Современная космология: философские горизонты

Факты и внеэмпирические аргументы в теориях сверхранней Вселенной. Наиболее длительную концептуальную историю имеет проблема сингулярности, поставленная еще Фридманом и Леметром. Кому-то ситуация может показаться не столь драматичной, но С. Хокинг думает иначе. По его словам, если законы физики нарушаются в сингулярности, они могут нарушаться и в любом другом месте. Хокинг говорил также, что многие космологи «питали отвращение к самой идее сингулярности, оскорбляющей красоту теории Эйнштейна»³. Впрочем, с математической теоремой трудно поспорить, добавлял он. Одним из «наиболее мучительных вопросов», стоящих перед космологией, назвал сингулярность А.Д. Линде. Вот почему не будет преувеличением сказать, что в течение многих десятилетий космологи вели с сингулярностью настоящую «войну». Были предприняты многочисленные попытки выяснить: существовала ли в эволюции нашей Вселенной некая реальная особенность, которой соответствует сингулярность в решениях космологических уравнений? Этот вопрос разбивается на три части: а) неизбежна ли сингулярность в теории А.А. Фридмана; б) можно ли ее устранить, перестроив космологические теории или их принципы; в) какая космологическая теория — с сингулярностью или без нее — лучше соответствует фактам. На языке эпистемологии проблема приобретает следующую форму: конструктивно ли введена сингулярность в уравнениях Фридмана? Процедура конструктивного обоснования абстрактных объектов теоретических схем, после того, как они введены в качестве гипотез, согласно B.C. Степину, состоит в их адаптации к реальной экспериментально-измерительной практике через посредство эмпирических схем. Необходима внутренняя согласованность всех определяющих признаков абстрактных объектов теоретической схемы. В этом контексте и были многократно поставлены вопросы о сингулярности.

В рамках самой модели однородной изотропной Вселенной некоторые исследователи пришли к выводу, что в общем случае сингулярность необязательна. Но в исследованиях С. Хокинга и Р. Пенроуза были доказаны теоремы, из которых следует, что сингулярность в этой теории неизбежна, т. е. введена конструктивно. Наиболее радикальным подходом, позволявшим обойтись без сингулярности, была теория стационарной Вселенной Хойла-Бонди-Голда (1948 г.). Один из ее исходных принципов состоял в том, что свойства Вселенной не должны зависеть от «начальных условий». В теории предполагалось существование особого скалярного поля с отрицательной плотностью энергии («творящего поля» или С-поля), которое вызывает спонтанное рождение вещества в форме атомов водорода. Этот процесс как бы компенсирует расширение Вселенной, так что в целом она стационарна, и для наблюдателя всегда имеет один и тот же вид. Начальная сингулярность в ней отсутствует. Теория стационарной Вселенной пришла в противоречие с некоторыми фактами (например, пространственным распределением удаленных радиогалактик), не смогла удовлетворительно объяснить природу микроволнового фонового излучения. Но абстрактный объект скалярное «творящее поле» с отрицательным давлением был затем переосмыслен в инфляционной космологии (т. е. конструктивно введен в ее концептуальную схему), и в этой новой форме получил среди космологов большое признание.

Инфляционная теория[68] представляет собой, возможно, наиболее крупный прорыв в космологии за последние десятилетия. Она основывается на гипотезе, что Вселенная за ничтожно короткое время после сингулярности (10^-42— 10^-36с)[69] возникла из сверхплотного вакуумоподобного состояния и прошла эпоху раздувания (инфляции). Это обозначает сверхбыстрое (дофридмановское) расширение Вселенной, которое происходит по экспоненциальному закону. В ходе этого процесса радиус Вселенной увеличился в 10 в степени 10¹² раз. Большинство космологов разрабатывают именно инфляционные сценарии. Первый из них был предложен A.A. Старобинским еще в 1979 г., затем появились сценарии А. Гуса (1981 г.), так называемый новый сценарий (А.Д. Линде, А. Альбрехт, П. Стейнхардт 1982 г.), сценарий хаотического раздувания (А.Д. Линде 1983 г. и 1986 г.).

Общая черта различных инфляционных сценариев в космологии состоит в том, что все они признают огромную роль, которую играют в динамике Вселенной скалярные поля. Кроме четырех типов физических взаимодействий вводится еще одно — гипотетическое скалярное поле. Оно осуществляет взаимодействия между пока не известными в опыте массивными хиггсовскими частицами. Поля скалярных частиц обладают вакуумными состояниями, которые соответствуют отсутствию реальных скалярных частиц. Эти поля отличаются от полей других типов тем, что их свойства не зависят от движения наблюдателя. Они имитируют космологический вакуум в математических моделях. Считается, что скалярные поля создают механизм сверхбыстрого раздувания Вселенной. В некоторых случаях энергия скалярных полей уменьшается значительно медленнее, чем плотность массы обычной материи. Доминирование этой энергии во Вселенной, как следует из ОТО, и может вызывать раздувание.