Борис Штерн - Прорыв за край мира

Про сопоставление с опытом речь пойдет ниже, а сейчас попробуем понять статус теории на уровне общих соображений.

Во-первых, в науке уже есть немало примеров, когда теория, экстраполированная из земных лабораторий на недосягаемые масштабы, получала фактическое подтверждение. Пример из области космологии — первичный нуклеосинтез. Модель горячей Вселенной описывает, как в первые секунды и минуты от Большого взрыва менялась температура и плотность. Зная из земных экспериментов, как протекают ядерные реакции, можно оценить, сколько каких элементов синтезировалось из протонов и нейтронов в ранней Вселенной. Это вычислили. Потом определили состав межгалактических облаков газа по линиям поглощения в спектрах далеких квазаров. Всё совпало. Это довольно старый результат, есть гораздо более эффектные примеры того, как теоретики предсказывали явления на совершенно запредельных масштабах, а потом это блестяще подтверждалось наблюдениями. Об одном таком случае (сахаровские осцилляции) рассказано в главе 31.

Во-вторых, теория, на основе которой построен изложенный выше сценарий, очень жесткая и никаких безудержных фантазий не допускает. Посмотрим, как выглядит космологическая инфляция с точки зрения критерия фальсифицируемости Поппера. Согласно Попперу, только та теория может претендовать на звание научной, которая может быть опровергнута. Напомним, что первый получивший широкую известность вариант инфляции Гута был тут же опровергнут из-за теоретической несостоятельности.

А как насчет экспериментальной фальсифицируемости? Предположим, что какую-то часть темной материи составляют черные дыры планковской массы или какие-то другие экзотические вещи, скажем, космические струны и т.п., которые могли образоваться только ДО инфляции. Во время инфляции и тем более после нее они образоваться не могут, поскольку требуют для своего рождения очень больших возмущений метрики, близких к планковским по своей амплитуде. А плотность энергии при инфляции недостаточна для возникновения таких возмущений. Если подобные объекты будут обнаружены, то теорию инфляции можно считать отвергнутой. По данной теории вся «околопланковская» экзотика разнесена на гигантские расстояния, так что плотность доинфляционных образований на десятки порядков меньше плотности обычного вещества. Если это не так, инфляции быть не могло.

Теория инфляции могла бы быть поставлена под сомнение, если бы оказалось, что средняя плотность всех видов энергии во Вселенной существенно отличается от критической. В теории инфляции такое могло получиться только случайно с весьма малой вероятностью. Это к вопросу об эмпирической фальсифицируемости теории космологической инфляции. Ниже, в интервью с Вячеславом Мухановым, перечислены другие жесткие критерии, невыполнение которых означало бы, что теория инфляции должна быть отвергнута. Она пока все их успешно проходит.

Еще один аргумент в пользу теории, на сей раз «эстетический»: концепция инфляции проста, красива и эффективна. Эффективна в том плане, что, исходя из очень простых предположений, объясняет сразу несколько фундаментальных парадоксов происхождения Вселенной.

Такая теория обязана работать! Правда, никогда нельзя окончательно отрицать, что могут появиться и другие теории, которые будут работать еще лучше. Об этом мы поговорим в конце книги.

Как же насчет верифицируемое™? Что касается эмпирических подтверждений, так они пока косвенные, но их несколько и вместе они весьма убедительны. Подтверждения заключаются в том, что все предсказания теории инфляции, которые удалось проверить, выполняются. Мы вернемся к ним ниже, а сейчас только один факт: космологическая инфляция (правда, намного более медленная) идет прямо сейчас, и это факт, твердо установленный с помощью наблюдений.

Где-то с 1980-х годов стало возникать подозрение, что с расширением Вселенной по классическому закону Фридмана что-то не так. В интервью с Владимиром Лукашем, уже было упомянуто, что в 1970-х Ганн и Тинсли опубликовали данные, говорящие в пользу расширения Вселенной с ускорением. Тогда это казалось нонсенсом и не могло быть принято всерьез. Однако в 1990-х, когда теория космологической инфляции уже получила широкое признание, некоторые космологи начали поговаривать об ускоренном расширении современной Вселенной как о реальной возможности. Одна из причин состояла в том, что измерения постоянной Хаббла всё уверенней давали высокие значения, означавшие слишком маленький возраст Вселенной, если бы она расширялась с замедлением. Постепенно ускоренное расширение Вселенной превращалось из экзотической гипотезы в рабочий сценарий, и стали появляться работы с аргументами в его пользу.

Наконец, в 1998 году вышли статьи двух групп с одинаковым выводом: данные по далеким сверхновым свидетельствуют об ускоренном расширении Вселенной. Первая статья (Адам Рисс и др.) опубликована Группой поиска сверхновых с большим z (High z Supernova Search Team). Вторая (Сол Перлмуттер и др.) — группой Проекта космологии сверхновых (Supernova Cosmology Project). Обе группы охотились за очень далекими сверхновыми типа 1а.

Почему именно этот тип? Потому, что такие сверхновые — лучшая «стандартная свеча» огромной яркости, видимая с космологических расстояний. По своей природе это белый карлик, постепенно набиравший массу за счет перетекания вещества с соседней звезды. Белый карлик очень прост и предсказуем: он сопротивляется дальнейшему сжатию огромной силой тяготения за счет давления вырожденного ферми-газа электронов в своих недрах (это эффект из области квантовой механики — электроны не дают звезде сколлап-сировать по той же причине, по которой электроны атома не падают на ядро). Однако у массы белого карлика есть четкий предел имени

Чандрасекара, выше которого давление электронного ферми-газа не способно удержать тяготение. Как только белый карлик набирает вес до этого предела, он взрывается. Взрыв при этом грандиозен и, главное, стандартен как по яркости, так и по кривой блеска — взрываются одинаковые по массе и по устройству объекты. Небольшая разница может быть связана с химическим составом (важно число электронов на единицу массы, разное для водорода и, например, железа), но эта зависимость калибруется по форме кривых блеска. Далекие сверхновые важны потому, что их яркость чувствительна к разным вариантам кинематики Вселенной, только если звезда взорвалась на огромном (космологическом) расстоянии.

Рис. 23.1. Диаграмма Хаббла для сверхновых 1а из статьи A. Reiss et al., По горизонтальной оси — красное смещение. По вертикальной оси — звездная величина сверхновой за вычетом ее абсолютной звездной величины. На общедоступном языке это означает 2,5 log ( L 10/ L ), где L 10— светимость данного объекта, как он наблюдался бы с 10 парсек, L — светимость, наблюдаемая с Земли. Чем выше точка, тем ниже наблюдаемая светимость. Линии соответствуют разным космологическим параметрам (см. в тексте). На нижней панели — та же диаграмма, отнормированная на теоретическую зависимость для Ω m = 0,2; Ω Λ = 0