Основные характеристики Вселенной суммированы в следующей таблице. Таблица 1. Основные характеристики Вселенной
Таблица основана на результатах семилетней работы космической обсерватории WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), наблюдавшей реликтовое излучение, в сочетании с данными по барионным акустическим флуктуациям (см. предыдущий раздел) и по космологическим сверхновым. Насколько точны эти числа? Формальная точность очень высока. Например, значение постоянной Хаббла в современную эпоху оценивается с точностью около ± 1 км/с/Мпк, остальные характеристики также известны с погрешностью в несколько процентов. Лет 20–30 назад это показалось бы просто фантастикой — например, значение H0 у разных авторов в те годы варьировалось от 50 до 100 км/с/Мпк, да и оценки других параметров различались в разы. Один из наиболее интересных параметров — это, конечно, полная плотность Ω, поскольку она определяет геометрию Вселенной. Как видно из таблицы, плотность вещества Ωm = Ωb + Ωdm равна 0.28, плотность темной энергии составляет 0.72 и Ω равна 1.00 (вкладом остальных ингредиентов Вселенной, например, излучения, можно пренебречь). Точность определения Ω все время растет и по современным оценкам отличие Ω от единицы не превышает 1–2 процента, так что нашу Вселенную с большой точностью можно считать плоской (кривизна пространства близка к нулю).
Рис. 43. Относительный состав Вселенной (в процентах от критической плотности)
На рис. 43 интегральный состав Вселенной для наглядности изображен в виде круговой диаграммы. Этот рисунок в сочетании с таблицей и с рис. 40 позволяет сделать несколько общих заключений. Во-первых, как уже не раз говорилось, основной вклад в Ω дает не обычное вещество, изучаемое учеными уже много столетий, и даже не скрытая масса, известная уже несколько десятилетий, а нечто, о чем сейчас не известно почти ничего — темная энергия. Обычное вещество, гравитирующее согласно закону всемирного тяготения, дает лишь относительно небольшой вклад в полную плотность, а доминирующая составляющая Вселенной обладает антитяготением. Во-вторых, мы живем в особое время эволюции Вселенной. Доминирование темной энергии началось по космическим меркам относительно недавно (рис. 40), и с этого времени замедляющееся расширение Вселенной сменяется расширением с ускорением. В-третьих, будущее Вселенной будет определяться темной энергией. Ее усиливающееся влияние начнет постепенно, в течение миллиардов лет, подавлять формирование структур (скоплений галактик, групп и пр.) — сначала на больших, а затем и на все меньших и меньших масштабах. Усиливающийся разгон материи темной энергией приведет к тому, что через многие десятки миллиардов лет Вселенная будет выглядеть очень скучной — в ней на огромных расстояниях друг от друга будут разбросаны стремительно удаляющиеся друг от друга темные галактики, состоящие из потухших, проэволюционировавших звезд.
Размер наблюдаемой части Вселенной превышает 10 гигапарсеков. Это выглядит парадоксальным, поскольку за время жизни Вселенной свет может успеть пройти лишь 14 млрд световых лет и поэтому кажется, что ее размер не может превышать эту величину. Однако Вселенная расширяется и поэтому, если мы наблюдаем изображение предельно далекой галактики с z =10 (после Большого взрыва к этому времени прошло лишь около 500 млн лет), то за время, пока ее излучение добиралось до нас, Вселенная очень сильно увеличилась в размерах и расстояние до галактики составило уже около 30 млрд световых лет или 10 Гпк. Расстояние до сферы последнего рассеяния, из которой мы наблюдаем фотоны реликтового излучения, равно 14 Гпк.
В качестве характерного размера Вселенной можно также взять, например, хаббловское расстояние lH, то есть такое расстояние, при котором скорость расширения Вселенной равна скорости света. Если расстояние от нас превышает lH, то скорость удаления объекта превышает скорость света, а, значит, мы никогда не сможем достичь этой галактики. Используя закон Хаббла, можно оценить, что lH = с/Н0 = 4300 Мпк. Этому расстоянию соответствует красное смещение z ~ 1.5, а объекты с z > 1.5 для нас принципиально недостижимы. Может показаться странным, что мы видим излучение от столь быстро — со скоростью, превышающей с, — удаляющихся объектов. Противоречия здесь нет — фотон, странствуя от такой сверхсветовой галактики, будет по пути к нам входить в области пространства, удаляющиеся от нас со все меньшей и меньшей скоростью и, наконец, начнет приближаться.
Вселенная содержит ~1011 галактик, каждая галактика состоит из 1010–1011 звезд, следовательно, полное число звезд во Вселенной достигает 1021–1022 штук. Много это или мало? В столовой ложке воды более 1023 молекул, так что такую жидкую «Вселенную галактик» можно проглотить одним глотком. Полная масса Вселенной в пределах lH составляет ~ 1056 г или примерно 1080 масс протона.
Вынесенная в эпиграф фраза появилась в самом конце знаменитой книги Стивена Вайнберга «Первые три минуты». Это замечание неоднозначно и существует множество его толкований
[30]. Воспользовавшись многозначностью этой фразы, я вложу в нее свой смысл: чем более подробно и детально мы изучаем Вселенную, тем менее понятно, почему она именно такая, а не иная. Но об этом в следующем параграфе.
2.8. За пределами нашей Вселенной
Вокруг столько миров, сколько способно уместиться у нас под шляпой.
Станислав Ежи Лец
Как мы увидели в предыдущем параграфе, наша Вселенная — довольно странное место. Действительно, ее крупномасштабные характеристики выглядят произвольными — почему, например, в ней именно столько темной материи и темной энергии, почему барионное вещество — это лишь небольшая «примесь» к другим ее составляющим, почему она столь велика или, в зависимости от вкуса, столь мала? Подобных вопросов можно задавать много. Кажется естественным, что рано или поздно мы должны узнать ответы, например, построив некую фундаментальную теорию, в которой все особенности Вселенной будут объяснены, так сказать, «из первых принципов». Однако уже сейчас существует подход, называемый антропным принципом, позволяющий ответить на подобные вопросы. С выводами, следующими из антропного принципа, можно не соглашаться, однако они, несомненно, очень интересны.
