Удивительная космология - Шильник Лев. Страница 32

Не меньше хлопот у стандартной космологической модели возникает и с так называемой проблемой плоскостности. Этот несколько неуклюжий оборот означает, что мы живем в практически плоском мире, описываемом геометрией Евклида, которую все изучали в школе. Как известно, физическое пространство может быть искривлено под влиянием гравитации. Собственно говоря, общая теория относительности Эйнштейна рассматривает гравитацию как своего рода отражение метрики пространства-времени. Вообразить наглядно искривленное трехмерное пространство нелегко, однако это можно без труда сделать, обратившись к соответствующим двумерным аналогам. Поверхность сферы представляет собой замкнутое двумерное пространство конечной площади, которое, тем не менее, не имеет границ. Гипотетические обитатели такого мира (это плоские существа, третье измерение им неведомо) могут перемещаться в любом избранном направлении, раз за разом пересекая одни и те же точки, но нигде не обнаружат края своей Вселенной. Сфера с растущим радиусом будет неплохим аналогом расширяющегося замкнутого трехмерного пространства. Подобная неевклидова поверхность описывается геометрией Римана, а сумма углов треугольника на ней больше 180 градусов. Неевклидова геометрия Лобачевского реализуется на поверхности гиперболоида или псевдосферы – сложной изогнутой структуры, напоминающей поверхность седла. Такие вселенные будут открытыми, а сумма углов треугольника в них будет меньше 180 градусов. Наконец, возможен промежуточный вариант – неискривленная плоскость, описываемая геометрией Евклида. Как и в случае сложной поверхности Лобачевского, этот плоский мир будет открытым и бесконечным по площади. Аналогичным образом может быть искривлено (или оставаться плоским) и наше трехмерное пространство, в котором мы живем.

Пространство реальной Вселенной на больших расстояниях, сравнимых с горизонтом частиц, как уже говорилось, практически плоское. Разумеется, это не исключает участков локальной кривизны, особенно вблизи крупных тяготеющих масс, но в космологических масштабах отклонение геометрии нашего мира от геометрии Евклида совершенно ничтожно. Геометрия пространства самым непосредственным образом связана с величиной, обозначаемой греческой буквой ?, которая является отношением средней плотности вещества нашего мира к критической плотности. Если ? равна единице, то наша Вселенная – идеально плоская структура. Если ? больше единицы (плотность нашего мира выше критической), то Вселенная по достижении некоторого максимального радиуса начнет сжиматься под действием гравитации. В этом случае рано или поздно Большой взрыв сменится Большим крахом (или Большим хрустом), а Вселенная вновь обратится в точку и пропадет в сингулярности. Если ? меньше единицы (плотность Вселенной ниже критической), мир будет расширяться неограниченно долго, а плотность вещества станет постепенно падать.

Измерения, проведенные в последние годы, показали, что эта величина очень близка к единице, хотя, вероятнее всего, не равна ей в точности (измерения пока еще не вполне надежны). Вот тут-то и встает в полный рост пресловутая проблема плоскостности. Зная приблизительную величину параметра ?, можно без большого труда рассчитать, какими должны быть начальные условия очень ранней Вселенной, чтобы привести к сегодняшним наблюдаемым значениям. И сразу же обнаруживаются форменные чудеса. Процитируем М. В. Сажина, автора увлекательной книги «Современная космология в популярном изложении»:

Другими словами, складывается впечатление, что исходные параметры были подогнаны с небывалой точностью: в противном случае мы ни за какие коврижки не сумели бы получить сегодняшней величины показателя ?. Неслучайно некоторые астрофизики говорят о тонкой настройке параметра плотности. Что и говорить, картина неприятная, заставляющая всерьез задуматься о творце всего сущего. Между тем строгой науке как-то не к лицу заниматься пустопорожними рассуждениями о высшем разуме. Это удел философов и богословов. Но есть ли возможность не отдать космологию на откуп теологам?

Спешу вас, читатель, успокоить – такую возможность нам в полной мере дает инфляционный сценарий рождения Вселенной, о котором уже давно пора поговорить подробнее. Он легко и непринужденно снимает и проблему горизонта, и проблему плоскостности, и кучу других проблем, под грузом которых изнемогала классическая модель Большого взрыва.

Итак, что же такое космологическая инфляция и чем она отличается от стандартного расширения, которое мы продолжаем наблюдать сегодня в виде красного смещения в спектрах далеких галактик? Инфляция – это период катастрофически быстрого раздувания пространства в начальной фазе жизни нашей Вселенной. Сказать, что это раздувание было стремительным и мимолетным – ничего не сказать. Его продолжительность укладывается в исчезающе малые сроки: инфляция началась, когда возраст Вселенной составлял 10^-43 секунды, а закончилась, когда он достиг 10^-37 секунды. В начале инфляции размер Вселенной был чуть больше 10^-33 см, что сопоставимо с планковской длиной, а в момент ее окончания равнялся примерно 0,1 см (в других инфляционных сценариях эта величина колеблется от одного до тридцати сантиметров), то есть ее диаметр вырос по меньшей мере в 10²⁷ раз.

Легко видеть, что первоначальное расширение юной Вселенной происходило со скоростью, многократно превышающей скорость света, поскольку планковские длина и время связаны между собой: за 10^-43 секунды свет успевает пройти расстояние не больше, чем 10^-33 см. Неужто мы наконец опровергли самого Эйнштейна? Не будем спешить, читатель. В действительности никакого противоречия здесь нет и в помине, ибо теория относительности ограничивает скоростью света только перемещение материальных тел, но ровным счетом ничего не говорит о скорости расширения самого пространства как такового. Пока частицы вещества продолжают двигаться со скоростями меньшими, чем скорость света, объемлющему их пространству позволительно пухнуть сколь угодно быстро: скорость его раздувания ограничена только лишь количеством доступной энергии, обеспечивающей упомянутое раздувание.

Между прочим, введение одного-единственного дополнительного параметра – инфляционного расширения по экспоненте – автоматически разрешает проклятую проблему горизонта. В свое время мы постулировали, что горизонт всегда растет быстрее, чем увеличивается расстояние между двумя точками (или двумя частицами) в пространстве. Однако вскоре после рождения Вселенной это условие, очевидно, не выполнялось. Вообразим себе крошечную юную Вселенную порядка планковской длины – чуть более 10^-33 см. Внутри этого домена еще до начала инфляции успели установиться термодинамическое равновесие и причинная связь. Когда наступает фаза инфляции, пространство стремительно разгоняется, буквально пухнет как на дрожжах, в результате чего микроскопическая однородная область почти мгновенно чудовищно вырастает в размерах. Объем домена растет значительно быстрее, чем расстояние горизонта. К моменту окончания инфляции он составляет примерно 1 см³, и внутри этой области Вселенная является «гладкой», без заметных контрастов плотности, температуры и давления. В дальнейшем инфляция сменяется стандартным расширением, и горизонт частиц продолжает неторопливо расти, достигая к нашему времени величины порядка 10²⁸ см. При этом все частицы, заполняющие наблюдаемую часть Вселенной, еще до начала инфляции успели установить между собой причинную связь. Домен, разросшийся в ходе стандартного расширения, сохраняет то состояние, которое сформировалось во время инфляции. Космологи говорят, что вся современная Вселенная находится внутри одной причинно-связанной области.