Борис Штерн - Прорыв за край мира

В. Л.:Да, конечно, мы это знали. Первым, наверное, был американский астрофизик Роберт Дикке, который четко сформулировал: Ω (отношение плотности Вселенной к критической плотности) — переменная во времени величина. Она быстро деградирует либо к нулю, либо к бесконечности. За исключением одного-единственного случая: если Ω = 1 в точности. Поэтому и тогда были подозрения, что плотность равна критической, т.е. Вселенная «плоская». Мы, кстати, работали с плоской моделью. Однако дискуссии о компонентах материи не утихали. Аргумент Дикке был эвристический, а измерение плотности — это реальная наука.

Б. Ш.:Небось, тогда пытались привлекать антропный принцип для объяснения этого парадокса?

В. Л.:В нашей группе считалось, что антропный принцип — это от бедности. Ситуация типична для случая реализованной (апостериорной) вероятности. Вселенная-то уже есть, но как она появилась, что тогда произошло? Всегда есть соблазн решить задачу одним махом: взгляните в окно, вы же видите, как сложно и разумно всё устроено, неужели не ясно, что всё это создано провидением, а дальше подставляйте — Бог, антропный принцип, избранный наблюдатель и т.д. Нет, в группе Зельдовича доверяли только эмпирике. Понимали так, что надо развивать эксперимент и методы обработки, будут новые данные, тогда и с моделью продвинемся. Именно в то время появился термин «наблюдательная космология» — «астрофизика» как исследование звезд уже была тесна.

Б. Ш.:Чтобы подтвердить «плоский» вариант, надо было искать недостающую материю. Где?

В. Л.:О компонентах материи и темпах космологического расширения шли горячие дискуссии. Согласно уравнениям Фридмана, скорость расширения регулируется средней плотностью материи и ее давлением. Если давление мало (а тогда казалось очевидным, что оно близко к нулю), то фридмановская Вселенная должна расширяться с замедлением.

Это можно было проверить по диаграмме Хаббла — зависимости красного смещения объектов стандартной светимости от их видимой яркости. В середине 1970-х Джеймс Ганн и Беатрис Тинсли опубликовали свою версию диаграммы Хаббла. Они ее строили по центральным галактикам больших скоплений — тогда считалось, что яркость у таких галактик более-менее одинакова. Так вот, их данные лучше всего описывались отрицательным параметром замедления, т.е. ускорением, ускоряющимся космологическим расширением (сейчас-то мы знаем, что именно так оно и есть). Но тогда народ был еще не готов всерьез воспринять ускоренное расширение, всё свалили на ошибки измерений и про этот результат потихоньку забыли.

18.2. Яков Борисович Зельдович (1914-1987), Astronet.ru

Б. Ш.:Потрясающе! Уже который раз оказывается, что важнейшие факты в космологии видели задолго до официального открытия, но не придали значения или не поверили. Космологическая инфляция как новая парадигма появилась в 1981 году. Часто идеи перед тем, как восторжествовать, витают в воздухе. Мой вопрос: витала ли в воздухе идея космологической инфляции в 1970-х годах?

В. Л.:Бесспорно, витала, однако тогда ее так не называли и многие следствия ускоренного расширения или раздувания (инфляции) не связывали еще в единую парадигму. Как это часто бывает у людей, новую идею не сразу заметили, осознали и приняли. Первый раз с настойчивой мыслью о том, что космологический лямбда-член, вызывающий экспоненциальное расширение, может появиться из физики вакуума, точнее, из тензора энергии-импульса в правой части уравнений Эйнштейна, выступил Эраст Глинер — еще в конце 1960-х. Он пришел в группу Зельдовича и рассказал о своей догадке. В те времена одним из популярных космологических сценариев была осциллирующая вселенная: сжатие — отскок — расширение. Проблема была в том, что при сжатии вселенная неизбежно должна была достичь сингулярности — состояния с бесконечной плотностью.

Глинер придумал, как можно избежать сингулярности при отскоке с помощью вакуума с ненулевой плотностью энергии и с уравнением состояния р = -ε (напомним: ε — плотность энергии, р — давление, которое оказывается отрицательным). Тогда при сжатии, когда образуется такой вакуум, включается расталкивание, и вселенная идет по решению де Ситтера: торможение коллапса, поворот при конечной плотности, экспоненциальное расширение.

Я. Б. Зельдович, выслушав это, пришел в ярость, сказал, что всё это ерунда, и выгнал докладчика, разве что с лестницы не спу стил. Глинер хотел опубликовать работу в УФН, и Гинзбург дал добро. Тогда Зельдович выдвинул ультиматум: если статья публикуется, он выходит из состава редакции. Печатать академики из редакции УФН не решились, и Глинер опубликовал работу в «Докладах Академии наук» по рекомендации Андрея Сахарова. Всё это смешно вспоминать, если бы не было так грустно. Потом, много лет спустя, когда у нас обсуждалась работа Алана Гута по космологической инфляции, я спросил Зельдовича: почему он в свое время выгнал Глинера? Ведь у Гута по сути то же самое: вакуум с р = -ε , экспоненциальное расширение. Зельдович ответил, что этого не может быть при коллапсе — там должно быть, наоборот, очень жесткое уравнение состояния с положительным давлением, никак не вакуумное.

Б. Ш.:Действительно, идея приложена к неправильному сценарию, но получилось, что с водой ребенка выплеснули.

В. Л.:Да и у Гута всё неправильно в его первом сценарии. Тем не менее, очевидно, что Зельдович был неправ. Но идея-то инфляции верная — она блестяще ответила на вопросы, как решить проблему горизонта, почему Вселенная большая, откуда так много частиц и др. Кстати, Глинер жив и здоров. Ветеран Великой Отечественной, между прочим. Где-то в Штатах живет.

Б. Ш.:С Глинером еще работала Ирина Дымникова…

В. Л.:Да, Глинер работал в Ленинградском Физтехе. Там же была группа «релятивистов», занимавшихся задачами, связанными с общей теорией относительности. Ее лидером был Лев Гуревич, в этой же группе работала и Дымникова, которая заинтересовалась задачей. Они вместе опубликовали статью («Несингулярная фридмановская космология») в «Письмах в ЖЭТФ». В середине 1970-х Дымникова докладывала эту работу у нас на семинаре и сказала две важные вещи. Во-первых, данный процесс экспоненциального расширения (термина «инфляция» тогда еще не существовало) позволяет быстро создать огромный объем из микроскопического начального состояния. Это может объяснить огромный размер Вселенной. Во-вторых, это может объяснить, откуда во Вселенной такое огромное количество частиц. Вакуум с ненулевой энергией неустойчив и когда-то распался, при этом диссипируя в излучение и частицы. На стадии экспоненциального расширения плотность энергии вакуума остается неизменной, и при его распаде в единице объема рождается определенное количество частиц. А объем-то уже экспоненциально возрос. Значит, и полное число частиц в этом выросшем объеме экспоненциально велико.