Группа астрофизиков попыталась понять, насколько вероятно расширение нашей Вселенной без непонятной даже самим астрофизикам «темной энергии». Попытка удалась. Правда, вероятность оказалась ничтожно малой, да и непонятностей от этого не убавилось.
Наверное, самое удивительное, и оно же самое неожиданное астрономическое открытие последних десятилетий – это ускорение расширения нашей Вселенной. В конце 90-х годов прошлого века сразу две команды астрономов, изучавших взрывы далеких сверхновых типа Ia, сообщили, что с увеличением расстояния от Земли видимая яркость этих взрывов падает быстрее, чем ожидалось.
Самая простая интерпретация этих данных – в том, что скорость расширения нашей Вселенной со временем увеличивается. Однако это простое предположение совершенно не вписывалось в имевшееся на ту пору понимание процесса эволюции нашего мира. Как могут галактики, эти «осколки Большого взрыва», ускоряться в своем движении друг от друга, если каждая из них совсем не отталкивает, а напротив, притягивает другую? Что это за сила, которая расталкивает наш мир в разные стороны?
Ошибка Эйнштейна
Формальный ответ на этот вопрос, как ни странно, был дан еще Альбертом Эйнштейном почти за 80 лет до появления удивительных данных по сверхновым. Дабы спасти свою теорию статической Вселенной от предсказанной петроградцем Александром Фридманом неустойчивости, Эйнштейн ввел в уравнения так называемую «космологическую постоянную», или Λ-член («лямбда»), который был в состоянии на очень больших масштабах противостоять взаимному притяжению галактик. Позже нужда в нем отпала, так как астрономы увидели, что Вселенная и впрямь расширяется – никакой статичности в нашем мире не оказалось. Про Λ-член забыли, а сам Эйнштейн даже как-то назвал его введение в уравнения своей величайшей оплошностью.
Тем не менее, эта константа пришлась как нельзя кстати, когда выяснилось, что галактики разлетаются друг от друга с ускорением. Большинство ученых поверили, что именно космологическая постоянная, которая с точки зрения теории относительности эквивалентна наличию ненулевой энергии у вакуума, расталкивает пространство со все возрастающей скоростью. Несмотря на существенное увеличение объема данных за последние 10 лет, Λ-член по-прежнему справляется с их объяснением и наряду с холодной темной материей остается краеугольным камнем стандартной космологической модели.
Темнота энергии
Однако физическая природа этой вселенской антигравитации остается загадкой. В более общей формулировке (включающей Λ-член как частный случай) силу, заставляющую наш мир расширяться с ускорением, называют «темной энергией». И название это не только лингвистически сближает ее с темной материей, но и отражает наше непонимание сути явления.
По словам академика Валерия Анатольевича Рубакова -- одного из ведущих специалистов по теоретической физике и космологии, в случае с темной энергией никаких идей у теоретиков нет, «все фантазии исчерпаны», и нужны принципиально новые идеи. Ситуацию усугубляет и то обстоятельство, что эта темная энергия, если верить астрономам, доминирует в нашем мире и на данный момент отвечает за 3/4 его полной плотности.
Неудивительно, что многие ученые продолжают искать альтернативы несуразной, по их мнению, «темной энергии» и ее самому популярному варианту – стандартной космологической модели с Λ-членом. Поначалу некоторые серьезные астрономы даже пытались оспорить сам факт ускоренного расширения и предлагали другие объяснения аномальной яркости сверхновых. Тем не менее, все атаки на методику и результаты исследований сверхновых были отбиты, и сейчас попытки аргументированно сомневаться в ускоренном расширении выглядят все более маргинальными.
Пустота в модели
Тем не менее, один способ объяснить ускорение, не полагаясь на новую физику и без привлечения экзотических, неизвестных науке субстанций вроде темной энергии, существует. Если предположить, что мы живем в области пространства, необычно бедной веществом – так называемой пустоте или войде (от англ. void – «пустой»), дебет с кредитом сойдется безо всяких Λ-членов.
В этом случае галактики снаружи войда тянут наших вселенских соседей в среднем сильнее, чем изнутри, и у них появляется естественное ускорение к более плотным участкам Вселенной. Для одной такой модели даже существует редкое точное решение уравнение Эйнштейна – это так называемая модель Леметра—Толмана--Бонди, или ЛТБ-модель, которую в большинстве случаев и используют для расчетов поведения такой Вселенной. Обобщения ЛТБ-модели недоброжелатели иногда называют GLTB-моделями (G – от англ. generalised, «обобщенный»), но их авторы в частных разговорах уверяют, что ничего общего с известным движением не имеют.
Подгонкой размеров и средней плотности войда можно объяснить наблюдательные данные по сверхновым, и даже стандартная космологическая модель – с Большим взрывом, первичным нуклеосинтезом и прочими положенными атрибутами -- не сильно пострадает. Такая Вселенная тоже бесконечна и даже однородна в очень крупных масштабах, так что нарушения космологического принципа нет, просто нам повезло (или не повезло) жить в ее относительно разреженном районе.
Центральный вопрос
Более того, мы должны жить не просто в пустоте, но и недалеко от ее центра, так как только такое положение может дать нам иллюзию, что далекие галактики с ускорением разбегаются именно от нас. Насколько естественно такое предположение? Каковы шансы, что Земля случайно окажется так близко к центру мира, чтобы почувствовать себя пупом Вселенной?
От ответа на эти вопросы зависит, примут ли ученые неоднородную модель. Если даже крохотное отступление от истинного центра нарушает картину ускоренного расширения, это объяснение вряд ли покажется приемлемым. А вот если вероятность, что случайный наблюдатель внутри войда увидит что-то подобное ускоренному расширению, окажется больше половины, и если это не нарушит другие наблюдательные ограничения, многие специалисты посчитают неоднородную модель вполне уместной.
Такие расчеты проводились, и как оказалось, ограничения на положение наблюдателя не такие уж жесткие – даже находясь на расстоянии в 1/5 радиуса войда от его центра земные наблюдатели могли бы увидеть аномальное поведение яркости сверхновых в духе открытия 1998 года. В пересчете на объемы это означает, что около 1% Вселенной благоприятствует такому открытию, а вероятность 1:99 в физике (в отличие, например, от биологии и уж тем более психологии) еще не считается исчезающе малой.
Реликтовые пределы
Тем не менее, такой далекий отступ от центра вылился бы в серьезную асимметрию фона реликтового излучения, остывающего в нашей Вселенной со времен ее молодости. Скорости расширения «большого» пространства (с которым связано реликтовое излучение) и войда (в котором, по мнению сторонников неоднородной модели, находится наша Галактика) отличаются, так что в случае нецентрального положения мы должны были бы увидеть свое движение относительно реликтового фона в его асимметрии.
Как выясняется, асимметрия, наблюдаемая в действительности, ограничивает выбор места жительства в войде зоной существенно меньшей, чем 1% его объема. Доля войда, в которой асимметрия близка к наблюдаемой, – в миллион раз меньше. А значит, шансы неоднородной модели быть истинной немедленно понижаются в такое же число раз.
Впрочем, у этих рассуждений есть одно слабое место. Помимо космологической скорости у всех галактик есть личная, случайная – как говорят астрономы, «пекулярная» – скорость. Если она направлена в сторону, противоположную средней скорости космологического потока, можно объяснить невысокую асимметрию и на большом расстоянии от центра войда. И тем самым спасти неоднородную модель от малой вероятности ее реализации.
Внутренний тест
Как показали Михаэль Бломквист и Эдвард Мертселль из шведского Университета Стокгольма, даже такой трюк не спасает неоднородную теорию. Их работа должна быть вскоре опубликована в Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, а пока доступна в Архиве электронных препринтов Корнельского университета.
Ученые заметили, что помимо реликтового фона движение нашей Галактики относительно общего расширения войда изменило бы и поведение яркости далеких сверхновых – в их потускнении также появилась бы заметная асимметрия. Бломквист и Мертселль подсчитали степень этой неоднородности в зависимости от размера предполагаемого войда и нашего расположения в нем.
Свои расчеты шведы сравнили с результатами двух современных опытов по поиску далеких сверхновых – обзора SDSS-II Supernova Search и программы Constitution. В первом из них около полутора сотен сверхновых, правда, почти все самые далекие (и оттого самые важные) из них сосредоточены в одном районе неба. Во втором – почти 400 штук, более или равномерно распределенных по небу, но со своеобразным распределением по радиальной координате (мало сверхновых на средних расстояниях).
Сравнение расчетов и наблюдений показало, что неоднородная модель может описать результаты наблюдения даже лучше, чем стандартная космология с Λ-членом. Более того, нет нужды предполагать, что мы занимаем какое-то чересчур выделенное положение в войде. Не нарушая имеющихся ограничений, наблюдатель может сдвинуться (для SDSS-IISS модели) даже на 36% радиуса войда, а в таких пределах расположены почти 5% его объема.
Ни так, ни сяк
Тем не менее, неоднородная модель неприемлема. Дело в том, что два набора наблюдательных данных так хорошо описывают разные и совсем непохожие неоднородные модели. Если для SDSS-IISS требуется войд размером порядка 1 миллиарда световых лет, то сверхновые проекта Constitution свидетельствуют о том, что размер области низкой плотности на порядок больше. Да и средняя плотность окружающей Вселенной, и контраст плотности между средними по войду и по «большой Вселенной» в двух моделях разительно отличаются (в Constitution плотность выше).
Если же добавить к этим данным ограничения по реликтовому излучению, ситуация становится еще хуже. Преимущество неоднородных моделей над стандартной исчезает, а ограничения на положение наблюдателя становятся очень жесткими: несмотря на полную свободу в выборе пекулярной скорости, Земля должна находиться в пределах 1% от радиуса войда. Вероятность этого (по объемам) – 1 к миллиону.
Иными словами, с точки зрения принципа Коперника, согласно которому мы занимаем во Вселенной «типичное», ничем особо не выделенное положение, реализация неоднородной модели крайне маловероятна.
В лабораторию
Впрочем, стоит ли верить принципу Коперника? Может, пора принять наше особенное положение в мире на основе наблюдательных данных?
В принципе, ничего дурного в таком предположении нет. Когда сам Коперник «перенес» центр мира с Земли на Солнце, им двигало не жгучее желание потрясти основы принятой модели мироздания, а наблюдательные данные и желание найти им более простое объяснение, чем бесконечные эпициклы и дифференты птолемеевой теории. Затея Копернику, по правде говоря, не удалась (в его теории тех же эпициклов было достаточно), но уже Кеплер смог установить истинные, простые законы движения планет, а дальше уже пошло их «мировоззренческое» переосмысление.
Может быть, теперь принцип Коперника должен разделить судьбу птолемеевой теории? Ведь если слепо верить ему, приходится вместо эпициклов и дифферентов вводить не менее противоестественную темную энергию. Физикам в лаборатории ничего подобного не известно, так что выбор между стандартной и неоднородной теориями эволюции Вселенной остается вопросом личных предпочтений. До тех пор, пока одна из них не войдет в прямое противоречие с наблюдательными данными. Или физики не откроют нам, что же это такое -- темная энергия.
