Лоуренс Краусс - Вселенная из ничего

Наша идея была сумасшедшей по любым стандартам. Для того, чтобы привести значение космологической постоянной в соответствие с нашими требованиями, расчетное значение этой величины, описанной в предыдущей главе, должно было быть каким-то образом уменьшено на 120 порядков и все равно в точности не равняться нулю. Это предполагает самую строгую тонкую настройку любой физической величины, известной в природе, без малейшего представления, как ее корректировать.

Это была одна из причин, почему, когда я читал лекции в различных университетах о затруднениях с плоской вселенной, я вызывал в основном улыбки и не более того. Я не думаю, что многие люди воспринимали наше предположение всерьез, и я даже не уверен, что его воспринимали всерьез мы с Тернером. Нашей главной задачей в нашей работе было вызвать удивление, графически проиллюстрировав факт, который уже начинал проявляться не только в нашем сознании, но и в сознании некоторых наших коллег-теоретиков по всему миру: что-то казалось не так с прежней «стандартной» картиной нашей Вселенной, в которой почти вся энергия, необходимая общей теорией относительности, чтобы на сегодняшний момент произвести плоскую вселенную, предполагалось, пребывает в форме экзотической темной материи (с горсточкой барионов — то есть нас, землян, звезд и видимых галактик).

Коллега недавно напомнил мне, что в течение двух лет после нашего скромного предположения на него ссылались лишь несколько раз в последующих работах, и, должно быть, все эти ссылки, кроме одной или двух из них, были в работах, написанных мною или Тернером! Большая часть научного сообщества полагала, что наша столь сложная Вселенная не могла быть настолько сумасшедшей, как мы с Тернером предполагали.

Самым простым альтернативным исходом этих противоречий была возможность того, что Вселенная была не плоской, а открытый (в которой параллельные лучи света сегодня искривлялись бы в разные стороны, если бы мы проследили их траекторию в обратном направлении. Это, конечно, было до того, как изучение реликтового космического излучения дало понять, что этот вариант был нереалистичен.) Тем не менее, даже эта возможность имела свои собственные проблемы, впрочем, ситуация там также остается далеко не ясной.

Любой школьник, изучающий физику, будет рад сообщить вам, что гравитация засасывает — то есть, что она повсюду притягивает. Конечно, как и многое в науке, мы теперь понимаем, что мы должны расширять наши горизонты, потому что природа более богата воображением, чем мы. Если на данный момент мы полагаем, что притягивающая сущность гравитации означает, что расширение Вселенной замедлялось, напомню, что мы получили верхний предел возраста Вселенной, предположив, что скорость галактики, расположенной на некотором расстоянии от нас, была постоянной с момента Большого взрыва. Причина в том, что, если Вселенная замедлялась, то галактика когда-то отдалялась от нас быстрее, чем сейчас, и, следовательно, ей потребовалось бы меньше времени, чтобы добраться до своей нынешней позиции, чем, если бы она всегда двигалась со своей нынешней скоростью. В открытой вселенной, в которой преобладает материя, замедление вселенной будет медленнее, чем в плоской вселенной, и поэтому предполагаемый возраст вселенной будет больше, чем для плоской вселенной, в которой преобладает материя, с такой же текущей скоростью расширения. Фактически она была бы гораздо ближе к значению, которое мы получили, если предположить постоянную скорость расширения в течение космического времени.

Вспомните, что ненулевая энергия пустого пространства произвела бы космологическую постоянную — вроде гравитационного отталкивания — предполагающую, что расширение Вселенной наоборот, ускоряется в течение космического времени, и поэтому галактики ранее удалялись друг от друга медленнее, чем сегодня. Это означало бы, что галактикам потребовалось еще больше времени, чтобы добраться до своих нынешних расстояний, чем это было бы для постоянного расширения. Действительно, согласно установленным на сегодня результатам измерений постоянной Хаббла, наибольший возможный возраст нашей Вселенной (около 20 млрд. лет) получается, если учитывать вариант космологической постоянной вместе с измеренным количеством видимой и темной материи, и если мы согласуем ее значение с плотностью материи во Вселенной сегодня.

В 1996 году я работал с Брайаном Чебоером и нашими сотрудниками Пьером Демарком из Йельского университета и постдоком Питером Кернаном из Западного резервного университета Кейза, оценивая нижний предел возраста этих звезд, который должен был составлять около 12 миллиардов лет. Мы сделали это, моделируя эволюцию миллионов различных звезд на скоростных компьютерах и сравнения их цвета и яркости с фактическими звездами, наблюдаемыми в шаровых скоплениях в нашей галактике, которые были на протяжении долгого времени одними из старейших объектов в галактике. Предполагая, что для формирования нашей галактики потребовалось около миллиарда лет, этот нижний предел фактически исключает плоскую вселенную с преобладающей материей и поддерживает вселенную с космологической постоянной (один из факторов, которые повлияли на выводы в моей предыдущей работе с Тернером), в то время как открытая вселенная едва балансировала на краю выживания.

Тем не менее, возраст старейших звезд предусматривал выводы, основанные на наблюдениях с наибольшей на то время чувствительностью, и в 1997 году новые данные наблюдений заставили нас пересмотреть наши оценки в сторону уменьшения примерно на 2 миллиарда лет, что дает несколько младшую вселенную. Так что ситуация стала гораздо мрачнее, и все три космологии вновь оказались жизнеспособными, отправляя многих из нас назад к чертежной доске.

Все изменилось в 1998 году, по совпадению в том же году, в котором эксперимент BOOMERANG продемонстрировал, что Вселенная плоская.

За прошедшие семьдесят лет после того, как Эдвин Хаббл измерил скорость расширения Вселенной, астрономы все упорнее трудились, чтобы точно определить его значение. Напомню, что в 1990-х годах они, наконец, нашли «стандартную свечу», то есть, объект, внутреннюю светимость которого, как полагали наблюдатели, они могут самостоятельно установить, так что, когда они измерили видимую яркость этого объекта, они могли затем вывести расстояние до него. Стандартная свеча, казалось, была надежной, и ее можно было наблюдать сквозь глубины космоса и времени.

Определенный тип взорвавшейся звезды под названием сверхновая типа Ia недавно наглядно продемонстрировал зависимость между яркостью и долговечностью. Измерение, как долго данная сверхновая типа Ia остается яркой, требовало, впервые, чтобы учитывались эффекты замедления времени из-за расширения Вселенной, что подразумевает, что измеренное время жизни такой сверхновой на самом деле больше, чем ее реальное время жизни в ее покоящейся системе координат. Тем не менее, мы могли бы вывести абсолютную яркость, измерить ее видимую яркость с помощью телескопов и, в конечном счете, определить расстояние до галактики, в которой сверхновая взорвалась. Измерение красного смещения галактики в то же время позволило определить ее скорость. Объединение этих двух приемов позволяет нам измерить, с возрастающей точностью, скорость расширения Вселенной.