Но если плотность Вселенной критическая, то вся ее масса не может пребывать в форме обычного вещества. Это противоречило бы расчетам процесса нуклеосинтеза в первые минуты после Большого взрыва и наблюдаемой распространенности легких элементов. Плотность Вселенной, вероятно, и не равна критической, но она заведомо больше плотности обычного вещества, предсказанной в моделях нуклеосинтеза. Так где же сосредоточена масса Вселенной? В 1970–1980-е гг. бытовало мнение, будто скрытая масса – это обычные нейтрино, которые на самом деле очень легкие, но не безмассовые. Как было показано в главе 4, нейтрино сейчас должно существовать примерно столько же, сколько фотонов. Поэтому легко посчитать, что нейтрино обеспечат критическую плотность, если их масса равна 20 электронвольтам (40 миллионным массы электрона). Но из недавних экспериментов по бета-распаду ядра следует, что масса нейтрино должна быть гораздо меньше, если вообще не равняться нулю.
Скрытую массу можно также набрать за счет каких-нибудь других частиц, более тяжелых, чем нейтрино с его 20 электронвольтами. Просто их будет меньше. Когда температура во Вселенной была высокой, свободно рождались все сорта частиц и античастиц. Однако как только Вселенная расширилась и охладилась, самые тяжелые из них должны были проаннигилировать со своими античастицами – за исключением одного «но». Их во Вселенной могло быть так мало, что они не нашли себе «партнера» для аннигиляции. Если же они были еще и стабильными, то должны были сохраниться до нашего времени. Зная массу частицы и темп ее аннигиляции с античастицами, можно вычислить, сколько их должно было остаться и какую часть массы в космосе они составляют. В последние годы в физике элементарных частиц обсуждается много подобных идей. Сегодня популярностью пользуется гипотеза, согласно которой скрытая масса состоит из стабильных частиц (известных как фотино или нейтралино) с массами от 10 до 10 000 масс протона и медленным темпом аннигиляции. В теории эти частицы возникают в результате особой симметрии, называемой суперсимметрией. Уже идут эксперименты, в которых предполагается зарегистрировать их в очень чувствительных детекторах по столкновениям с атомами. Кроме того, вполне может быть, что эти экзотические тяжелые частицы родятся на одном из мощных ускорителей нового поколения – таких как ССК или БАК. Если они будут открыты, это станет настоящей революцией в космологии и физике элементарных частиц.
Нельзя не упомянуть еще одного кандидата на роль скрытой массы – так называемый аксион, введенный в теорию в 1977 г. для разрешения некоторых проблем физики элементарных частиц. Со времен Большого взрыва должно было остаться огромное количество аксионов – значительно большее, чем число фотонов и нейтрино. Будь у аксионов масса всего в одну стотысячную электронвольта, на них можно было бы списать всю скрытую массу. Экспериментаторы уже планируют искать аксионы космического происхождения, однако пока ничто не указывает на то, что они вообще существуют.
Скрытой массой в некотором смысле может являться и само пустое пространство – есть и такая возможность. Во всех квантовых теориях поля вакуум – за счет постоянных квантовых флуктуаций электромагнитного и других полей – приобретает огромную энергию. Согласно общей теории относительности его энергия создает гравитационное поле, как если бы масса была равномерно распределена по пустому пространству. По правде говоря, мы не в состоянии рассчитать эту плотность вакуума. Дело в том, что наибольший вклад в энергию дают слагаемые, соответствующие настолько малым масштабам, что современная теория гравитации на этих расстояниях перестает работать. Если же мы, несмотря на это, ограничимся лишь слагаемыми, в которых уверены, то получим значение, во много раз превышающее пределы массовой плотности вакуума, налагаемые наблюдаемым темпом расширения Вселенной (максимум две-три критические плотности). У нас она получится больше на 120 порядков: в миллион миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов раз. Если бы мы положились на эти вычисления, это, без сомнения, стало бы самым значительным расхождением между теорией и экспериментом, которое когда-либо видела наука!
Плотность вакуума, возникающая в результате квантовых флуктуаций, ведет себя так же, как космологическая постоянная (см. главу 2), в 1917 г. добавленная Эйнштейном в сформулированные им уравнения поля. Ученый хотел построить статическую модель Вселенной, но когда выяснилось, что она расширяется, сильно сожалел о своей попытке изменить уравнения. Как бы то ни было, добавление космологической постоянной – довольно естественное расширение теории гравитации. Оказывается, это единственный член (не считая пренебрежимо малых на космологических расстояниях), который можно добавить в уравнения Эйнштейна и который не будет нарушать исходного предположения об эквивалентности всех систем отсчета. Тут не отделаешься фразой, будто в лямбда-члене нет необходимости. Опыт квантовой теории поля, накопленный за последние 50 лет, подсказывает, что если какое-то слагаемое в уравнениях не запрещено фундаментальными принципами, то, скорее всего, оно там есть.
Парадокс с огромной плотностью вакуума и вопрос, включать ли лямбда-член в уравнения или нет, могут разрешиться одновременно. Может быть, космологическая постоянная в уравнениях в точности компенсирует энергию вакуума, связанную с квантовыми флуктуациями. Правда, дабы не вступить в противоречие с наблюдениями, надо потребовать, чтобы одно уравновешивало другое в 120-м знаке после запятой. Но как получилось, что космологическая постоянная подобрана настолько точно?
Физики-теоретики ломают голову над этим вопросом уже не один десяток лет – и пока безуспешно. Благодаря фундаментальным физическим принципам в природе одни константы выражаются через другие. В качестве примера можно привести постоянную Ридберга, через которую вычисляются энергии различных состояний атома водорода. Эта константа выражается через массу и заряд электрона, а также постоянную Планка. Но какому принципу удовлетворяет космологическая постоянная, не знает никто. В 1983–1984 гг. большой энтузиазм вызвала возможность разрешить в рамках квантовой космологии проблему лямбда-члена и энергии вакуума. Из вычислений следовало, что Вселенная, по всей видимости, не находится в каком-то одном состоянии со строго заданными значениями фундаментальных констант (скажем, космологической). В квантовой космологии мир описывается квантово-механической волновой функцией, содержащей много слагаемых, причем каждому из них соответствует свой набор фундаментальных констант. В момент измерения всегда реализуется один из наборов, однако невозможно предсказать, какой именно выпадет в следующий раз – можно лишь указать вероятность этого события. В первых расчетах эти вероятности концентрировались вблизи такого значения лямбда-члена, которое компенсирует энергию вакуума тогда, когда Вселенная становится достаточно большой и холодной. Но вскоре этот результат был подвергнут сомнению. Возможно, мы не разрешим эту проблему до тех пор, пока у нас не будет более ясного понимания того, как применять квантовую механику к мирозданию в целом.
Из этой истории можно извлечь полезный урок. Возможно, распределение вероятностей и не концентрируется вблизи определенного набора констант. Тем не менее не кажется таким уж невероятным то, что какое-то распределение вероятностей для фундаментальных констант природы вообще существует. Какой бы у этого распределения ни был профиль, разумный наблюдатель может засечь значения постоянных лишь в довольно узком диапазоне. Причина проста: возникновение и эволюция живых существ, а также появление разума возможны лишь при некоторых комбинациях констант. Идея о том, что фундаментальные постоянные должны быть подходящими для возникновения жизни и разума, известна под названием антропного принципа. Хотя ученые как-то обходят его стороной, в квантовой космологии он получает естественную интерпретацию. Антропный аргумент также может оказаться полезным, если Вселенная проходит различные фазы развития или если в ней существуют удаленные области, в которых природные «константы» немного другие.
