На 70 лет причины, по которым Эйнштейн ввел число λ, стали неактуальными. Но это не дискредитировало само понятие. Напротив, сейчас число λ кажется менее надуманным и узкоспециализированным, чем считал его Эйнштейн. Теперь мы понимаем, что пустое пространство может быть каким угодно, только не простым. В нем в латентном состоянии находятся все виды частиц. Любая частица вместе с парной античастицей может быть создана при правильной концентрации энергии. На еще более мелких масштабах пустое пространство может оказаться кипящей неразберихой струн, обнаруживающихся в дополнительных измерениях. С нашей современной точки зрения самая главная загадка состоит в том, почему число λ так мало. Почему бы всем сложным процессам, пусть даже они происходят в пустом пространстве, не иметь намного большего суммарного воздействия? Почему бы космосу не быть таким плотным, как атомные ядра или нейтронные звезды (в этом случае он замкнулся бы на себя в пределах 10–20 км)? Или даже, возможно, почему бы космосу не быть таким плотным, как Вселенная в первые 10–35 секунд – в эпоху, значение которой для обобщающих теорий мы обсудим в следующих главах? На самом деле это значение меньше плотности ультраранней Вселенной в 10120 раз – возможно, это было самое большое изменение порядка оцениваемой величины во всей науке в целом. Может быть, число λ точно и не равно нулю, но оно, конечно, очень мало и может конкурировать только с очень ослабленным тяготением межгалактического пространства.
Некоторые физики-теоретики предполагают, что пространство имеет сложную микроструктуру из крошечных черных дыр, которые способны компенсировать любую другую энергию в вакууме, что ведет к тому, что число λ точно равняется нулю. Однако эти доводы станут беспочвенны, если выяснится, что наша Вселенная действительно ускоряется и число λ не равно нулю, и заставят нас осторожнее относиться к высказываниям вроде: «Поскольку что-то является очень маленьким, обязательно должна быть веская причина того, почему оно точно равняется нулю».
ЕСЛИ ЧИСЛО λ НЕ РАВНО НУЛЮ
Во время написания этой книги (в 1999 г.) мнение о том, что число λ не равно нулю, было широко распространено, но при этом не преобладало. Наблюдения за сверхновыми вполне могли содержать неучтенные ошибки. Но другие доказательства, пусть даже формальные и непрямые, укрепляют позиции ускоряющейся Вселенной. Реликтовое излучение – «остаточное свечение» после Большого взрыва – распределено по небу не совершенно однородно: существует небольшая разница температур, вызванная неоднородностями, которые потом превратились в галактики и их скопления. Ожидаемый размер самых заметных участков этих неоднородностей может быть вычислен. То, насколько крупными они кажутся на небе – составляют ли в поперечнике один или два градуса, – зависит от того, сколько источников тяготения, влияющих на фокусировку, находится вдоль луча зрения. Измерения такого рода не удавалось осуществить до конца 1990-х гг. (наблюдения проводятся в сухой высокогорной местности, Антарктике или во время длительных полетов воздушных шаров), и они свидетельствуют против модели Вселенной низкой плотности. Если бы число Ω действительно равнялось 0,3, а число λ было бы точно равно 0, то зародыши скоплений галактик выглядели бы меньше, чем на самом деле. Тем не менее любая латентная энергия в вакууме вносит свой вклад в фокусировку. Если бы число λ составляло около 0,7, мы получили бы удобную согласованность этих результатов точно так же, как с помощью наблюдений сверхновых доказываем ускорение расширения.
Тяготение – доминирующая сила для планет, звезд и галактик. Но в еще более крупных масштабах Вселенной средняя плотность так мала, что другая сила может взять верх. Космическое число λ, описывающее самую слабую силу во Вселенной, одновременно являющуюся и самой таинственной, кажется, контролирует расширение Вселенной и ее окончательную судьбу. «Самый большой промах» Эйнштейна может превратиться в конце концов в триумфальное открытие. Если подобное произойдет, то это будет не первый случай, когда работы Эйнштейна оказывают влияние, которое он сам не смог предвидеть. Самое значительное предвидение ОТО состоит в том, что она предсказала черные дыры, но об отношении Эйнштейна к этому явлению Фримен Дайсон писал так
{15}:
Эйнштейн был не просто настроен скептически, он был откровенно враждебен к идее черных дыр. Он считал решение уравнений для черных дыр позором, который следует убрать из теории для улучшения ее выражения в виде формул, а не следствием из теории, которое следует подтвердить наблюдениями. Он никогда не выражал ни малейшего энтузиазма по поводу черных дыр ни в качестве понятия, ни в качестве физического явления.
Если число λ не равно нулю, мы сталкиваемся со следующей проблемой: почему значение, о котором мы можем судить из наблюдений, меньше на много порядков, чем то, что кажется «естественным» значением? Наша сегодняшняя Вселенная немногим отличалась бы, если бы была еще меньше (хотя долгосрочные прогнозы, о которых мы поговорим ниже, кое в чем были бы другими). Тем не менее значительно более высокое значение λ имело бы катастрофические последствия: вместо того чтобы начать соперничать с тяготением после того, как сформируются галактики, число λ с бо́льшим значением взяло бы верх над гравитацией гораздо раньше, во время этапов высокой плотности. Если бы число λ начало доминировать до того, как галактики сконденсировались в расширяющейся Вселенной, или если бы оно обеспечило силу отталкивания, достаточную для того, чтобы разрушить их, тогда не было бы никаких галактик. Наше существование требует, чтобы число λ не было слишком большим.
ОТДАЛЕННОЕ БУДУЩЕЕ
Геологи заглядывают в историю Земли, изучая отложения пластов; климатологи могут отследить изменения климата за последний миллион лет, «вгрызаясь» в идущие один за другим слои антарктического льда. Подобным же образом астрономы могут изучать космическую историю, делая снимки галактик, находящихся на разном расстоянии: те, которые находятся от нас дальше (имеют большее красное смещение), мы видим на более ранних этапах их развития. Трудной задачей для теоретиков (см. главу 8) является понимание галактик и их развития, а также создание компьютерных моделей, которые достоверно передают реальность.
Большинство галактик сейчас вступили в пору сонной зрелости, достигли состояния равновесия, когда их «метаболизм» замедлился. Формируется меньше новых звезд, и светит мало голубых звезд. Но что насчет отдаленного будущего? Что произойдет, если мы заглянем в момент, когда Вселенная будет в десять раз старше – т. е. ее возраст достигнет сотни миллиардов лет, а не десятка миллиардов? Мое любимое предположение (до того как появились более значимые доказательства) подразумевало, что в далеком будущем расширение остановится и сменится повторным сжатием, ведущим к «Большому хлопку», в котором все объекты Вселенной ждет та же самая судьба, что и астронавта, падающего в черную дыру. В этом случае нашей Вселенной для продолжения существования отведен конечный промежуток времени, а также она имеет границы. Но этот сценарий требует, чтобы значение числа Ω превысило единицу, что идет вразрез с доказательствами, накопленными в последние годы. Темная материя, несомненно, существует, но, кажется, ее недостаточно, чтобы составить всю критическую плотность: по всей видимости, Ω все-таки меньше единицы. Помимо всего прочего, дополнительное космическое отталкивание, описываемое числом λ, может на самом деле ускорять расширение Вселенной.
