Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Следующая проблема носит название «проблемы плоскост­ности» (от англ../fatness). Суть ее заключается вот в чем.

Известно — в том числе из космологических наблюдений (в последнее время это и вовсе основной источник информации), что геометрия нашего мира в целом¹ если и не точно евклидова, то весьма к ней близка. По крайней мере до сих пор не существу­ет твердых доказательств того, что какие-либо отличия вообще существуют. Таким образом, наша Вселенная очень близка к случаю «плоского» мира, который мы описывали, рассказывая о возможных видах кривизны Вселенной (мир с «положитель­ной» кривизной, мир с «отрицательной», «плоский» мир). А как было сказано тогда же, кривизну Вселенной определяет ее пол­ная плотность.

Данную полную плотность удобно нормировать на критиче­скую плотность Вселенной (т. е. полную плотность, при которой мир будет «плоский»). Для этого вводят так называемый пара­метр плотности О. Соответственно, когда О > 1 — мир обладает положительной кривизной, когда О < 1 — мир имеет отрицатель­ную кривизну, 0 = 1 — мир «плоский», по определению.

Сейчас мы знаем, что величина П в любом случае очень близ­ка к 1 (возможный «разброс» уменьшился до сотых значений после запятой). В 6о-е годы, однако, разброс был существенно шире — П могло принимать значение где-то от 0,1 до ю. Однако Для «проблемы плоскостности» даже такой, на первый взгляд весьма существенный, разброс является вполне ничтожным. И вот почему.

Предположим, в настоящий момент П = 0,5 (т. е. мир «откры­тый», с отрицательной кривизной). Начнем постепенно отсту­пать про оси времени в прошлое. Как будет вести себя Ш С одной

Сейчас мы не говорим об искривлении пространства-времени вблизи тя­готеющих масс. — Примеч. авт.

331

стороны, полная плотность Вселенной будет расти, но, с другой — будет расти и величина критической плотности (она зависит от постоянной Хаббла, которая со временем падает, т. е. при отсту­плении в прошлое растет). Можно получить, что эволюция па­раметра плотности оказывается такой, что чем дальше мы «ухо­дим» в прошлое, тем все меньше и меньше D. отличается от 1.

Так, на момент рекомбинации (напомним, при современном П = 0,5) П должно было отличаться от 1 всего примерно на одну тысячную. А в период первичного нуклеосинтеза отличие долж­но было бы заключаться в 17-м знаке после запятой! И чем глуб­же в прошлое — тем, соответственно, малость отличия должна была становиться все поразительнее и поразительнее (кому как, впрочем, — лично нам для удивления хватает даже той самой одной тысячной).

Но никакого механизма, который мог быть обеспечить столь точную «подстройку» параметра плотности в начальные момен­ты жизни Вселенной, космология бо-х не знала. В те моменты он вполне мог бы быть равен 2, например, — и тогда к настоящему времени вырос бы до совершенно чудовищных величин.

Третья проблема — собственно, проблема самих размеров Вселенной. Как уже было сказано, мы до сих пор не можем четко проследить эволюцию Вселенной до самого-самого начального момента. Там начинается область действия законов квантовой гравитации — до сих пор неизвестных нам законов, ведь кванто­вую гравитацию еще только предстоит разработать. Пока суще­ствуют лишь некоторые наметки этой теории.

Границу, отделяющую область действия квантовой гравита­ции от области, где мы можем применять уже разработанный аппарат современной физики, маркируют так называемые план- ковские величины, представляющие собой комбинацию миро­вых констант — скорости света, постоянной тяготения и посто­янной Планка. О планковских величинах мы рассказывали в разделе, посвященном черным дырам, здесь лишь уточним, что планковская длина составляет примерно ю~³³ см, а планковское время — около Ю“⁴³ с.

332

Таким образом, размеры Вселенной в планковское время составляли, скорее всего, величину, сравнимую с планковской ^иной. Можно показать, что за промежуток времени с план- _к0вского по сегодняшний размеры Вселенной увеличиваются примерно в ю³⁰ раз — т. е. на данный момент времени размеры Вселенной должны были бы составлять менее миллиметра!

И, наконец, последняя проблема, тесно связанная с пробле­мой размера Вселенной, — проблема происхождения начальных возмущений, приведших к образованию наблюдаемой структу­ры Вселенной. Ведь величина начальных квантовых флюктуа­ций (которые должны были непременно существовать, исходя из законов квантовой физики) тем не менее явно недостаточна, чтобы за время жизни Вселенной вырасти настолько, чтобы при­вести к образованию гравитационно-связанных объектов типа галактик и их скоплений.

Как видим, вопросов оставалось немало, один другого серьез­ней и принципиальней. Тем замечательней и удивительней, что все их удалось решить в стиле охоты барона Мюнхгаузена на уток — одним «выстрелом».