда ведут себя по-разному. Следовательно, уровень энергии, при котором суперсимметрия нарушается, должен быть выше тех значений, которые достижимы на современных ускорителях. Ниже этого порога нет оснований предполагать взаимную компенсацию вкладов фермионов и бозонов в энергию вакуума, и вклад этот оказывается столь большим, что в такой вселенной места бы не хватило не только Луне, но даже самому Паули - человек он был, как известно, грузный.

Это грандиозное - по меньшей мере, на пятьдесят порядков - несоответствие между теоретически ожидаемым значением плотности энергии вакуума и наблюдательными ограничениями, называется проблемой космологической постоянной - точнее, «старой» проблемой космологической постоянной.

Суперсимметрия, равно как и дополняющая её теория суперструн, оказались неспособными её разрешить - прежде всего, потому что описывают явления при очень высоких энергиях, а надо каким-то образом включить компенсационный механизм при энергиях, очень низких по квантовым масштабам. Возможно, решение проблемы надо искать в каком-то новом, неожиданном месте, и всё же физикам хотелось бы, чтобы в нём участвовала квантовая теория.


Вместе с тем, возникла новая загадка, называемая иногда «проблемой совпадения». Дело в том, что средняя плотность обычного вещества при увеличении объёма, в котором оно находится, уменьшается обратно пропорционально этому объёму. Плотность энергии вакуума, в противоположность этому, остаётся постоянной. В результате, в будущем, при дальнейшем расширении Вселенной, плотность энергии вещества будет составлять всё более ничтожную долю от общей плотности энергии, а большую часть прошедшей истории нашего мира, в нём, наоборот, доминировало вещество. Неясным остаётся, почему они оказались примерно равны друг другу именно в данный момент. Неужели нам опять так «повезло»?

Возможные решения

Пока не ясно, связаны ли две описанные проблемы друг с другом. С момента появления результатов измерений блеска сверхновых в 1998 году были написаны буквально сотни статей, предлагавших тот или иной способ избежать проблемы совпадения.

Содержание большей их части сводилось приблизительно к тому, что вакуум заполнен ещё одним, ранее неизвестным скалярным полем (иногда, впрочем, появлялась возможность связать его с тем скалярным полем, которое привело к инфляции). Чтобы отличать это поле от обладающего энергией, но по-настоящему пустого пространства, строго описываемого космологической постоянной, часто используют термин «тёмная энергия».

Далее вводились определённые предположения о свойствах этого поля, в их рамках вычислялась эволюция Вселенной, и она, как правило, хорошо описывала наблюдаемые свойства далёких сверхновых (в противном случае статью вряд ли стоило бы публиковать). Парадокс совпадения считался разрешённым, если плотности вещества и тёмной энергии шли бок о бок на протяжении большей части эволюции Вселенной. Количество таких моделей росло, они совершенствовались и становились всё более привлекательными - некоторые, например, предсказывали не только примерное постоянство отношения между плотностями вещества и вакуума, но и точное число - 1:2, что очень близко к наблюдаемому.

Существует такое выражение, что величайшая трагедия науки в том, что «один-единственный уродливый факт может разрушить самую красивую теорию». Нечто подобное произошло и в этом случае: результаты наблюдений с телескопа имени Хаббла показали, что ещё несколько миллиардов лет назад расширение Вселенной постепенно замедлялось, а значит, доминирование вакуума над веществом - явление недавнее - в точности так, как если бы эта энергия определялась космологической постоянной.

Избавиться от проблемы совпадения оказалось сложнее, чем это предполагалось, и общепринятого решения на данный момент нет. В завершение можно упомянуть лишь наиболее оригинальные из предложенных, не претендуя на полноту или объективность такого списка. О них и поговорим в заключительной лекции.