Достижения последнего десятилетия

Как и всякая наука, космология не стоит на месте - она развивается. То, что десять лет назад было предметом ожесточенных споров и дискуссий, сегодня либо стало твердо установленным фактом, либо отброшено как ошибочная гипотеза.

К числу таких фактов относится в первую очередь то, что полная плотность Вселенной p с высокой точностью равна критическому значению p_кр:

где Н - постоянная Хаббла (~70 км^.с^-1.Мпк ^-1), G - гравитационная постоянная. В традиционных единицах измерения p_кр 10^-26 кг^.см^-3, а в часто используемых энергетических - p_кр ~ (10^-3 эВ)⁴.

Классическая космология в том виде, в каком она существовала во времена Эйнштейна и Фридмана, допускала любые значения плотности Вселенной - как больше, так и меньше критического значения, и в этом отношении оно ничем не выделено. Конечно, критическим это значение плотности названо не случайно, а потому, что только при этом значении равняются нулю пространственная кривизна Вселенной и параметр Ω₀ оказывается независимым от времени.

То, что полная плотность всех форм материи близка именно к критическому значению, не стало неожиданностью. Именно эту величину плотности Вселенной большинство теоретиков рассматривало как наиболее вероятную еще с начала 1980-х годов, когда была предложена ныне общепринятая концепция космологической инфляции - модели очень быстрого расширения Вселенной на ранней стадии ее эволюции (см. "Наука и жизнь" №№ 11, 12, 1996 г.). Более того, успех инфляционной парадигмы оказался настолько велик, что, если бы в эксперименте было обнаружено статистически значимое отличие плотности Вселенной от критического значения, это стало бы, без сомнения, ошеломляющей и самой важной космологической проблемой.

С инфляцией в экономике сталкивались все, и мало кто может сказать, что это положительное явление. С космологической инфляцией все обстоит наоборот - она успешно решила почти все проблемы классической космологии и существенно понизила актуальность двух-трех оставшихся.

Полная плотность Вселенной, близость которой к единице стала одним из триумфов инфляции, определяется несколькими компонентами различной физической природы - барионами, из которых состоит обычное вещество (соответствующее Ω_б ≡ p_б/p_кр ≈ 0,04), так называемым темным веществом, проявляющим себя опосредованно - через гравитационное взаимодействие с барионами (Ω_тв ≡ p_тв/p_кр ≈ 0,26). И - обескураживающий результат! - основной вклад в плотность Вселенной вносит так называемая космологическая постоянная (в литературе закрепилось и другое название - лямбда-член,?-член), плотность которой Ω_л ≈ p_л/p_кр ≈ 0,7, так что Ω_б + Ω_тв + Ω_л = Ω₀ = 1. По своим свойствам она близка или даже тождественна постоянной Л, введенной Эйнштейном в левую часть известного уравнения ОТО, связывающего геометрию Вселенной с заполняющим мир веществом. Космологическая постоянная по определению не зависит от координат и времени и обычно трактуется как энергия физического вакуума.

То, что обычное вещество не оказывает практически никакого влияния на динамику расширения Вселенной, давно и твердо установленный факт. Еще в середине 1970-х годов исследование процессов нуклеосинтеза в расширяющейся Вселенной - главным образом, процессов образования ядер дейтерия, лития, изотопов гелия с атомным весом 3 и 4 - показало, что количество образующихся ядер зависит от полного числа барионов. Многолетние исследования первичного химического состава Вселенной (в первую очередь это анализ количества дейтерия как наиболее чувствительного элемента) указывают на небольшое значение Ω_б. Но и задолго до того, как барионы во Вселенной были "пересчитаны", выяснилось, что гравитирующей материи в несколько раз больше, чем светящейся, а точное их соотношение зависит от типа объекта исследования (галактики, их группы, скопления и т. д.). Например, анализ кривых вращения спиральных галактик показал, что их вид поддается объяснению в рамках общепринятой теории гравитации только в том случае, если предположить наличие в галактике двух гравитирующих подсистем - дисковой (наблюдаемой в виде звезд и излучающего газа) и гораздо более объемной сферической. Причем масса, заключенная в сферической компоненте, больше массы дисковой от двух до десяти раз.

Более того, многократно предпринимавшиеся исследования динамики спирального узора галактик неизменно приводили к выводу, что этот узор стабилен именно из-за наличия вокруг галактики сферически распределенной массы - гало. К аналогичному выводу о существова нии сферических гало различного масштаба приходят и при анализе излучения и динамики более массивных объектов - групп и скоплений галактик. При этом помимо исследования кривых вращения галактик и температуры газа в группах скоплений используются методы, основанные на эффекте гравитационного линзирования света удаленных галактик скопления ми ближнего фона (см. "Наука и жизнь" № 2, 1994 г.). Окончательную точку в решении этой проблемы поставили недавние исследования анизотропии реликтового излучения, которые определили космологическую плотность темной материи с высокой точностью.

Таким образом, существование темной материи, взаимодействующей с барионами только гравитационно, твердо установленный научный факт. Однако вопрос ее физической природы до сих пор остается открытым. Нельзя сказать, что космологи испытывают дефицит в претендентах на роль частицы темной материи: теоретики, работающие в физике высоких энергий и элементарных частиц, пекут их как пирожки, но экспериментально ни один сорт таких частиц до сих пор не был зарегистрирован.

Если ситуация с частицей скрытой материи принципиально ясна - рано или поздно она будет обнаружена, а с учетом того, сколько сил и средств вкладывается в погоню за результатом, долгожданное открытие может произойти уже в самом ближайшем будущем, то с космологической постоянной все обстоит гораздо сложнее. Прежде всего, неясно, почему Wл, функция, сильно зависящая от времени, равна 0,7 именно в современную эпоху. (Космологическая постоянная начинает динамически проявляться при красном смещении z ~ 0,5, и со временем ее влияние только возрастает. Напомним, что первые галактики появляются при z ~ 10, а такая важная эпоха, как рекомбинации водорода, относится к z ~ 1100).

Вторая проблема - это сама физическая природа космологической постоянной: эквивалент на ли она той, которую ввел Эйнштейн, или это что-то иное. Наиболее часто обсуждаемым "иным" является так называемая квинтэссенция - некоторая среда (как правило, моделируемая скалярным полем) с уравнением состояния w (ε = wp, где ε - плотность энергии квинтэссенции, p - ее давление). Отметим, что у космологической постоянной w = -1, то есть это предельный случай квинтэссенции. (Заметим, что при w ≠ -1 ω и р зависят от времени и пространственной координаты). В настоящее время наблюдательные данные не позволяют сделать однозначный выбор между космологической постоянной и квинтэссенцией: -1,2 < w < -0,8 (уровень достоверности 95%). Однако имеющаяся тенденция к сокращению доверительного интервала позволяет предположить, что мы живем в мире, где таинственная космологическая постоянная тождественна введенной Эйнштейном (из абсолютно иных соображений!). Доминирование во Вселенной космологической постоянной радикальным образом отражается на ее эволюции - такая Вселенная расширяется с ускорением и имеет больший возраст (со всеми вытекающими отсюда последствиями), чем Вселенная, в которой эта постоянная равна нулю.

С теоретической точки зрения наличие космологической постоянной пока не имеет серьезных или, по крайней мере, общепринятых обоснований. Скорее ее можно назвать "лишней" величиной - наши представления о Вселенной не изменились бы кардинальным образом, если бы оказалось, что на самом деле космологическая постоянная равна нулю (или так мала, что не может быть определена при существующем уровне техники). Однако космология, как и все естественные науки, строится на фундаменте наблюдательных данных, и эти данные свидетельствуют в пользу ее значительной величины.