Маленькая книга о Большом взрыве - Тони Ротман
Шрифт:
Интервал:
Закладка:
* * *
При всех своих достоинствах модель ΛCDM оставляет некоторые вопросы открытыми. Казалось бы, имея все необходимые компоненты под рукой, вычислить современную постоянную Хаббла довольно просто. Увы, ее значение, вычисленное на основе акустических колебаний барионов с учетом гравитационных линз, равно 67,4 в стандартных астрономических единицах, а значение, вычисленное на основе данных наблюдений за сверхновыми, – 73,9. Таким образом, возникает расхождение в 10 %[22]. Астрономы ищут постоянную Хаббла с рвением крестоносцев, поэтому можно быть уверенным, что они не успокоятся, пока этот вопрос не будет решен.
Важны ли эти 10 %? в свое время наблюдения за маленькими отклонениями от закона Хаббла привели к открытию расширяющейся Вселенной. Теперь, однако, мы скорее имеем дело с ошибкой, допущенной на одном из этапов исследования. Довольно скоро вычисления позволят сократить расхождение до некой минимальной величины (скажем, 1 %), при достижении которой дальнейшее уточнение значения H уже вряд ли переоткроет нам физику. А пока этот момент не наступил, было бы неплохо понять, чего мы хотим добиться этими вычислениями.
Еще важнее, что до сих пор мы говорили лишь о формировании структуры, но не о том, с чего оно началось. И этому есть оправдание. По мере того как Вселенная развивается, формируя галактики и звезды, в игру вступают другие, отличные от гравитации, силы, в результате чего физика становится все сложнее. На заметку: после возникновения CMBR Вселенная на несколько миллионов лет погрузилась в своего рода «темные века». Самые первые галактики начали появляться в конце этого периода, а объединяться в скопления еще спустя сотни миллионов лет. Что касается сверхскоплений, они продолжают формироваться и сегодня.
Все эти структуры могли успеть сформироваться в течение времени существования Вселенной, учитывая, что наблюдаемый нами размер божественных отпечатков пальцев в процессе формирования реликтового излучения равен примерно одному к ста тысячам.
К тому же спектр отпечатков Бога имеет одну любопытную особенность – физики называют ее масштабной инвариантностью. Грубо говоря, это означает, что законы физики сохраняют свой вид при любых расстояниях и промежутках времени. Рассматривая лист папоротника через камеру с зумом, мы видим, что он остается таким же и при приближении. Раньше на упаковках масла Land O’Lakes можно было увидеть изображение коренной американки: она держала в руках точно такую же упаковку с маслом, на которой вы видели ту же американку с той же упаковкой, и т. д. Если интенсивность звука в октаве в орга́нном спектре не меняется, мы можем сказать, что она инвариантна относительно масштаба. Называйте его спектром Land O’Lakes, если хотите[23].
В ранней Вселенной интенсивность сжатия массы остается постоянной по сравнению с ее объемом. То, что спектр барионных акустических колебаний похож на упаковку Land O’Lakes, не самая очевидная истина. Тем не менее так и есть.
Что же определило размер и спектр отпечатков руки Бога?
11
Первый вывод: космическая инфляция
До сих пор мы говорили о том, что происходило во Вселенной спустя 0,0001 секунды после Большого взрыва, когда первичный нуклеосинтез уже готов был начаться. Совершенно естественным будет спросить, что же происходило с ней раньше. Здесь наш разговор приобретает более, так сказать, спекулятивный характер. Приблизительно в микросекунду после Большого взрыва горячие нейтроны и протоны должны были распасться на составные части, кварки, что и было недавно подтверждено экспериментами в коллайдере. Все же вопрос, появились ли разные новые частицы в еще более ранний промежуток времени, до сих пор остается открытым. Бозон Хиггса, скорее всего, существовал еще в первые миллиардные доли секунды после Большого взрыва. Хиггс – это знаменитая частица, придающая массу другим частицам, но, поскольку ее роль в космологическом процессе весьма вторична, мы не будем лишний раз на ней останавливаться. Конечно, первые мгновения существования Вселенной заставляют задуматься о великой и ужасной сингулярности, когда при t = 0 все рвануло, но пока давайте продолжим избегать страшилок и поразмышляем о первых мгновениях после Большого взрыва, как это делают космологи, не обращая внимания на существующие неясности.
После 1980 года умами сначала космологов, а затем и общественности овладела новая теория, что происходило во Вселенной в первые 10-32 секунд после Большого взрыва. По причинам, которые вскоре станут понятными, она была названа инфляцией. Название было предложено ее главным поборником Аланом Гутом, хотя еще до того, как он начал говорить о ней на своих семинарах, похожие соображения были опубликованы Демосфеном Казанасом в США и Алексеем Старобинским в Советском Союзе.
По ряду причин – и не в последнюю очередь из-за названия – инфляция имела оглушительный успех: она почти сразу же стала частью стандартной космологической модели, а в учебных пособиях о ней говорилось как о чем-то бесспорном. Вот уже четыре десятилетия она остается краеугольным камнем космологического мышления. Нужно понимать, что инфляция не является теорией в том же смысле, что и, скажем, квантовая механика, подтвержденная множеством экспериментов и наблюдений. Это скорее собрание сотен моделей, чьей изначальной целью было объяснение определенных «дефектов» теории Большого взрыва в том виде, в каком мы ее описали. Дефекты, о которых мы говорим, не являются наблюдаемыми аномалиями – скорее они представляют собой головоломки теоретического или философского характера, которые не может разрешить стандартная теория Большого взрыва. По своей природе они куда ближе к проблеме соотношения фотонов к барионам из главы 6 или проблеме космологической постоянной из главы 8, чем к проблеме смещения перигелия Меркурия. Вопрос, решает ли теория инфляции эти проблемы, остается предметом еще более жарких дискуссий. Одержит ли она победу или окажется на свалке истории, будет зависеть от последующих поколений космологов.
* * *
На проблемы, для решения которых и была создана теория инфляции Вселенной, в течение долгого времени указывал Роберт Дикке. Первая из них известна как проблема плоской Вселенной. Мы уже не раз говорили о том, что реальная Вселенная, как об этом свидетельствуют наблюдения, является почти плоской. Но почему?
Хотелось бы ответить «а почему нет?», но от этого вопроса так просто не отмахнуться. Если существующая Вселенная почти плоская, ее плотность должна быть близка к критическому значению, которое отделяет «закрытую» сферическую Вселенную от «открытой», похожей на картофельный чипс из главы 4. Насколько это вероятно? Чтобы описать эту проблему наглядно, давайте предположим, что сегодняшняя плотность Вселенной составляет 99,5 % от критического значения. В таком случае мы можем сказать, что в первую секунду после Большого
