Удивительная космология - Шильник Лев. Страница 40

Между тем далеко не все физики готовы согласиться с такой постановкой вопроса и полагают, что плотность темной энергии имеет не вакуумную природу и может со временем меняться. Скажем, американцы Пол Стейнхардт и Ричард Колдуэлл думают, что под маской темной энергии прячется особое квантовое поле, которое может принимать переменные значения. В память об античных мыслителях они назвали его квинтэссенцией. Как известно, древние считали, что слагаемыми мироздания являются четыре стихии – земля, вода, огонь и воздух, но неугомонный Аристотель дополнил эту номенклатуру пятой сущностью – квинтэссенцией, из которой якобы состоят эфирные тела. В споры высоколобых теоретиков мы соваться не станем, а отметим только, что вопрос о физической природе темной энергии пока еще весьма далек от окончательного разрешения. Так или иначе, но ведущая роль темной энергии в эволюции Вселенной в наши дни сомнений уже не вызывает. Чем бы она ни являлась на микроскопическом уровне – особой энергией вакуума или геометрическим радикалом, вложенным в мироздание, – но факт остается фактом: на протяжении нескольких миллиардов лет наша Вселенная расширяется ускоренно, и тон этому расширению задает именно темная энергия – некая субстанция с отрицательным давлением и постоянной плотностью.

Исходя из вышесказанного, всю историю Вселенной можно разбить на четыре эпохи и описать четырехчленной формулой следующего вида:…ДС(И) – ФИ – ФМ – ДС… Первое звено этой формулы обозначает фазу инфляции (буква «И» в скобках), а сочетание «ДС» указывает на де-ситтеровский характер расширения. Хотя о голландском астрономе Виллеме Ситтере мы уже упоминали, необходимо сделать небольшое пояснение. Он был одним из первых ученых, признавших общую теорию относительности, однако стационарная модель Эйнштейна его не устраивала. Вселенная Эйнштейна описывалась римановой геометрией и представляла собой четырехмерную гиперсферу, аналогом которой в трех измерениях может быть поверхность резиновой камеры или воздушного шарика. Такая Вселенная замкнута на себя и не имеет границ, хотя ее объем конечен. Луч света, если он не встречает препятствий, распространялся бы в такой модели по окружности (точнее, по геодезической линии, ибо кратчайшим путем между двумя точками на поверхности сферы является именно такая кривая).

Ситтер предложил динамическую модель пустой и непрерывно расширяющейся Вселенной, похожую на воздушный шарик, который все время надувают. По мере раздувания диаметр шарика постоянно растет, а его геометрия, продолжая оставаться римановской, все более и более приближается к геометрии Евклида. Другими словами, пространство в такой Вселенной становится все более плоским, а луч света движется не по окружности, а по непрерывно расширяющейся спирали. Однако Ситтеру крупно не повезло. Он слишком сильно опередил свое время, и его гипотеза осталась в памяти современников изящным и остроумным математическим казусом. Вселенная Ситтера расширялась по экспоненте (то есть в геометрической прогрессии в зависимости от времени), что в ту пору (в 1917 году) противоречило наблюдениям. А вот предложенная несколькими годами позже модель А. А. Фридмана настаивала на том, что объекты удаляются друг от друга со скоростью, прямо пропорциональной расстоянию до них.

Сегодня мы понимаем, что это противоречие мнимое. И Фридман был не дурак, и Ситтер тоже не лаптем щи хлебал: каждый был по-своему прав. В эпоху инфляции пространство росло экспоненциально – в полном соответствии с выкладками Ситтера. А когда энергия поля, распирающего Вселенную, упала до минимума, режим расширения сразу же поменялся. И на стадии излучения (ФИ-фаза), когда Вселенная была раскаленным сгустком горячей плазмы, и на стадии рекомбинации (ФМ-фаза), когда излучение отделилось от вещества, наш мир расширялся пропорционально – по закону Фридмана – Хаббла. А вот когда Вселенная изрядно подросла и остыла, темная энергия снова вступила в свои права. Несколько миллиардов лет тому назад наступила эпоха доминирования темной энергии, которая продолжается до сих пор, и Вселенная снова начала расширяться ускоренно. А поскольку по своим динамическим параметрам современная эпоха почти ничем не отличается от стадии инфляции, А. А. Старобинский предложил назвать ее де-ситтеровской (аббревиатура ДС в правой части формулы).

Между прочим, проблема темной энергии имеет весьма любопытный философский аспект. До того момента, как сила универсального космологического отталкивания стала доминирующей, а Вселенная начала расширяться ускоренно, успело произойти много разных событий. Прежде чем выйти на режим ускоренного расширения, мир пережил эпоху инфляции (ДС(И) – стадия), фазу излучения (ФИ-стадия) и фазу доминирования темной материи (ФМ-стадия), когда излучение отделилось от вещества. Следовательно, мы имеем полное право предположить, что и фазе инфляции в левой части формулы предшествовали некие события.

А. А. Старобинский пишет:

Разумеется, продолжительность ДС-стадии многократно превышает фазу инфляции, поскольку квантовые системы с меньшей полной энергией гораздо более устойчивы. Что же касается доинфляционной истории нашего мира, то большинство современных космологических моделей запрещают многоточие слева от формулы и настаивают на возникновении Вселенной из ничего (from nothing). Однако, по мнению А. А. Старобинского, существует бесчисленное множество других сценариев, в которых ДС(И) – стадии предшествует нечто. Он пишет, что вместе с Я. Б. Зельдовичем они сформулировали прямо противоположную концепцию рождения Вселенной «из чего угодно» (from anything), однако, ввиду крайнего ее экстремизма, не рассматривает ее подробно. Одним словом, попытки узнать, что предшествовало фазе инфляции, не прекращаются, и быть может, нас ждет на этом пути еще много интересных открытий. Так или иначе, но мир оказался неизмеримо сложней, чем представлялось ученым еще каких-нибудь 30 лет назад.

А что можно сказать об отдаленном будущем нашей Вселенной? Что век грядущий нам готовит? На этот вопрос существует несколько ответов, ибо физическая природа темной энергии – до сих пор тайна за семью печатями. В простейшем случае, если энергия вакуума положительна и не меняется со временем, Вселенная будет расширяться неограниченно. Ночное небо начнет мало-помалу пустеть, так как все больше объектов будет уходить за горизонт событий, и через 10–20 миллиардов лет в распоряжении человечества останутся наша Галактика (Млечный Путь), соседняя туманность Андромеды да еще несколько галактик из так называемой Местной группы. Через 10¹⁴ лет перестанут рождаться новые звезды и во Вселенной останутся только тела, почти не дающие света, – белые и коричневые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Но в конце концов погаснут и умрут все звезды, и через 10³⁷ лет в непомерно раздувшемся космосе нельзя будет найти ничего, кроме черных дыр и элементарных частиц. Но ведь ничто не вечно. За счет квантовых процессов черные дыры все-таки излучают, хотя и очень медленно, а потому рано или поздно они тоже испарятся. Это событие произойдет, когда возраст Вселенной составит 10¹⁰⁰ лет, и все мироздание окажется заполненным чрезвычайно разреженным газом из стабильных элементарных частиц – электронов, трех сортов нейтрино и, возможно, протонов. Мир вновь станет пуст, как библейская земля в начале начал, поскольку расстояние между двумя частицами будет намного превосходить размеры современной Вселенной.