Страница 65 из 131
*Принимая наиболее вероятную оценку плотности обычного вещества (в = 3.10-31 г/см3, видим, что она соответствует средней концентрации порядка 1 протона в 6 м3. Протон примерно в 30 млн. раз тяжелее нейтрино. Но нейтрино выигрывает бои за Вселенную не массивностью, а массовостью. Концентрация одних только электронных реликтовых нейтрино достигает 150 частиц/см3, т. е. плотность нейтрального вещества ((?e) ~ 8.10-30 г/см (при m(?e) ~ 30 эВ = 5,3.10-32 г) вполне на уровне критической. Если вклад того же порядка дадут другие типы реликтовых нейтрино (??, ??), то сомнений в замкнутости Вселенной не останется. Важно, что уже ?e дают вклад в плотность материи, примерно в 30 раз превышающий вклад обычного вещества - как раз то, что требуется для объяснения скрытых масс.
Вообще, наметившаяся тенденция такова, что экспериментальное значение "константы Хаббла" (а значит, и критической плотности) систематически снижалось - в 10 раз за 50 лет! - а оценка средней плотности росла за счет обнаружения новых объектов или новых свойств. Поэтому сейчас закрытая модель с горячим финалом Вселенной представляется наиболее вероятным итогом исследований.
Обобщением закрытой модели является так называемая пульсирующая (или осциллирующая) Вселенная, где циклы расширения и сжатия бесконечно повторяются. Вселенная каждый раз возрождается из Сингулярности и, прожив несколько десятков миллиардов лет, гибнет в ней: что-то вроде буддийских эр, не так ли?
На самом деле выбор между одним или несколькими циклами существования Вселенной может иметь экспериментальный смысл лишь в том случае, если Сингулярность - нечто более сложное, чем в стандартной модели. Иными словами, она должна хоть что-нибудь пропускать из одной эры в другую, скажем, определенный тип элементарных частиц. Было бы очень приятно обнаружить в современном мире следы иных циклов и убедиться, что хоть какие-то объекты способны пережить Большой Взрыв. К сожалению, пока на это нет никаких указаний...
Однако изучение и очень раннего прошлого и финиша в закрытой модели показывает, что именно в Сингулярности кроются наиболее принципиальные проблемы современной космологии.
СИНГУЛЯРНОСТЬ - КЛАССИЧЕСКИЕ ПРОБЛЕМЫ
В сущности, Сингулярность, и с физической и с философской точки зрения, объект неудовлетворительный. Мир с бесконечной плотностью материи, стиснутый в одну единственную точку,- сугубо математическая абстракция. Скорее всего, Сингулярность отражает наше незнание истинных законов эволюции в моменты, близкие к Первовзрыву.
Глубокие теоретические исследования последних десятилетий показали, что Сингулярность в рамках эйнштейновской теории тяготения неизбежна - она содержится в общих решениях уравнений классической теории гравитации, а не является следствием каких-либо чрезмерных ее упрощений.
Одно время была надежда, что сингулярное состояние возникает просто из-за неаккуратного описания вещества. Ведь гипотеза о том, что в очень ранние моменты оно представляет собой идеальный релятивистский газ, отнюдь не самоочевидна. Оказалось, что учет так называемой объемной вязкости* действительно позволяет убрать Сингулярность. Можно даже представить дело так, что вся эволюция Вселенной выглядит как переход между двумя состояниями с постоянными и вполне конечными плотностями материи в начале и в конце.
* Реальные газы и жидкости обладают вязкостью, с помощью которой в довольно общей форме описываются взаимодействия, препятствующие изменению относительного положения слоев вещества или его объема. Эти взаимодействия ведут к перекачке механической энергии в тепловую - диссипации энергии. Поэтому часто говорят об учете диссипативных процессов, имея в виду вязкость.
Такая точка зрения легко бы вытеснила представления о Сингулярности, если бы за ее торжество не приходилось платить непомерную цену. Дело в том, что само предположение о выдающейся роли объемной вязкости в начальной фазе сверхгорячего вещества очень трудно оправдать данными о вязких средах. То, что вязкость может выйти на первый план в поздние космологические эпохи и даже определить будущее Вселенной, гораздо правдоподобней. Не слишком сильным, но приятным утешением для программы вязких моделей служит вытекающее из них предсказание, что благодаря почти незаметной в начале вязкости открытая Вселенная должна в далеком будущем перейти в стационарный режим с постоянной и, возможно, не слишком малой плотностью вещества.
Однако главным тормозом на пути такого рода борьбы с Сингулярностью оказались так называемые анизотропные модели.
Изотропия (равноправие всех трех направлений в пространстве) принята в стандартной фридмановской картине просто на основе того факта, что наблюдаемые на больших расстояниях галактики распределены равномерно по всем направлениям. Изотропно, согласно современным данным, и реликтовое излучение. Значит, можно предположить, что, по крайней мере, с момента отрыва излучения выделенных направлений не было. Но сохранялось ли такое положение вплоть до Сингулярности - вот в чем вопрос!
А вдруг непосредственно после Первовзрыва Вселенная была резко анизотропной, и за какие-то доли первой секунды следы неэквивалентности направлений затерялись? Уравнения Эйнштейна или какие-то общие соображения такую возможность вовсе не исключают. Ясно, что она не самая простая, но простота - не тот аргумент, когда речь идет о весьма серьезном обобщении.
Отнюдь не обязательно, чтобы пространство вышло из точки сразу в привычной 3-мерной форме, одно или два независимых направления в нем сначала могли быть заметно подавлены. Это порождает очень интересные и глубокие исследования ранней Вселенной, даже независимо от несколько фантастической гипотезы эволюции размерности физического пространства.
Анизотропия начисто забивает сколь угодно сильную вязкость в пределе t ( 0, и Сингулярность восстанавливается. Именно с помощью анизотропных моделей удалось выяснить характер общих решений эйнштейновских уравнений в самые ранние моменты и показать, что особая точка из них не устраняется. Это в какой-то степени возвращает проблему Сингулярности к исходным позициям, однако с очень важным дополнением, судя по всему, решить ее в рамках классической теории гравитации вообще нельзя.
В свою очередь, анизотропный подход породил серьезную физическую проблему - в лабораторных экспериментах ничего подобно неравноправию пространственных направлений пока не наблюдалось. Не исключено, что никаких современных проявлений анизотропии пространства измерить нельзя ни в галактических, ни тем более в земных масштабах. Информация о ней может быть запечатана лишь в реликтах самых первых мгновений, скажем, в гравитационном излучении эпохи Первовзрыва. В таком случае мы столкнулись бы с чисто космологическим законом физики, практически не играющим роли в меньших масштабах.
Нечто специфически космологическое использовалось теоретиками и раньше. Сам Эйнштейн строил в 1917 году первые космологические решения своей теории в виде статического распределения вещества в пространстве положительной кривизны. Для этого ему пришлось дополнить свои уравнения, вводя в них особую размерную константу (так называемый "космологический член" или "?-член"). Фактически с этой константой в физику должна была войти новая сила отталкивания, не имеющая аналогий в ньютоновском законе тяготения и заметная только в космологических масштабах. Эйнштейн сам характеризовал это обобщение, как "неоправдываемое нашими действительными знаниями о гравитации".
Его решение описывало в среднем вечный и неизменный мир, где вообще не было никаких неприятностей, вроде Сингулярности. То, что этот мир скучен, а ?-член выглядит искусственно, полбеды. Хуже другое - в нем нет эффекта Хаббла, и он неустойчив по отношению к самым малым возмущениям. Любое такое возмущение неизбежно подтолкнуло бы его к сжатию или расширению, независимо от наличия или отсутствия ?-члена. Поэтому модели Фридмана и Лемэтра практически без боя вытеснили статическую модель*.