Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Впрочем, точнее будет сказать, что наступил этап доминиро­вания темной энергии, ведь космологическая постоянная — не единственная из рассматриваемых кандидатур на эту роль. Более того, число «игроков» может быть больше одного!

Единым для всех кандидатур является условие на уравнение состояния — давление этой субстанции обязательно должно быть отрицательным, причем модуль его должен превышать 1/3 от плотности энергии. Это нужно, чтобы обеспечить необходимые силы отталкивания в космологическом масштабе.

Если коэффициент пропорциональности между давлением и плотностью энергии (так называемый «параметр уравнения состояния» w) лежит в промежутке от минус 1/3 до -1, то та­кой подкласс темной энергии называется «квинтэссенцией», ее плотность может уменьшаться со временем — хотя и медленней, чем плотность обычной материи (барионной и темной).

Если параметр w точно равен -1 — то это уже привычная нам космологическая постоянная с неизменной плотностью.

Весьма экзотический случай, когда w даже меньше -1, на­зывается «фантомной энергией». К каким интересным (но не­сколько неприятным) последствиям может привести ее возмож­ное существование, мы расскажем в последней главе.

Как бы то ни было, около семи миллиардов лет назад наша Вселенная снова перешла на ускоренный режим расширения. Пока он не экспоненциальный, ведь доля материи еще весьма существенная по сравнению с долей темной энергии (примерно

3 к 7), но дальше разрыв будет только все больше и больше воз­растать. Вселенная будет расширяться все быстрее и быстрее.

...Через огромное количество лет погаснет последняя звезда, потом испарится последняя черная дыра, распадется последний протон. И Вселенная наша будет представлять собой чудовищ­но огромное и практически совершенно пустое пространство, заполненное очень-очень разреженным фотонно-электронным газом.

Зб2

Безрадостная картина, не правда ли?

Но значит ли это, что тогда же настанет и конец истории челове­чества — если не убившего себя до тех пор, то невообразимо далеко ушедшего по дороге познания, и невообразимо могущественного?

Человеческая мысль не может смириться со столь бесслав­ным концом. И об этом — наш следующий рассказ.

Ну, а пока кратко перечислим основные характеристики на­шей Вселенной в современную эпоху — как их определяют дан­ные пятого года выполнения миссии WMAP.

Возраст нашей Вселенной — примерно 13,7 млрд лет. Геомет­рия — «плоская», возможное отличие параметра полной плот­ности от 1 — не более, чем во втором знаке. Величина постоян­ной Хаббла составляет около 70 (км/с)/Мпк. На долю темной энергии приходится порядка 70% полной плотности Вселенной. «Светящееся» барионное вещество (звезды, галактики, газ и пыль, в том числе невидимые нам) — не более 5%. Темная мате­рия — 20 с лишним процентов.

Наконец, доля массивных нейтрино в лучшем случае может составлять около 2%. Впрочем, по сравнению с долей барионной материи это вполне солидная величина, практически одного по­рядка.

Что же до ограничений на параметр уравнения состояния темной энергии, то они пока не позволяют сделать однозначный выбор между квинтэссенцией, космологической постоянной и фантомной энергией.

Другие характеристики Вселенной мы перечислять не будем — они потребовали бы долгого объяснения своей сути. А нас ждет, возможно, самая увлекательная часть рассказа о космологии.

В этой последней части радела, посвященного космологии, мы расскажем о ее загадках и нерешенных вопросах. А также о пока еще гипотетических, но неизменно захватывающих дух по­пытках ответа на данные вопросы.

И начнем мы с того самого, «наивного» и даже «некорректно­го», как мы сказали, вопроса о том, что же было в самом начале Вселенной.

Однако вопрос этот обладает такой притягательной силой, что не прекращаются попытки дать на него ответ, отличный от уже приведенного нами ранее. Скорее всего, абсолютно правиль­ного, но несколько скучноватого, не правда ли?

Итак, один из вариантов ответа — в самом начале была син­гулярность.

Думаем, тут у многих возникнет желание пожать плечами — «и что, дескать? Про космологическую сингулярность нам и так все уши уже прожужжали».

Да, на первый взгляд, ответ даже немного смахивает на изде­вательский. Что в начале была сингулярность — считалось еще на самой заре современной космологии, при анализе самых пер­вых космологических моделей. И на протяжении дальнейшей истории космологии как раз неоднократно делались попытки уйти от появления син1улярности, свидетельствующей о недо­статке наших знаний об условиях, при которых она возникает.

А тут мы вдруг покорно возвращаемся обратно...

Но весь вопрос — какая это сингулярность. Вспомним, где еще мы встречаемся с ней?

Ну конечно же — в черных дырах!

364

Так, может быть, между этими двумя сингулярностями есть много общего? И вдруг — представим себе это на минутку — это и вовсе одно и то же?