Современная космология: философские горизонты

Несмотря на столь значительный успех инфляционной космологии, как уже говорилось выше, она сама ещё далека от завершения и находится в состоянии активной теоретической разработки. Одна из её серьёзных проблем — квантовые процессы, происходящие в высокоэнергетическом физическом вакууме, где и пространство, и время носят квантовый характер, и соответственно физические процессы происходят в масштабах, равных или меньших, чем квантовые (планковские) масштабы пространства (10^{– 33} см) и времени (10^{– 43} с). Необходима теория, которая описывала бы состояния, виды и формы материи в подобных масштабах и соответствующие физические процессы, приводящие к инфляционному расширению. Кроме кванто-вой теории поля, исследованием подобных состояний материи занимается и теория струн, к которой всё чаще «обращается» инфляционная космология. В результате этих «обращений» в научной литературе появился даже новый термин — «струнная космология» или «космология струн»^[328]. Её задача — решать сугубо физические и даже в определённой мере «технические» проблемы, связанные, в первую очередь, с проблемой сингулярности и «механизмом» инфляции. Преимущества такого подхода заключаются в возможности использовать все специфические моменты теории струн и М-теории, в частности, многомерность пространства, а также свойства дуальности (особенно Т-дуальность). В самых общих чертах механизм инфляции может быть объяснён взаимодействием струн в многомерном пространстве, при котором три из десяти (или одиннадцати) измерений начинают экспоненциально расширяться, а другие остаются компактифицироваными на квантовом уровне. Существенную роль в компактификации одних измерений и раздувании других может играть и Т-дуальность, именно в силу своего свойства эквивалентности в описании физических процессов в масштабах r и 1/r для разных теорий струн. Принципиальное отсутствие в теории струн нулевых размеров, а также свойство Т-дуальности также может помочь в разрешении проблемы сингулярности. Взаимодействие космологии и теории струн (М-теории) носит взаимовыгодный характер. Не только теория струн «подсказывает» способы решения космологических проблем, но и космология выступает определённым эмпирическим «тестом» для теории струн. Это касается не только наблюдаемой «постинфляционной Вселенной», в том числе и различных астрофизических форм материи^[329], но и полученных от наблюдений анизотропии реликтового излучения количественных «параметров» инфляции^[330]. Однако все они носят характер именно ограничений, позволяющий выбирать из множества возможных теорий и подходов только некоторые. Говорить в настоящее время о том, что космология струн позволит в ближайшее время провести «решающее наблюдение», которое подтвердит или даже опровергнет какую-либо законченную теорию в её рамках, не представляется возможным. В целом в струнной космологии существуют только некоторые общие подходы и методологические наработки, фундаментальными прорывами она ещё похвастаться не может (как и в целом теория струн). Однако взаимодействие теории струн и космологии будет продолжаться, и надо надеяться, что рано или поздно, но результат будет получен.

Гораздо лучше в этом смысле обстоят дела с теми областями современной космологии, которые исследуют не далёкое прошлое, а настоящее нашей Вселенной, поскольку именно эта «часть» космологии богата эмпирическим материалом, который нуждается в теоретическом осмыслении. Речь идёт о проблеме скрытой массы и тёмной энергии.

Своими корнями эта проблема восходит ещё к первым работам Фридмана и его моделям, физическая реализация которых зависит от средней плотности материи во Вселенной (её отличия от критической плотности). Величина плотности, отнесённая к критической (относительная плотность равная . = /_крит), является одним из основных космологических параметров современной космологии.

После получения решений Фридманом и отказа космологов от -члена под плотностью материи подразумевалась, прежде всего, плотность её вещественных форм. Доступные наблюдения ещё в 70-х годах XX столетия давали величину плотности, по крайней мере, в несколько раз меньше критической, что соответствовало фридмановской открытой модели. «… Значение критической плотности _крит ~ 10^{– 29} / 5х10^{– 30} г/см^{– 3} (в настоящее время эта величина оценивается в _крит ~ 8x10^{– 30} г/м^{– 3} — Т. Я.). Достаточно надёжно установлено, что средняя плотность материи во Вселенной ₀ не меньше, чем ₀ = 3х10^{– 31} г/см^{– 3}. Эта величина ₀ определяется массой материи, входящей в галактики, и не учитывает массы межгалактического вещества… Не исключено, однако, что на самом деле плотность вещества больше — в частности, за счёт межгалактического ионизированного водорода или других труднонаблюдаемых видов материи^[331]. В дальнейшем действительно такие вещественные формы материи были обнаружены и получили название «тёмного вещества» или «скрытой массы». Однако в оценку современной плотности материи во Вселенной даже не они дают основной вклад. Впервые о возвращении в космологию -члена заговорили ещё в конце 60-х — начале 70-х годов XX столетия в связи с обнаружением концентрации квазаров на определённом, достаточно большом от нас расстоянии^[332]. Для объяснения этого феномена и было предложено рассматривать космологиче-ские модели с -членом, который в качестве физического содержания предполагает наличие «сил» отталкивания, «противодействующих» гравитационному притяжению. На протяжении почти трёх десятилетий такие модели фигурировали в теоретических работах, однако «не делали» в теоретической космологии «погоды», проблема квазаров предполагала и другие решения, а космологические модели с -членом удовлетворяли не всем наблюдательным данным.

Ситуация коренным образом изменилась в 1998 г. В этом году две группы учёных, одна из Италии, другая из США, работая независимо, сообщили об одном и том же открытии — ускоренном расширении Вселенной^[333]. И та, и другая группы наблюдали удалённые сверхновые, т. н. стандартные свечи. Процесс энерговыделения в них хорошо изучен, и на любом расстоянии они легко отождествляются. Расстояние до этих «свечей» (сверхновые Iа) было установлено по яркости вспышки, однако оно не совпало с расстоянием, вычисленным по эффекту Доплера. А это могло быть только в том случае, если они, принимая участие в крупномасштабном расширении Вселенной, удаляются от нас не с замедлением, как считалось ранее, а с ускорением. Отсюда как будто следовало, что во Вселенной присутствует некий феномен, «сила», которая не притягивает, как гравитация, а отталкивает друг от друга, и соответственно ускоряет космологические объекты. Эта «сила» отталкивания получила название «тёмной энергии». «Энергия» — из-за способности отталкивать и ускорять формы материи, а «тёмная» — потому, что этот феномен не проявлял себя никаким другим образом. На протяжении ближайших нескольких лет после этого наличие во Вселенной тёмной энергии было протестировано ещё несколькими способами — по анизотропии реликтового микроволнового излучения, по гравитационному линзированию, нуклеосинтезу теории горячей Вселенной, оценки постоянной Хаббла, и все они подтвердили её наличие. Стало очевидно, что плотность Вселенной имеет две компоненты: плотность вещества и плотность тёмной энергии = _В + _E. Были сделаны и численные оценки вклада плотности тёмной энергии в общую плотность. Различные оценки^[334] дают величину _E порядка 0,7 с небольшими погрешностями, что означает, что около 70 % плотности Вселенной составляет причина ускоренного расширения Вселенной — тёмная энергия. Природа тёмной энергии к настоящему времени не ясна, и эта проблема является одной из наиболее актуальных проблем современной физики^[335]. Изначально была надежда объяснить ускоренное расширение Вселенной, и соответственно 70 % вклада в её плотность физическим вакуумом с уравнением состояния p = — •, где p — давление, — плотность энергии, а — коэффициент пропорциональности, для вакуума = -1. Однако результаты дальнейших исследований показали, что коэффициент может оказаться отличным от -1: это означает, что тёмная энергия может иметь более сложную природу, чем физический вакуум. Определение точного значения со в современную эпоху является одной из основных задач наблюдательной космологии. Факт нынешнего ускоренного расширения означает^[336], что с необходимостью <-1/3. Этот коэффициент не является величиной постоянной, а зависит от времени (и соответственно от Н). В ранней Вселенной он был больше -1/3, и, Вселенная расширялась с замедлением. Наблюдения показывают, что преобладание тёмной энергии и, соответственно, ускоренное расширение Вселенной началось около 5–6 миллиардов лет назад^[337]. В случае, если -1 < <– 1/3, предлагается модель «квинтэссенции» — формы материи, представляющее собой частицеподобные возбуждения нового, не сводящегося к известным видам полей скалярного поля. Однако, в настоящий момент неточность определения достаточна высока, и по одной из оценок^[338] со лежит в пределах -1.18 < <– 0.93. В случае если < -1, то в качестве «кандидата» на тёмную энергию предлагается фантомная энергия — до сих пор неизвестная форма материи, которым может быть новый тип поля^[339]. В случае, если же будет строго равна -1, то тёмная энергия будет отождествлена с физическим вакуумом. Кроме того, во Вселенной могут существовать и другие формы материи, описываемые другими уравнениями состояния: =– 2/3 — доменные стенки (специфическая форма материи, отделяющая одну вселенную от другой, = 0 — обычное вещество, =1/3 — излучение и релятивистское вещество, >1/3 — мало обсуждаемое сверхсветовая форма энергии^[340], причём значения могут принимать не только дискретные величины, кратные 1/3, но могут существовать «переходные» формы материи с , не кратной 1/3. Такое многообразие потенциальных возможностей существования различных форм материи позволяет сделать предположение о том, что значение , получаемое из наблюдений, может быть обусловлено многокомпонентной природой и тёмной энергии, и в целом физического «содержания» Вселенной. Впрочем, это всё не более, чем гипотезы, наравне с которыми существуют и другие, менее принятые, например, о том, что эффект тёмной энергии может быть связан со свойствами гравитации^[341].

Вопрос природы тёмной энергии является одним из ключевых вопросов современной физики и космологии, в частности, ещё и потому, что от его решения зависят перспективы будущей эволюции Вселенной. В частности, в случае, если тёмной энергией окажется фантомная энергия, то будущее нашей Вселенной незавидно — через несколько десятков миллиардов лет (временной промежуток зависит от её «мощности») произойдёт т. н. «Большой Хлопок» и все формы материи исчезнут, «размазавшись» по пространству^[342]. Впрочем, модели будущего Вселенной определяются не только космологической величиной , но и рядом других параметров, таких, например, как начальные условия в виде характеристик физического вакуума, которые, в свою очередь, определяются спецификой теорий, описывающих микро-масштабы, будь это теория струн, М-теория, или квантовая теория поля (квантовая теория гравитации)^[343].

Вклад в общую плотность Вселенной, как уже говорилось выше, даёт и вещество ( = 0). По общим оценкам, вклад вещества в общую плотность Вселенной составляет около 30 %, т. е. = 0,3^[344]. В этой составляющей плотности Вселенной выделяют два компонента: тёмное вещество (называемое ещё скрытой массой) и видимое вещество. Их соотношение составляет, по последним оценкам _В/ТЁМ =0.25 ± 0.02 (если брать грубо среднюю величину по всем работам), _В/ВИД = 0.05 ± 0.008. Природа видимого вещества известна ещё с незапамятных времён. Его составляют звёзды, активные ядра, газопылевые облака и другое «население» галактик, которое мы можем наблюдать в оптическом и других диапазонах электромагнитного спектра вследствие наличия у них излучающей, поглощающей или отражательной способности. Большую же часть (по массе) этого «содержимого» Вселенной составляют звёзды. Со скрытой массой сложнее, поскольку её название — «скрытая» говорит о том, что она не проявляет себя в излучении электромагнитного спектра и может быть обнаружена только косвенным образом — по гравитационному взаимодействию, что требовало развитие специальных исследований и развитие техники наблюдений. Её невозможно обнаружить непосредственно, и в силу этого весьма затруднительно однозначным образом определить её природу.

Первые предположения о её существовании появились ещё в 70-х годах XX столетия. В качестве таковой указывались межгалактический газ, нейтрино, при условии, что они имеют массу, гравитационные волны^[345]. К скрытой массе также могли быть отнесены чёрные дыры, планеты вне пределов Солнечной системы и другие астрономические и астрофизические объекты, непосредственно не наблюдаемые, однако их «удельный вес» во Вселенной слишком мал, чтобы они вносили в эту величину ощутимый вклад. Дальнейшие исследования показали, что темное вещество преобладает над видимым в несколько раз, и в настоящее время проблема определения природы тёмного вещества является одной из ключевых проблем современной космологии, которой посвящено множество работ^[346].

Объекты, рассматриваемые в последней четверти XX столетия в качестве претендентов на скрытую массу, рассматриваются в таком же качестве и сейчас, однако значительная часть специалистов полагает, что они недостаточны для объяснения известных в настоящее время величин плотности скрытой массы. Предлагается ряд новых «претендентов» на это звание. Это, прежде всего, массивные гипотетические слабовзаимодействующие частицы, которыми, в случае наличия у них большой массы, могут быть и нейтрино, маломассивные нейтрино, гипотетические маломассивные частицы — аксионы, гипотетические частицы, (суперпартнёры), существование которых следует из теории суперсимметрии, гипотетические сверхтяжелые частицы, и, наконец, самовзаимодействующее вещество. Предположительно, значительная часть всех этих частиц расположена в обширных гало, окружающих галактики. Какой из этих «претендентов» доминирует в наблюдаемой области Вселенной, какие просто наличествуют — все эти вопросы должны решаться разработкой соответствующих теоретических моделей и систематическими астрономическими наблюдениями, которые уже ведутся, и результаты которых сейчас активно обсуждаются.

Как видно из вышесказанного, общая относительная плотность, по крайней мере, наблюдаемой области Вселенной (Метагалактики) имеет величину порядка 1. Грубо обобщённое по разным источникам значение величины составляет от 0.95 до 1.03. Это означает, что геометрия наблюдаемой части нашей Вселенной в предельно больших масштабах, исключая окрестности сверхмассивных и массивных объектов, евклидова или почти евклидова. А это, в свою очередь, помогает нам, почти через столетие после создания Фридманом своих моделей, наконец-то сделать выбор одной из них. Похоже, однако, что в этом выборе реализуется самый проблемный вариант: значение определяется из наблюдений с какой-либо, пусть даже и очень малой, погрешностью, а модель плоской евклидовой Вселенной реализуется только в случае, когда , строго равна 1. Любое, пусть даже ничтожно малое отклонение от 1, означает «реализацию» во Вселенной, другой, не евклидовой геометрии, и соответственно, и иной фридмановской космологической модели. Кроме того, проблема определения для всей Вселенной затруднена ещё и тем, что, согласно инфляционной космологии, за счёт раздувания пространства Вселенной на самых ранних этапах эволюции её «размеры» невообразимо велики, и мы наблюдаем её ничтожно малую часть. Делать же уверенные выводы из наблюдений, имеющих сильную погрешность измерения (когда эта погрешность так принципиальна), на всю Вселенную не вполне корректно. Эти обстоятельства позволяют утверждать, что одними наблюдениями проблему определения (а значит и выбор типа фридмановской модели) не решить, для её решения необходимо привлекать дополнительные теоретические соображения.

Кроме относительной плотности важным космологическим параметром, который играет одну из основных системообразующих ролей в раскрытии содержания современного представления понятия «Вселенная», является постоянная Хаббла. Уточнению её значения различными методами посвящено множество работ, список которых ежемесячно увеличивается на несколько десятков. В разных источниках указаны разные значения Н, правда, не сильно отличающиеся друг от друга. Например: Н = 72 км/с•Мрс (Мрс — Мега параллакс секунда — расстояние, равное приблизительно 3•10¹⁹ км) в одной из них^[347], в дру-гой работе^[348] указано два значения Н, померенные различными методами: Н = 72 ± 7 км/с•Мрс и Н = 59 ± 6 км/с•Мрс, а, кроме того Н = 71 ±6 км/с •Мрс^[349], Н = 70 ± 8 км/с •Мрс^[350], Н = 67 ± 7 км/с•Мрс^[351], у В.Л. Гинзбурга^[352] приведено несколько значений: Н = 64 ± 13 км/с •Мрс, Н = 71 ±8 км/с •Мрс. Результаты, получаемые и в настоящее время, существенным образом не изменяют картину и дают примерно те же значения, например: Н = 73 ± 9 км/с•Мрс и Н = 62.3 ± 6.3 км/с •Мрс^[353].

Зная Н, можно легко установить возраст нашей Вселенной, однако, он будет зависеть от соотношения плотности вакуума и материи^[354]. Там же приведена эта зависимость для Н = 70 ± 8 км/с•Мрс. Если _E = 0, а _В = 1, тогда t₀ = 9.7 ± 1, если _E= 0.8, а _В = 0.2, тогда t₀ = 15.3 ± 1.5, если _E= 0.7, а _В= 0.3, тогда t₀=13.7 ± 1.4, если _E = 0.65, а _В = 0.35, тогда t₀ =12.9 ± 1.3, где t₀ — время, прошедшее от начала расширения Вселенной, взятое в миллиардах лет.