Космическая загадка. Дальнейшая судьба вселенной

О Вселенной мы знаем пока очень мало. На самом деле, почти ничего. Но поскольку люди задумываются о том, что происходит после их смерти, смерть целой Вселенной интересует нас не меньше. За последние годы научное сообщество выдвинуло множество теорий - вы удивитесь, узнав, насколько сильно они отличаются друг от друга. Правды, само собой, не может знать никто.

1. Большое сжатие

Самая знаменитая теория о рождении Вселенной - это теория Большого взрыва. Она гласит, что вся материя изначально существовала как сингулярность - бесконечно плотная точка посреди великого ничто. А потом по непонятным причинам произошёл взрыв. Материя вырвалась наружу с невероятной скоростью и постепенно стала известной нам Вселенной.

Как вы могли догадаться, Большое сжатие - это Большой взрыв «наоборот». Вселенная постепенно расширяется под воздействием собственной гравитации, но этому должен быть предел - некая конечная точка, граница. Когда Вселенная достигнет этой границы, то прекратит расширяться и начнёт сжиматься. Тогда вся материя (планеты, звёзды, галактики, чёрные дыры -всё) снова сожмётся в одну бесконечно плотную точку.

Правда, последние данные этой теории противоречивы - учёные недавно обнаружили, что Вселенная расширяется всё быстрее.

2. Тепловая смерть Вселенной

В общем и целом Тепловая смерть - противоположность Большому сжатию. Согласно теории, гравитация способствует тому, что Вселенная продолжит расширяться в геометрической прогрессии. Галактики будут отдаляться от друга всё дальше и дальше, подобно несчастным любовникам, и всеобъемлющая чёрная пропасть между ними будет расти.

Вселенная следует тем же правилам, что и любая термодинамическая система: тепло равномерно распределяется по всему, что в ней есть. Всё вещество Вселенной равномерно распределено среди холодного, скучного и тёмного «тумана».

В конце концов все звёзды, одна за другой, вспыхнут и погаснут, а энергии для появления новых звёзд уже не будет - вселенная погаснет. Материя всё ещё останется на месте, но в форме частиц, чьё движение будет полностью хаотичным. Эти частицы будут сталкиваться друг с другом, но без обмена энергией. А люди? Люди тоже станут всего-навсего частицами посреди бескрайней пустоты.

3. Тепловая смерть плюс чёрные дыры

Согласно популярной теории, вся материя во Вселенной движется вокруг чёрных дыр: в центре почти всех известных нам галактик есть сверхмассивные чёрные дыры. Это может означать, что звёзды и даже целые галактики в итоге будут уничтожены, как только попадут в горизонт событий.

Когда-нибудь эти чёрные дыры поглотят большую часть материи, и мы останемся один на один с тёмной Вселенной. Время от времени здесь будут появляться вспышки света - это будет означать, что какой-то объект оказался достаточно близко к чёрной дыре, чтобы выделить энергию. Затем снова станет темно.

Потом более массивные чёрные дыры поглотят менее массивные и станут таким образом ещё больше. Но это ещё не конец Вселенной: чёрные дыры со временем испаряются (теряют свою массу), так как излучают то, что в современной науке получило название излучение Хокинга. И когда умрёт последняя чёрная дыра, во Вселенной останутся только равномерно распределённые частицы с излучением Хокинга.

4. Конец времени

Если и есть в этом мире хоть что-то вечное, то это, безусловно, время. Независимо от того, будет ли существовать Вселенная, время-то уж точно никуда не исчезнет - без него просто не было бы никакой возможности отличить предыдущий момент от последующего. Но что если время просто застынет? Что если того, что мы понимаем под моментами, вообще не будет? Всё застынет в одном и том же бесконечном мгновении - навсегда.

Предположим, мы живём в бесконечной Вселенной с бесконечным временем. Это значит, что всё, что может случиться, обязательно произойдёт со стопроцентной вероятностью. Такой же парадокс возникает, если вы живёте вечно. Представьте, что время вашей жизни неограниченно, поэтому всё, что только может произойти с вами, тоже обязательно произойдёт, причём бесконечное количество раз. Таким образом, если вы живёте вечно, то шанс ненадолго выбыть из строя составляет 100%, и вы потратите вечность в темноте космоса. На основании этого учёные сделали предположение: время, в конце концов, остановится.

Если бы вы могли жить вечно, чтобы испытать всё это (через миллиарды лет после гибели Земли), вы бы даже никогда и не поняли, что-то пошло не так. Время просто остановится, и, по мнению учёных, всё застынет в одном мгновении, как на фотографии - навсегда. Будет просто одно и то же мгновение. Вы бы никогда не умерли, никогда бы не состарились. Это было бы своего рода псевдобессмертие. Но вы бы никогда об этом не узнали.

5. Большой отскок

Большой отскок похож на Большое сжатие, но куда более оптимистичное. Сценарий тот же: под воздействием гравитации расширение Вселенной замедляется, и в итоге вся материя собирается в одной точке. Согласно этой теории, силы быстрого сжатия будет достаточно, чтобы случился новый Большой взрыв - и тогда появится новая, юная Вселенная. Согласно этой модели, ничто не погибнет - материя просто «перераспределится».

Но физикам и физике такое объяснение не нравится. Поэтому некоторые учёные утверждают, что, возможно, Вселенная не пройдёт весь путь обратно к сингулярности. Вместо этого она приблизится к этому состоянию максимально близко, а потом «отскочит» с помощью силы, подобной той, какая возникает, когда мяч отскакивает от пола.

Большой отскок очень похож на Большой взрыв - теоретически появится новая Вселенная. Таким образом, наша с вами Вселенная может быть не первой, а, скажем, 400 по счёту. Но нет никакого способа это доказать - как и опровергнуть.

6. Большой разрыв

Независимо от того, как именно погибнет Вселенная, учёные не стесняются для названия новой теории использовать слово «Большой». Это, кстати, ещё слабо сказано. Согласно теории Большого разрыва, невидимая сила под названием тёмная энергия заставит Вселенную расширяться быстрее. В итоге она так разгонится, что просто разорвётся на части.

Большинство теорий говорят, что Вселенная погибнет ещё очень нескоро. Но теория Большого разрыва сулит ей относительно скорую смерть - по предварительным оценкам это случится через 16 млрд лет.

Планеты и, возможно, жизнь ещё будут существовать. И этот вселенский катаклизм может разом всё погубить: разорвать всё на части или скормить космическим львам, живущим между вселенными. О том, что произойдёт, можно только догадываться. Но такой конец будет куда страшнее, чем медленная тепловая смерть.

7. Метастабильность вакуума

Теория основана на идее, что Вселенная постоянно находится в нестабильном состоянии - квантовая физика вообще говорит, что она балансирует на грани устойчивости. Некоторые учёные полагают, что через миллиарды лет Вселенная шагнёт за эту грань.

Когда это произойдёт, появится своего рода «пузырь». Думайте о нём, как об альтернативной Вселенной (хотя фактически это будет та же самая Вселенная с другими свойствами). Пузырь начнёт расширяться во всех направлениях со скоростью света и уничтожать всё, с чем соприкоснётся. И в итоге уничтожит всё.

Но не волнуйтесь: Вселенная при этом всё ещё будет существовать. Только законы физики в ней будут совершенно другими, но там тоже вполне может возникнуть жизнь. Только там не будет ничего, что мы, люди, будем в состоянии понять.

8. Временной барьер

Если мы попробуем рассчитать, какова вероятность существования мультивселенной, в которой есть бесконечное число вселенных, но немного (или совершенно) разных, то столкнёмся с той же проблемой, что и в теории о Конце времени: всё, что может случиться, обязательно случится.

Чтобы обойти эту проблему, учёные берут отдельный участок Вселенной и вычисляют вероятность его существования. Расчёты кажутся логичными, но делят Вселенную на отдельные куски - как торт. И у каждого куска есть граница, как у областей на политической карте мира. Только надо представить, что каждую страну разделяет устремляющая в небо стена.

Эта модель может существовать только в том случае, если границы - настоящие, физические, за пределы которых ничто не может выйти. Согласно расчётам, в ближайшие 3,7 млрд лет мы пересечём этот временной барьер, и для нас вселенная закончится.

Это в общих чертах - понимания физики, чтобы описать теорию более детально, у нас не хватает. У физиков, правда, тоже. Но перспектива кажется жутковатой.

9. Конца Вселенной не будет! (…мы же живём в мультивселенной, да?)

В мультивселенной бесконечные вселенные могут возникать в пределах всего существующего или за его пределами. Вселенные могут начинаться с Большого взрыва. Наша может закончиться Большим сжатием или Большим разрывом, или вообще Большим пинком (такую теорию ещё не придумали, так что если у вас есть знакомые физики, можете подкинуть им идею).

Но это не имеет значения: в мультивселенной наша Вселенная - не уникальный случай, она просто одна из многих. И хотя она может погибнуть, с мультивселенной при этом ничего особенного не случится. А значит, конца не будет.

Несмотря на то, что даже само время в других вселенных может быть совершенно другим и вести себя по-другому, новые вселенные в мультивселенной появляются всё время (извините за каламбур). Согласно физике, новых вселенных всегда будет больше, чем старых, так что в теории число вселенных постоянно растёт.

10. Вечная Вселенная

То, что Вселенная всегда была и всегда будет - одна из первых разработанных людьми концепций о её природе. Но есть и нечто посерьёзнее.

Можно предположить, что Большой взрыв был началом времени. Но возможно и то, что время существовало до него, а сингулярность и взрыв могли появиться из-за столкновения двух бран - листообразных структур пространства, формирующихся на более высоком уровне существования. Согласно этой модели, Вселенная циклична и всегда будет расширяться и сжиматься.

Теоретически мы может узнать это наверняка в ближайшие 20 лет. У учёных есть спутник «Планк» специально для наблюдений за Вселенной. Конечно, это нелегко, но учёные всё же могут понять, с чего началась наша Вселенная и чем она закончится. Теоретически, опять же.

Какой будет Вселенная через 10 100 лет? При ее неограниченном расширении все протоны распадутся,
галактики превратятся в черные дыры, а сами черные дыры «испарятся». Если Вселенная в будущем коллапсирует, то процессы ее расширения и сжатия могут циклически повторяться…

В последние годы успехи в изучении взаимодействий элементарных частиц при высоких энергиях способствовали значительному прогрессу в космологии. Попытки описать все основные силы природы как различные проявления одной фундаментальной силы частично оказались успешными в так называемых объединенных теориях взаимодействия элементарных частиц.

Такие теории позволяют хотя бы приближенно описать основные физические процессы в температурном интервале, начиная от крайне низких температур, близких к абсолютному нулю, до температур порядка 10 32 К. Они дают возможность составить общее представление о свойствах материи при плотностях, представляющих космологический интерес - от значений меньше 10 -300 г/см 3 до величин, превышающих 10 100 г/см 3 . Экстремальные условия, свойственные границам указанных интервалов, могут преобладать либо на очень ранних, либо на самых поздних стадиях эволюции Вселенной.

Сравнительно недавно несколько физиков и космологов, в том числе и авторы настоящей статьи, попробовали экстраполировать процесс развития Вселенной в далекое будущее, вплоть до того времени, когда ее возраст достигнет 10 100 лет.

Теория Большого взрыва

В основе метода экстраполяции лежит модель Большого взрыва. Согласно этой модели, началом расширения Вселенной послужил взрыв исключительно плотного компактного образования, произошедший
10-20 млрд. лет назад. В настоящее время считается общепризнанным, что эволюцию Вселенной определили первые моменты с начала ее расширения.

Использование терминологии, связанной со взрывом, объясняется тем, что материя и энергия в наблюдаемой Вселенной представляются как бы разлетающимися в пространстве. Правда, термин «Большой взрыв» не совсем удачный, поскольку ассоциируется с наблюдением взрыва как бы со стороны. Наблюдать же «со стороны» взрывное расширение Вселенной, включающей в себя все сущее, в прин-
ципе невозможно.

Само пространство тоже расширяется в том смысле, что все галактики удаляются друг от друга со скоростями, пропорциональными расстоянию между ними. Наблюдателю, находящемуся в нашей Галактике, другие галактики представляются «разбегающимися» от него. Чем дальше галактика, тем с большей скоростью она удаляется от нас. С увеличением расстояния на 1 млн. световых лет эта скорость возрастает на 17 км/с. Математической основой модели Большого взрыва являются уравнения общей теории относительности Эйнштейна.

Примерно через три минуты после начала расширения Вселенной ядерные реакции привели к синтезу гелия, а также других легких элементов, хотя и в гораздо меньших количествах. Однако Вселенная охладилась слишком быстро, для того чтобы успели образоваться углерод и другие более тяжелые элементы. Поэтому значительная часть водорода сохранилась и послужила ядерным горючим для звезд.

Наблюдаемый избыток вещества по сравнению с антивеществом, возможно, обусловлен реакциями, протекавшими всего через 10 ~ 38 с. после начала расширения. Именно на основе этого предположения большинство объединенных теорий взаимодействия элементарных частиц предсказывают возможность
распада любой ядерной материи.

Из-за недостаточности наших представлений о самых ранних стадиях расширения Вселенной пока нельзя ответить на важнейший вопрос космологии: будет ли Вселенная постоянно расширяться или силы гравитации остановят ее расширение и увлекут пространство и время вновь к состоянию изначального
«огненного шара» ?

Поскольку с помощью экспериментов и наблюдений пока не удается решить вопрос о замкнутости Вселенной, при прогнозировании ее далекого будущего приходится принимать во внимание обе возможности - и ее замкнутость, и открытость.

Открытая Вселенная

Сначала предположим, что критическая плотность не достигается и Вселенная открыта. Что произойдет с ее крупномасштабной структурой (т.е. каково будущее геометрических свойств Вселенной) и локальными образованиями (от протонов до галактик) ?

Согласно современным представлениям, эволюция локальных образований открытой Вселенной должна пройти шесть основных этапов.

Первый из них займет 10 14 лет после Большого взрыва. За это время у всех звезд выгорит их «горючее». Основным ядерным горючим на протяжении почти всей жизни звезды является водород, который в ее недрах превращается в гелий. После того как большая часть водородного горючего исчерпана, размеры
звезды быстро увеличиваются в несколько раз, и она становится красным гигантом. На этой стадии гелий превращается в углерод и другие более тяжелые элементы.

Термоядерные реакции в этих процессах «работают» в таком направлении: водород превращается в гелий, гелий в углерод, а углерод в более тяжелые элементы. Эта последовательность превращений обычно
завершается образованием железа. Ядра железа имеют самую низкую полную энергию на единицу массы по
сравнению с указанными элементами, так что при достижении «железного предела» энергия ядерного горючего Вселенной полностью исчерпывается.

Второй этап эволюции Вселенной состоит в потере всеми звездами своих планет. Если к звезде, вокруг которой обращается планета (или планеты), приблизится другая звезда на расстояние, не превышающее радиус планетной орбиты, то последняя будет сильно изменена гравитационным полем приблизившейся звезды и планета может улететь в межзвездное пространство. Средний промежуток времени, в течение которого возможна подобная встреча, зависит от концентрации звезд в данной области пространства, радиуса планетных орбит и от скорости сближения звезд.

Концентрацию звезд в пространстве можно оценить по объему, в котором содержится по крайней мере одна звезда. Звезда с обращающейся вокруг нее планетой «заметает» в пространстве цилиндр, размер которого зависит от размера орбиты планеты и от скорости звезды.

Средний интервал времени между звездными сближениями равен времени, необходимому для того, чтобы объем этого цилиндра стал равен объему, содержащему по крайней мере одну звезду. Концентрация звезд в типичной галактике равна примерно одной звезде на 35 кубических световых лет пространства.

По оценке Ф. Дайсона (Институт высших исследований в Принстоне, США), средний радиус орбиты планеты примерно равен 100 млн. км, а скорость движения звезды в пространстве составляет 50 км/с. Объем цилиндра, «заметаемого» движущейся планетной системой, окажется по прошествии 10 15 лет равным 35 кубическим световым годам, поэтому встреча с другой звездой в течение этого промежутка времени вполне возможна.

На основании этого можно предположить, что примерно через 100 подобных сближений звезда лишится всех своих планет; следовательно, за время, равное 100 * 10 15 лет, т.е. за 10 17 лет, все звезды потеряют свои планеты.

Третий этап эволюции Вселенной - результат еще больших сближений звезд. Когда две звезды проходят близко друг от друга, гравитационное взаимодействие между ними способно передать кинетическую энергию от одной звезды к другой. При достаточно большом сближении одна из звезд может приобрести настолько высокую скорость, что «вылетит» из галактики. В силу закона сохранения
энергии кинетическая энергия второй звезды при этом соответственно уменьшится. В итоге эта звезда приблизится к ядру галактики.

Этот этап может быть назван этапом испарения галактик. Взаимодействие звезд воспроизводит в гигантском
масштабе взаимодействие молекул, испаряющихся с поверхности жидкости. Сходный по характеру обмен энергией, возможно, приведет к тому, что не только звезды, но и значительная часть межзвездного газа также покинет галактики.

После того как примерно 90 % массы галактик испарится, гравитационное поле станет «собирать» оставшиеся звезды и вещество в ядро с возрастающей плотностью. Галактики, которые мы наблюдаем в настоящее время, по-видимому, имеют в центре сверхмассивную черную дыру - область пространства, которую не могут покинуть ни вещество, ни излучение (не принимая во внимание особый случай, связанный с законами квантовой механики).

Даже если никакой черной дыры в центре галактики не существует, плотность ее ядра, вероятно, возрастет настолько, что гравитационные силы преодолеют сопротивление, оказываемое давлением газа, и ядро катастрофически быстро сожмется (коллапсирует). В результате образуется сверхмассивная черная дыра.

Расчеты, аналогичные проведенным нами для случая потери планет звездами, показывают, что испарение звезд из галактик, сопровождающееся коллапсом последних, произойдет к тому времени, когда возраст Вселенной достигнет 10 18 лет.

Четвертый и пятый этапы эволюции открытой Вселенной - это космологические явления в поздних ее стадиях, предсказываемые большинством объединенных теорий взаимодействия элементарных частиц. Правда, эти явления не играют существенной роли, пока возраст Вселенной после эпохи коллапса галактик не увеличится по меньшей мере еще в 100 раз.

Если протон подвержен распаду, то процесс этот окажет существенное влияние на те звезды, которые не будут поглощены черными дырами в центре галактик. Это звезды, испарившиеся из галактик. Распад протонов и нейтронов будет поддерживать температуру звездного вещества, гораздо более высокую по сравнению с межзвездной средой.

Если предположить, что время жизни протона составляет 10 30 лет, то скорость распада в звезде размером с
Солнце должна быть порядка 10 27 протонов в год. Распад каждого протона порождает ливень энергетических электронов, позитронов, нейтрино и фотонов. Все эти дочерние частицы, за исключением нейтрино, поглощаются звездой, и поглощенная энергия поддерживает высокую температуру звездного вещества.

Точное значение температуры звезды в эпоху протонного распада можно определить следующим образом. Предположим, что интенсивность излучения звезды равна количеству тепловой энергии, выделяемой в единицу времени при распаде протонов. В этом равновесном состоянии температура зависит от массы звезды, площади поверхности, с которой излучается тепло, энергии покоя и времени жизни протона.

Вычисления показывают, что равновесная температура составляет 100 К для самых массивных «мертвых» звезд (которые, как это ни парадоксально, имеют наименьшие размеры) и примерно 3 К для больших по
размеру и менее массивных звезд.

Звезды охладятся до равновесной температуры к тому времени, когда возраст Вселенной составит 10 20 лет,
после этого их температура будет оставаться примерно постоянной до тех пор, пока большая часть протонов не распадется. Возраст Вселенной к этому времени достигнет 10 30 лет.

Интенсивность излучения звезд будет относительно невысокой, но отнюдь не ниже интенсивности фонового излучения, связанного с Большим взрывом. Температура, соответствующая фоновому излучению, зависит от свойств открытой расширяющейся Вселенной. Если плотность Вселенной меньше критической, то к тому времени, когда ее возраст достигнет 10 30 , эта температура уменьшится до 10 -20 К.

С другой стороны, если плотность в точности равна критической, то Вселенная будет расширяться медленнее и температура, соответствующая фоновому излучению, уменьшится до 10 -13 К. Таким образом, она будет на 13 - 20 порядков ниже температуры «мертвых» звезд.

Шестой и последний этап в эволюции открытой Вселенной - это распад черных дыр. Как следует из эйнштейновской теории гравитации, ничто - ни вещество, ни излучение - не может выйти из черной дыры. Существует граница, называемая «горизонтом событий», на которой скорость, необходимая для ухода от черной дыры, оказывается равной скорости света.

Поэтому никакая частица, находящаяся за горизонтом событий, не может приобрести скорость, достаточную для пересечения этой границы. Однако в 1974 г. С. Хокинс из Кембриджского университета (Англия) показал, что в силу законов квантовой механики черная дыра может отдать всю энергию, связанную с ее массой, в результате чего она исчезнет.

Хокинс показал, что интенсивность излучения черной дыры обратно пропорциональна квадрату ее массы.
Сначала эта интенсивность невелика, но по мере уменьшения массы черной дыры она возрастает. Отсюда следует, что все черные дыры должны в конце концов исчезнуть, иначе говоря «испаряться».

К тому времени, когда возраст Вселенной достигнет 10 100 лет, все сверхмассивные черные дыры - результат коллапса галактик - испарятся. Эти процессы испарения, в особенности их последние стадии, будут сопровождаться все более нарастающей эмиссией фотонов. Таким образом, в возрасте 10 100 лет Вселенная будет состоять из крайне разреженного газа электронов и позитронов, нейтрино и фотонов малой энергии, испущенных задолго до испарения черных дыр, а также многочисленных расширяющихся сфер, состоящих из фотонов высокой энергии, родившихся в процессе испарения черных дыр.

Замкнутая Вселенная

Все высказанные выше предположения относятся к открытой Вселенной. Попробуем заглянуть в будущее Вселенной, предположив, что существует достаточное количество несветящейся материи, для того чтобы силы гравитации остановили расширение Вселенной и привели к ее сжатию.

Чем ближе средняя плотность к критическому зна-чению, тем дольше фаза расширения замкнутой Вселенной. Однако мы не знаем таких причин, в силу которых средняя плотность была бы достаточно близкой к критической, для того чтобы Вселенная расширялась в течение времени, достаточного для распада большей части протонов.

Поэтому в фазе максимального расширения замкнутая Вселенная, как и при расширении открытой Вселенной, вероятно, будет состоять из «мертвых» звезд, сверхмассивных черных дыр - остатков галактик, а также нейтрино и фотонов малой энергии.

Основные события в фазе расширения замкнутой Вселенной происходят в той же последовательности, как и события при расширении открытой Вселенной. (Коллапс открытой Вселенной, разумеется, невозможен.) С изучением коллапса связаны работы нескольких исследователей, включая М. Риса из Кембриджского университета (Англия).

По мере увеличения энергии фотонов при сжатии Вселенной они нагревают «мертвые» звезды, что приводит к их быстрому «сгоранию», взрыву или испарению. В процессе возрастания ее плотности черные
дыры поглощают вещество и при столкновении друг с другом сливаются.

Можно рассчитать, что во Вселенной, в которой на каждую галактику приходится по одной сверхмассивной
черной дыре, «мертвые» звезды поглощаются черными дырами вскоре после того, как из них начинает испаряться вещество. Все черные дыры в конце концов сливаются в одну гигантскую черную дыру (коллапс Вселенной).

Что же ждет нашу Вселенную?

Что касается будущего Вселенной, для человека наиболее важным, по-видимому, является вопрос о будущем жизни и разума. Сможет ли разум постоянно поддерживать условия, благоприятные для жизни?

Несколько космологов, в том числе Дайсон и С. Фраучи из Калифорнийского технологического института, предпринимают в настоящее время попытки анализа путей энергообеспечения жизни в далеком будущем, а также проблем связи при освоении цивилизацией все более удаленных областей космического пространства.

Дайсон полагает, что материальными носителями жизни и сознания совсем не обязательно должны быть
только клетки с их ДНК. Существенной особенностью сознания является определенная сложность структуры, которая в принципе может быть реализована в любом «подходящем материале». Тем самым он полагает, что идея о мыслящем компьютере или о мыслящем облаке не может быть отброшена из общих соображений, как философски неприемлемая.

С учетом этих предположений, изменения космической среды, вызванные гибелью или остыванием звезд и их испарением из галактик, не обязательно будут разрушительными для систем, которые можно считать «живыми» и «разумными».

Например, энергию в принципе, можно «добывать» из гравитационного поля сверхмассивной черной дыры. Однако распад протонов и нейтронов возможно приведет к фундаментальным изменениям, ибо кажется маловероятным, что разум может быть основан на системе из электронов и позитронов. Кроме того,
если Вселенная замкнута, то условия, необходимые для жизни, могут существовать только в определенные периоды в течение каждого цикла.

В открытой Вселенной «границы жизни» иные. С испарением черных дыр наступает космический энергетический кризис, поскольку по мере расширения Вселенной оставшиеся частицы вещества и фотоны теряют свою энергию. Любая постоянная скорость потребления энергии произвольными формами жизни в конце концов окажется недостаточной.

С другой стороны, Дайсон полагает, что увеличивающиеся периоды «гибернации», во время которых энергия не потребляется, могут сопровождаться периодами ее потребления. Таким образом, для очень долгого существования цивилизаций в открытой Вселенной потенциальная возможность имеется.

Занимает судьба Вселенной. Весьма интересен вопрос, что будет дальше со Вселенной. Как будет выглядеть Вселенная через миллионы лет. На этот счет существует множество мнений. Рассмотрим в этой статье несколько из тех, которые выглядят наиболее достоверно с точки зрения современной науке.

В качестве одного из вариантов конечной стадии развития Вселенной высказывается предположение о тепловой смерти . Вселенная, продолжая расширятся, будет продолжать остывать. С течением времени все звезды погаснут, завершив свое существование в виде белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр . Вся запасенная во Вселенной энергия в конечном счете перейдет в тепловую. Все процессы во Вселенной прекратятся. В этот момент Вселенная станет практически темной. Все это произойдет примерно через 10 в 100 степени лет.

Несмотря на всю мрачность возникновение и поддержание жизни в такой Вселенной все еще возможно. Правда, только на небольшое время. Дело в том, что в условиях теплового равновесия возможно появление так называемой Больцмановской флуктуации. Это небольшой (в масштабах Вселенной) кусочек пространства, где это тепловое равновесие нарушено. В этой самой флуктуации идут процессы как в нашей Вселенной. В ней возможно возникновение и поддержание жизни.

Теория флуктуации настолько завлекла умы ученых, что существуют даже работы, в которых наш мир описывается как флуктуация в уже умершей Вселенной. Таким образом, некоторые предполагают, что тепловая смерть уже произошла. Все что мы видим вокруг себя, это лишь флуктуации энергии и остатки “былого величия”. Согласно такому мнению далекие Галактики уже остыли, и мы видим лишь свет от них, который летит до нас миллионы лет. Наше Солнце и еще некоторые звезды есть лишь крохотные флуктуации. Такие мнение нельзя назвать строго научным, так как оно имеет огромное количество противоречий. Однако, оно довольно популярно, и потому мы решили изложить его здесь.

Современная теория ускоренного расширения Вселенной вносит некоторые дополнительные соображения. Так, благодаря расширению большинство сейчас видимых Галактик будут находится так далеко, что станут невидимыми. Это начнет происходить еще за долго до тепловой смерти Вселенной. Большинство планетарных систем могут оказаться разрушенными. В дальнейшем, уже с наступлением тепловой смерти, расширятся будут отдельные звезды, планеты и черные дыры. В такой Вселенной невозможны никакие процессы, в том числе и возникновение жизни.

Еще недавно существовала еще одна модель, в которой расширение Вселенной в какой-то момент сменится сжатием. В этой модели эволюция Вселенной как-бы разворачивается в обратную сторону. Все космические объекты начинают постепенно сближаться и по прошествии примерно 10 в 14 степени лет Вселенная схлопнется в то нечто, из которого когда-то образовалась. Однако, последние измерения показали, что такое развитие ситуации невозможно. Массы вещества во Вселенной недостаточно чтобы противостоять ее ускоренному расширению, которое происходит в настоящий момент.

Стоит заметить, что все изменения во Вселенной происходят достаточно медленно. Так, скорей всего через 1 миллиард лет Вселенная изменится так незначительно, что мы этого не заметим или почти не заметим. Первые сколько либо значительные изменения могут быть только через несколько миллиардов лет. Тогда часть Галактик, видных в телескоп, начнут пропадать или становится тускней. Хотя и это справедливо с оговоркой на то, что существующая теория гравитации верна на таких масштабах. Возможно обнаружатся новые эффекты, способные по новому взглянуть на судьбу Вселенной.

Будущее Вселенной – один из основных вопросов космологии, ответ на который зависит, в первую очередь, от таких характеристик и свойств Вселенной как ее масса, энергия, средняя плотность, а также скорость расширения.

Что мы знаем о Вселенной?

Для начала следует определить само понятие «Вселенная», которое имеет место быть как в астрономии, так и философии. В области астрономии Вселенной называют Метагалактикой или просто астрономической Вселенной. Однако, с теоретической точки зрения, которая учитывается большинством моделей и сценариев развития Вселенной, она представляет собой колоссальную систему, выходящую за пределы возможного наблюдения.

Одним из важнейших свойств Вселенной, которое было открыто относительно недавно – это практически однородное и изотропное расширение, которое также оказалось ускоренным. В зависимости от продолжительности этого расширения история Вселенной может принять один из двух предполагаемых сценариев.

В первом случае расширение будет продолжаться до бесконечности, вместе с этим средняя плотность вещества во Вселенной будет стремительно падать, приближаясь к нулю. Коротко говоря, вся начнется с распада скоплений галактик, а закончится делением протона на кварки.

Второй сценарий учитывает постулаты общей теории относительности (ОТО), которая гласит о том, что при значительном росте плотности вещества искривляется пространство-время. Если расширение все же начнет замедляться, то вероятнее всего в какой-то момент оно обернется сжатием. Тогда Вселенная начнет сжиматься, а средняя плотность ее вещества – стремительно расти. При таком ходе событий, согласно ОТО, пространство-время будет постепенно искривляться до тех пор, пока Вселенная не замкнется сама на себе, вроде поверхности обычной сферы, но с большим количеством измерений, чем мы привыкли себе представлять.

Космологические эпохи Вселенной

В попытках предсказать дальнейшую судьбу астрономической Вселенной, ученые разделили ее существование на следующие этапы:

Несмотря на то, что вещество Вселенной постепенно аннигилирует, само пространство может эволюционировать по четырем гипотетическим сценариям:

Если со временем расширение Вселенной замедлится, а после — обернется в сжатие, то конечным этапом ее жизни станет Большое сжатие. В результате чего все вещество коллапсирует и вернется в изначальное свое состояние – сингулярность.
Иной сценарий — средняя плотность вещества Вселенной точно определена и является таковой, что расширение постепенно замедляется.
Наиболее вероятная, в силу современных результатов наблюдений, модель. Подразумевает равномерное расширение Вселенной, по инерции.
Стремительный рост скорости расширения Вселенной, который приведет наш мир к так называемому .

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

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”.

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.