Фундаментальные проблемы астрофизики, космохимии, астрометрии, небесной механики, звездной астрономии, внегалактической астрономии, космогонии, космологии, внеатмосферной астрономии

Современная космология

Земля и Вселенная №3/2007

М.В. Сажин,

доктор физико-математических наук

О.С. Сажина,

кандидат физико-математических наук

Современная космология – точная наука, опирающаяся на новейшие достижения теоретической и экспериментальной физики, наблюдательной астрономии и мощнейший аппарат современных математических теорий. В то же время предпринимаются активные попытки популяризовать космологию, сделать ее доступной самому широкому кругу читателей – привлекательность этой науки, изучающей законы формирования и развития Вселенной, не может оставлять равнодушными. При популяризации идей и методов космологии важно учитывать, что простота изложения не должны вести к некорректному описанию физических процессов. В статье авторы проводят краткий обзор основных достижений и проблем современной космологии, без использования математического аппарата, но стараясь соблюдать строгость изложения. Основное внимание уделено описанию реликтового излучения и его анизотропии, а также наглядному объяснению ускоренного расширения нашей Вселенной, и указаны причины этого явления («темная энергия»). Детально поясняются понятие «темной материи», ее отличие от «темной энергии» и «обычной» материи. Также рассмотрен вопрос об изучении «темной материи» методами гравитационного линзирования и микролинзирования. Статья написана сотрудниками Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга, специалистами в области общей теории относительности и космологии.

Современная космология условно делится на математическую (или теоретическую), физическую и наблюдательную. Теоретическая космология изучает различные модели Вселенной, в том числе довольно экзотические и не имеющие отношения к реальной действительности. Физическая космология исследует процессы во Вселенной и строит модели наблюдаемых явлений. Наконец, активно развивается наблюдательная космология, с успехом использующая методы современной астрономии. На службу космологам поставлены наземные телескопы от радио- до оптического диапазона, а также космические телескопы, ставшие сейчас практически всеволновыми: от жесткого гамма-излучения до длинноволнового радиоизлучения.

Таким образом, поле деятельности современной космологии обширно и охватить все перечисленные разделы в небольшой статье невозможно. Для подробного описания каждой из этих тем потребовался бы, по меньшей мере, том, размерами подобный «Summa Teologica»… К счастью, этого и не нужно. В каждый исторический момент времени в каждой науке существует всего один-два наиболее привлекательных предмета исследования,  являющихся самыми важными для развития этой науки. Так, в 60–70-х гг. прошлого столетия в космологии особое внимание привлекало реликтовое излучение и взаимодействие этого излучения с веществом и гравитационными полями. В 80-х гг. внимание космологов (и физиков-теоретиков) переключилось на создание теории инфляции (теории ранней Вселенной) и теории крупномасштабной структуры Вселенной. А в 90-х гг. таким предметом стало изучение анизотропии реликтового излучения и «темной материи» методами гравитационного линзирования. Нельзя не упомянуть и важнейшее открытие последней декады XX в. – ускоренное расширение нашей Вселенной.

Благодаря новым открытиям космология стала точной наукой, или, как говорят, «прецизионной» космологией. Всего каких-нибудь 20-30 лет назад  космологи спорили о том, открыта или замкнута наша Вселенная, равна ли постоянная Хаббла 50 км/(с∙Мпк) или 150 км/(с∙Мпк). Сейчас точность измерения глобальных космологических параметров Вселенной составляет несколько процентов. После реализации амбициозных проектов «Planck» (космическая обсерватория ESA, запуск в 2009 г.) или «SNAP» (SuperNovae Acceleration Probe) точность измерений повысится, быть может, даже в 10 раз.

Расширяющаяся Вселенная

Расширяющаяся Вселенная, расширяющееся пространство – что это такое? Когда расширялась, например, территория, контролируемая французской империей Наполеона, она становилась больше, ее границы отодвигались. Другое дело – расширение пространства. Лучше всего его можно представить себе как увеличение поверхности надуваемого воздушного шарика. При этом площадь поверхности шарика (двумерного пространства) увеличивается, хотя границ у такой поверхности нет. Если нарисовать на его поверхности несколько галактик (разумеется, тоже двумерных), то при надувании расстояния между «галактиками», измеренные по поверхности шарика, будут увеличиваться. Это довольно точная аналогия того, как происходит расширение нашего трехмерного пространства.

Физические законы расширяющегося пространства нашей Вселенной значительно отличаются от физических законов в статическом пространстве-времени. В частности, меняются кинематические свойства распространения фотонов. Чтобы лучше понять кинематические законы распространения фотонов, рассмотрим кинематические свойства пробных частиц в расширяющейся Вселенной.

Начнем со свойства, отличающего расширяющееся пространство от статического. Оно заключается в том, что существует начало расширения, которое можно отождествить с моментом рождения Вселенной. Напомним опытный факт, положенный в основу специальной и общей теории относительности: максимальная скорость распространения сигналов равна скорости света. Из него следует, что в каждый момент времени наблюдениям доступна только та часть Вселенной, откуда к нам успели дойти пробные частицы, движущиеся со скоростью света.  Граница этой части Вселенной в космологии называется горизонтом частиц. Иначе говоря, для наблюдателя в каждый момент времени существует принципиально недоступная экспериментальному изучению область Вселенной – именно та, которая находится вне шара с радиусом, равным радиусу горизонта частиц. Это не означает, что область вне  принципиально непознаваема – через некоторые время горизонт частиц «раздвинется»  и область вне современного горизонта частиц будет доступна будущим наблюдателям.

Итак, горизонт частиц растет. С другой стороны, Вселенная ускоренно расширяется, «унося» наблюдателя и источники излучения все дальше и дальше друг от  друга. Скорость расширения Вселенной полностью определяется наполняющим ее веществом. Так, если наша Вселенная заполнена особой материей, называемой «темной энергией», то в будущем, возможно, рост горизонта частиц  прекратится, и его размер станет постоянной величиной.  Тогда вне объема, охватываемого горизонтом частиц, останется вся остальная часть Вселенной, точнее Мультиленной, которая будет для нас принципиально ненаблюдаемой, или другими словами, принципиально непознаваемой. Вне области, ограниченной размерами горизонта частиц (назовем ее нашим доменом Мультиленной, или нашей Вселенной), может существовать много других вселенных, информацию о которых мы никогда не получим. Обратим внимание на то, что слово «вселенная» здесь написано со строчной буквы, подобно тому как мы  пишем слова «галактика» и «Галактика». Когда-то люди знали только о ближайшем космосе, о пространстве нашей Солнечной системы. Потом горизонты расширились, и человечество осознало себя принадлежащим целой Галактике с ее сотнями миллиардов звезд и множеством планетных систем. И вот настает время, когда «и целого мира мало», когда даже вся наша Вселенная не исчерпывает всего пространства.  Для обозначения нового объекта, который представляет собой множество «вселенных», потребовалось ввести новый термин – Мультиленная. Каждый её домен ограничен размером причинной связности – размером горизонта частиц. Этот довольно неприятный вывод, ограничивающий горизонты нашего познания, космологи сделали, анализируя следствия из недавно открытого ускоренного расширения нашей Вселенной. Пространства оказалось гораздо больше, чем мы предполагали,  к сожалению, не все оно доступно наблюдениям.

Следующее важное свойство Вселенной базируется на том простом факте, что в расширяющемся пространстве частота фотона уменьшается. Это хорошо известное красное смещение. В соответствии с эффектом Доплера, чем дальше галактика от наблюдателя, тем больше смещены к красному концу линии в ее спектре.

Какова динамика расширения нашей Вселенной? Основная сила, управляющая расширением, – сила гравитации. Распределение вещества в пространстве в масштабах, превышающих несколько сотен мегапарсек (1 Мпк = 10⁶ пк ≈ 3 ·10¹⁹ км ≈ 3 ·10²² м), является однородным. Свойства вещества не зависят от направления (это свойство космологи называют изотропией).  Для описания динамики выберем наблюдателя и пробную галактику, которая находится на некотором расстоянии от него. В рамках ньютоновской теории гравитации можно доказать теорему о том, что на взаимное движение пробной галактики относительно наблюдателя влияет только то вещество, которое находится внутри шара с радиусом, равным расстоянию от наблюдателя до пробной галактики. Другими словами, вещество, находящееся вне этого шара, не оказывает никакого действия на взаимное ускорение галактики относительно наблюдателя.

Вещество, из которого состоит современная нам Вселенная, родилось и было «разогнано» приливными силами, возникшими на стадии инфляции в ранней Вселенной. Теперь это вещество, включая нашу «пробную» галактику разлетается по инерции.

Обычное вещество, которое хорошо изучили физики, обладает только гравитационным притяжением (пробная галактика будет притягиваться к  наблюдателю). Наличие притяжения означает, что галактика, «улетая» от наблюдателя, должна замедлять своё движение относительно этого наблюдателя. Расширение нашей Вселенной должно быть замедленным, а оно оказалось ускоренным! Это можно объяснить тем, что внутри шара есть какое-то новое вещество, обладающее свойством антигравитации. Его-то космологи и назвали «темной энергией».

Анизотропия реликтового излучения

Реликтовое излучение – самые «старые» фотоны во Вселенной. Согласно современным представлениям, несколько миллиардов лет назад произошел Большой Взрыв. Экспоненциальную стадию расширения пространства нашей Вселенной назвали инфляционной, заимствуя из экономической теории термин «инфляция». Это расширение определялось одним или несколькими скалярными полями.

Во время инфляции потенциал скалярного поля, форма которого в простейшем случае является параболой, уменьшался, «скатывался» по параболе к ее вершине. По достижении вершины, которая определялась нулевыми значениями поля и потенциала, экспоненциальное расширение Вселенной закончилось.  После прохождения нулевой точки поле начало колебаться возле нее, и энергия, генерируемая этими осцилляциями, рождала привычное нам вещество. Говоря языком общей теории относительности, пространство Вселенной начало расширяться по степенному закону. Говоря же языком теории Ньютона, вещество стало разлетаться по инерции и расстояние между частицами стало увеличиваться по степенному закону. 

После окончания  инфляционного периода родившееся из осцилляций скалярного поля вещество представляло собой высокотемпературную плазму, которая остывала по мере расширения Вселенной. Темп расширения был достаточно медленный для того, чтобы частицы, составляющие плазму, находились в термодинамическом равновесии. Спустя примерно 300 тыс. лет после Большого Взрыва, в плазме находились следующие основные частицы: протоны, нейтроны, электроны, нейтрино и фотоны. Равновесие между протонами, электронами и фотонами поддерживалось электромагнитными силами посредством томсоновского рассеяния (то есть рассеяния фотонов на электронах). К этому времени плазма остыла настолько, что стало энергетически выгодным образование нейтрального водорода. Протоны и электроны объединились, вместо горячей плазмы возникло горячее нейтральное вещество, состоящее на 75% из водорода и на 25% из гелия. Сечение рассеяния фотонов в нейтральном веществе значительно меньше, чем в плазме. Таким образом, равновесие между фотонами и окружающей средой нарушилось, фотоны стали свободными частицами и начали распространяться в пространстве, практически не взаимодействуя с окружающим веществом. Именно такие фотоны называются реликтовыми, представляющими собой самое первое излучение, родившееся во Вселенной.

Пока фотоны находились в равновесии с окружающей плазмой, у них сформировался спектр абсолютно черного тела (планковский спектр). У ансамбля реликтовых фотонов этот спектр сохранился даже после выхода из равновесия. В момент, когда фотоны вышли из равновесия,  их температура составляла примерно 3 тыс. K. Теперь из-за расширения Вселенной и красного смещения фотонов температура реликтового излучения составляет 2.726 K.

Момент времени, когда нарушается равновесие в первичной плазме и фотоны становятся свободными, космологи называют по-разному. Мы будем придерживаться названия «эпоха рекомбинации». До этой эпохи свободный пробег фотона невелик, значительно меньше размеров горизонта событий. Это связано с тем, что свободный пробег фотона в плазме определяется сечением взаимодействия с электронами плазмы, сечение велико, поэтому длина свободного пробега мала. После эпохи рекомбинации сечение рассеяния фотона уменьшается во много раз, длина свободного пробега значительно вырастает, становясь больше горизонта событий. Из каждого «кусочка» плазмы фотоны, в котором они были «пленены» томсоновским рассеянием, начинают свободно распространяться во все стороны.  Наблюдатель спустя примерно 13 млрд. лет принимает эти фотоны уже на радиочастотах. Каждый такой фотон приходит из определенной точки, находящейся на расстоянии, почти равном размеру горизонта частиц. Совокупность этих точек в пространстве образует сферу. Ее называют поверхностью последнего рассеяния, или «космологической фотосферой». Она является самым далеким источником на небе и, кроме того, единственным в природе источником излучения, внутри которого мы находимся.

Схематическое изображение поверхности последнего рассеяния в виде сферы

(космологическая фотосфера), в центр которой помещен радиотелескоп,

принимающий реликтовые фотоны, испущенные этой поверхностью.

Снаружи поверхности последнего рассеяния находится горячая плазма.

Мы уже отмечали, что ансамбль фотонов тепловой и обладает планковским спектром. Причем на момент образования космологической фотосферы температура спектра была примерно 3 тыс. K, а сегодня – составляет 2.726 K. Температура однородна на поверхности последнего рассеяния. Степень однородности является очень высокой и составляет несколько сотых процента. Тем не менее, на космологической фотосфере существует небольшая разница температуры, она называется анизотропией реликтового излучения. Здесь термин «анизотропия» означает перепад температуры излучения, которое астрономы наблюдают в разных направлениях. Эта анизотропия невелика, она составляет примерно сотню микрокельвинов. Но, как говорится, «мал золотник, да дорог». Научная информация, которую дает нам изучение анизотропии реликтового излучения,  очень велика.

Наглядное представление о генерации анизотропии реликтового излучения можно получить с помощью простой аналогии. Космологическая фотосфера подобна фотосфере звезд. Поверхность звезды может колебаться, при этом меняется поток с поверхности. Изучение колебания фотосферы с помощью оптических измерений хорошо зарекомендовало себя при исследовании Солнца. Космологическая фотосфера тоже колеблется, что и приводит к анизотропии её температуры.

Примеры «колебаний» космологической фотосферы:

квадрупольное (l = 2) и октупольное (l = 3) распределения

температуры по поверхности последнего рассеяния.

Синий цвет означает область пониженной температуры,

красный – область повышенной температуры.

Первая и самая важная информация, которую космологи получают из углового спектра анизотропии, – измерение с большой точностью глобальных параметров современной нам Вселенной. В первую очередь, это полная плотность Вселенной, соотношение различных типов материи, ее составляющих, и глобальная геометрия Вселенной. Обо всем этом можно судить по мультипольному спектру анизотропии реликтового излучения. Он же позволяет космологам измерять свойства ранней Вселенной и проверять теории ранней Вселенной, включая теорию суперструн. И, наконец, изучая анизотропию реликтового излучения, можно сделать прогноз развития нашей Вселенной.

Открытие анизотропии реликтового излучения

Анизотропия реликтового излучения была открыта в эксперименте «Реликт» (Земля и Вселенная, 1984, № 4). Один из авторов этой статьи принимал участие в обработке эксперимента. Спутник «Прогноз-9», на котором был установлен эксперимент «Реликт», запустили в 1984 г. (Земля и Вселенная, 2005, № 3). Он проработал полгода и позволил получить обзор всего неба на частоте 37 ГГц. Данные эксперимента обрабатывались в течение 8 лет. Периодически публиковались промежуточные результаты, а окончательно данные обработали к январю 1992 г. Полученные результаты с уверенностью указывали на наличие анизотропии реликтового излучения.

Спутник «Прогноз-9», с помощью которого проведен эксперимент «Реликт»,

по данным которого в 1992 г.  была открыта анизотропия реликтового излучения.

В январе 1992 г. статью о результатах эксперимента послали в журнал «Письма в Астрономический журнал», она была опубликована в мае 1992 г. После принятия статьи к печати ее авторы (Струков И.А., Скулачев Д.П., Брюханов А.А., Сажин М.В.) в январе 1992 г. рассказали об открытии анизотропии реликтового излучения на семинаре в ГАИШ. Далее мы подготовили и послали статью о нашем открытии в журнал «Monthly Notices of Royal Astronomical Society», где статью долго не принимали. Первый вариант статьи редакция получила 3 февраля 1992 г. Рукопись пересматривалась несколько раз. Окончательный, переработанный вариант редакция получила 3 июля 1992 г. Он был принят к печати 10 июля 1992 г. И хотя на «розовых» страничках «Monthly Notices of Royal Astronomical Society» полагается публиковать статьи в течение 4 недель, нашу статью вновь задержали. Задержка привела к тому, что нашу статью на английском языке опубликовали только в сентябре 1992 г., одновременно со статьей о результатах работы космической обсерватории «COBE» (США; Земля и Вселенная, 1990, № 2).

Еще в апреле 1992 г. Джордж Смут, руководитель эксперимента «COBE», на пресс-конференции объявил об открытии анизотропии реликтового излучения. Результаты обработки эксперимента «COBE», опубликованные в виде препринтов, свидетельствуют о большой спешке, с которой готовились материалы для публикации.

Рис. 4

Чувствительность радиометров обоих космических аппаратов была сравнимой (чувствительность радиометра «Реликт» в 1.3 раза хуже, чем радиометров «COBE»). «COBE» работал на орбите 4 года, «Реликт» – полгода, чем и было вызвано различие в чувствительности аппаратов и отношениях «сигнал/шум» в двух картах неба. Мы обнаружили на небесной сфере аномально холодную область. Она просматривается на карте «COBE», а также на карте, построенной по результатам исследований в 2001–2004 гг. американской космической обсерватории «WMAP» (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe; Земля и Вселенная, 2003, № 2; 2004, № 3). В эксперименте «Реликт» отношение «сигнал/шум» равно трем. В результатах эксперимента «COBE», опубликованных одновременно с экспериментом «Реликт», отношение «сигнал/шум» составляло не более пяти. Результаты «COBE» обладали большей достоверностью, и ошибка сигнала была меньше, однако доверительные интервалы данных «Реликта» и «COBE» пересекались в широком диапазоне.

Карта всего неба в микроволновом диапазоне, по данным спутника «Реликт». Большая белая полоса, пересекающая карту, – это изображение нашей Галактики, вырезанное из карты при анализе анизотропии реликтового излучения. В квадрате – область пониженной температуры, присутствующая как на более поздних картах «COBE»,  так и на последних картах «WMAP».

Мы интерпретировали полученные данные как проявление анизотропии реликтового излучения. Данные «COBE» также интерпретировались как обнаружение анизотропии реликтового излучения.

Анизотропия реликтового излучения, открытая в эксперименте «Реликт», нашла подтверждение в более поздних экспериментах, важнейшим из которых был эксперимент WMAP.

Угловой спектр анизотропии реликтового излучения, полученный в результате трехлетней работы космической обсерватории «WMAP». По нижней горизонтальной оси отложено главное мультипольное число. Чем больше это число, тем меньше характерная шкала переменности температуры, что показано на верхней горизонтальной оси в угловой мере. Черными точками представлены экспериментальные данные, вертикальные отрезки означают ошибки измерений. Спектр состоит из нескольких характерных частей – плато Харрисона-3ельдовича, и доплеровских пиков. По структуре и положению пиков определяются параметры Вселенной.

В связи с большим эвристическим значением открытия анизотропии реликтового излучения для космологии и физики Дж. Мазеру и Дж. Смуту, руководителям проекта «COBE», присуждена Нобелевская премия по физике за 2006 г.

Известный американский специалист в области космологии Джон Мазер (слева) родился в 1946 г. Он получил высшее образование в колледже Суорсмора (США), окончив его в 1968 г., а в 1974 г. защитил диссертацию по физике в университете Беркли (США). Сейчас Дж. Мазер – старший астрофизик Центра космических полетов им. Р. Годдарда (NASА) и работает над несколькими космическими проектами. Над проектом, посвященным изучению реликтового излучения, который 30 годами позже увенчался Нобелевской премией, Мазер начал работу в 1974 г.

Джодж Смут (справа), авторитетный американский космолог, родился в 1945 г., получил высшее образование (выпускник 1966 г.) в Массачусетсском технологическом институте (США) и там же в 1974 г. защитил диссертацию по физике. В настоящее время является профессором Университета Беркли (США).

Ускоренное расширение Вселенной

В конце XX в. астрономы измерили характеристики Вселенной по сверхновым звездам (SN) типа Ia и получили весьма неожиданные результаты. Оказалось, что сейчас наша Вселенная расширяется ускоренно. Почему это «шоковое» открытие считается чрезвычайно важным для современной космологии и физики?

Вначале несколько слов о самих звездах типа SN Ia. Сверхновые звезды – это взрывающиеся звезды. Их яркость за один день нарастает так сильно, что становится сопоставимой с яркостью целой галактики, после чего спадает в течение нескольких месяцев. Сверхновые звезды делятся на типы I и II, которые, в свою очередь, делятся на несколько подтипов. Звезды типа SN Ia от других отличаются тем, что форма их кривой блеска в своем максимуме коррелирует со светимостью в максимуме блеска. Следовательно, по форме кривой блеска можно измерить светимость звезды, а сравнивая светимость с потоком, измеренным наблюдателем, можно найти расстояние до звезды. Поэтому SN Ia иногда называют стандартной свечой. Точность определения светимости составляет примерно 15%, что дает очень хороший способ измерения расстояний до этих звезд. В совокупности с их яркостью это позволяет астрономам построить шкалу космологических расстояний с большой точностью. По спектру излучения SN Ia точно измеряют скорость удаления взорвавшейся звезды, а значит, и галактики, которой она принадлежит. Так можно измерять скорость разбегания далеких галактик, или, другими словами, кинематические характеристики нашей Вселенной. Например, параметр Хаббла оказался равным 72 ± 5 км/(с · Мпк). Но самое удивительное заключалось в открытии ускоренного расширения Вселенной. Нельзя сказать, что космологи не были готовы к такой ситуации. Ускоренное расширение должно было быть в ранней Вселенной (в эпоху инфляции), оно стало той силой, которая «разогнала» вещество нашей Вселенной. После эпохи инфляции Вселенная расширялась по степенному закону, теперь же снова расширяется с ускорением. Данные по сверхновым звездам в совокупности с данными по анизотропии реликтового излучения дают возможность более точно судить о параметрах ранней Вселенной.

Диаграмма показывает, как с помощью наблюдений можно судить о соотношении плотности «темной энергии» Ω_Λ и плотности всей материи Ω_М, включающей в себя «обычную», то есть барионную материю, и «темную материю». Несколько независимых тестов – по анизотропии реликтового излучения, по сверхновым звездам, по скоплениям галактик – показывают, что наша Вселенная трехмерно-плоская (обладает евклидовой геометрией) и что ее полная масса на 70% состоит из «темной энергии» и на 30% из материи («обычной» и «темной»). Сайт проекта «SNAP».

Задолго до обсуждения проблем ранней Вселенной и теории инфляции А. Эйнштейн ввел лямбда-член – новую универсальную постоянную, наряду с такими постоянными, как скорость света или гравитационная постоянная. Эйнштейну эта постоянная понадобилась для создания стационарной космологической модели. Однако под влиянием идей А. Фридмана о нестационарной Вселенной он отказался от искусственного введения новой константы. Тем не менее, чудесным образом эта константа оказалась востребованной позже, при обсуждении идей теории инфляции, объяснении особенностей расширения Вселенной и причины ускоренного расширения.

Как уже было сказано, для объяснения причин последнего необходимо вещество, которое обладает свойством антигравитации. Какими свойствами оно должно обладать?

В космологии свойства всякого вещества характеризуются двумя функциями: плотностью энергии и давлением. Связь между ними дается уравнением состояния. Причем давление считается паскалевым, одинаковым во всех направлениях, или изотропным. Давление на некоторую площадку, помещенную в среду, обладающую паскалевым давлением, не зависит от ориентации этой площадки. Если взять жестяную банку, откачать из неё воздух и опустить в воду, то давлением воды скомкает банку. Это будет сжатие не вдоль силы тяжести или вдоль какого-то другого выделенного направления, а сжатие со всех сторон. Давление должно быть изотропным, поскольку в ином случае наша Вселенная стала бы анизотропной. Именно поэтому в космологии рассматривается только такое давление.

Микровзаимодействие между частицами вещества, которые заполняют пространство, обычно не рассматривается, поскольку они очень слабо влияют на динамику Вселенной. Усредненные характеристики таких микровзаимодействий определяют давление. Давление уже может существенно влиять на темп расширения, ибо это энергия взаимодействия, и, как всякая энергия, она обладает массой, что дает положительный вклад в силу притяжения.

Может ли давление давать отрицательный вклад? Может, если оно само отрицательное. Что такое отрицательное давление, и какой его физический смысл? Надуем воздушный шарик. В нем положительное давление воздуха, причем это давление больше, чем у окружающего воздуха. Внутреннее давление газа стремится расширить шарик, тогда как поверхностные силы натяжения оболочки препятствуют неограниченному расширению (отрицательное давление стремится схлопнуть шарик). Другими словами, отрицательное давление – это положительное натяжение. Натяжение – хорошо известное свойство материалов. Например, растягивая кусок резины, экспериментатор вызывает в ней положительное натяжение вдоль линии растяжения. Важное отличие от жидкости в этом примере заключается в том, что натяжение анизотропно: вдоль линии растяжения оно велико, а поперек – мало, хотя и не равно нулю.

Обсудим, какой вклад в массу дают силы натяжения. Для этого рассмотрим две свободные элементарные частицы – протон и нейтрон – и те же частицы, объединенные в атом дейтерия. Масса протона составляет 938.3 МэВ, нейтрон тяжелей, его масса – 939.6 МэВ. Сумма масс свободных частиц – 1877.9 МэВ. А масса дейтрона меньше и составляет 1875.6 МэВ! Другими словами, масса частиц, связанных в атомное ядро, уменьшилась на 2.3 МэВ. Для двух свободных элементарных частиц и двух частиц, связанных в ядро дейтерия, разница неощутима, однако для одного моля вещества она уже вполне измерима. Сила, которая сдерживает протон и дейтрон в ядре, – сила притяжения, другими словами, сила натяжения. При этом сила натяжения, возникающая между протоном и нейтроном, уменьшает инерционную массу ядра дейтерия. Но уменьшение инерционной массы эквивалентно уменьшению гравитационной массы – массы, обеспечивающей притяжение! Другими словами, положительное натяжение (отрицательное давление) уменьшает массу вещества и уменьшает притяжение со стороны этой массы.

Чтобы создать отрицательную гравитационную массу, необходимо очень сильное (релятивистское) отрицательное давление. Кроме того, в однородной и изотропной Вселенной это давление должно быть паскалевым. Аналог такого отрицательного давления известен в лабораторной физике. Оно возникает при кавитации. Это явление наблюдал каждый, когда греб веслами, катаясь на лодке. При гребке в воде образуется множество пузырьков, что и называется кавитацией. Давление при этом процессе отрицательно, пузырьки быстро «схлопываются». Кроме того, такое давление паскалево. Конечно, в подобном процессе давление значительно меньше, чем плотность энергии (которая в космологии включает в себя плотность энергии покоя).

Сильное отрицательное давление может возникать в новом виде материи – скалярном поле. Для этого поле должно быть не только скалярным, но и обладать определенным видом потенциала. Такие поля в теоретической физике известны, они подробно изучались в последние годы. Применительно к космологии скалярное поле (инфлатон) отвечает за экспоненциальное расширение ранней Вселенной. Согласно последним теоретическим исследованиям, в ранней Вселенной могли существовать и несколько таких полей. Это следует из теории суперструн, которая в настоящее время дает наиболее полную, единую и непротиворечивую физическую картину мира. Теория суперструн позволяет объединить все известные физические взаимодействия. Один из «побочных эффектов» этой во всех отношениях привлекательной теории состоит в том, что она непротиворечива только в пространствах с числом измерений больше четырех. В рамках теории суперструн расширение Вселенной получается естественно, как одно из следствий этой теории. Инфляционная модель прекрасно подтверждается наблюдательными данными по реликтовому излучению и крупномасштабной структуре, но само инфляционное скалярное поле, безусловно, требует естественного физического обоснования, и без привязки к теории суперструн его вводят, что называется, «в ручную».

Модели, описывающие ускоренное расширение, делятся на три типа: квинтэссенция, лямбда-член и «фантомная энергия». В научной литературе первые два термина обычно объединяют общим названием «темная энергия». Квинтэссенция – весьма непривычная форма материи, но она не противоречит известным физическим законам. Модель с лямбда-членом уже требует введения новой универсальной постоянной. «Фантомная энергия» нарушает один из основополагающих принципов физики – условие энергодоминантности. Так, при нарушении энергодоминантности может возникнуть машина времени в виде кротовой норы – структуры, аналогичной черной дыре, работающей как на «вход», так и на «выход», соединяя горловиной две области пространства. Наличие «фантомной энергии» является маловероятным.

Модель расширения Вселенной при разных условиях. Справа – график зависимости характера расширения Вселенной от уравнения состояния «темной энергии». Светло-желтая линия соответствует модели расширения Вселенной, если роль «темной энергии» играет квинтэссенция, синяя линия соответствует случаю, когда ускоренное расширение обеспечивается лямбда-членом, новой фундаментальной константой. Наконец, красная линия описывает случай, когда ускоренное расширение нашей Вселенной будет осуществляться за счет «фантомной энергии». Сайт проекта «SNAP».

Для определения, какая из трех моделей наиболее реалистична, астрономы планируют новые высокоточные наблюдения. Для этого разработан, например, проект «SNAP». Предположительно, это будет международный проект. Если его удается реализовать, точность измерения глобальных кинематических параметров Вселенной повысится в 10 раз, что позволит прояснить природу и свойства материи, ответственной за ускоренное расширение нашей Вселенной.

Гравитационные линзы

Исследование гравитационных линз не является прерогативой одной только космологии, оно лежит на стыке космологии и внегалактической астрономии. Хотя бóльшую часть выводов, полученных в результате исследования гравитационных линз, астрономы используют для изучения галактик, роль гравитационных линз в космологии очень велика. Проблема «темной материи» нашей Вселенной, возможность измерения основных глобальных параметров, определяющих ее геометрию, – вот неполный список вопросов, на которые можно найти ответ с помощью гравитационных линз.

Напомним, что такое «темная материя» и чем она отличается от «темной энергии» (Земля и Вселенная, 2006, № 1), а также уточним, что такое  «обычная» материя. Под последней астрономы понимают вещество, которое является стабильным или квазистабильным на космологических промежутках времени и которое участвует в электромагнитных взаимодействиях. «Обычная» материя – это все то, что доступно нашему восприятию. Как известно, восприятие человеком внешнего мира осуществляется через физические взаимодействия. Осязательные, слуховые или зрительные ощущения – это взаимодействия, в своей основе имеющие электромагнитное взаимодействие. Соответственно, термином «темная материя» определяют стабильные или квазистабильные частицы, которые не участвуют в электромагнитных взаимодействиях. Как мы видим, два типа материи различаются по их «реакции» на электромагнитное взаимодействие. Это одно из четырех известных взаимодействий в нашем мире и самое сильное в нем. Остальные три физических взаимодействия – сильное (или ядерное), слабое (или взаимодействие с участием нейтрино) и гравитационное.  Люди не могут непосредственно ощущать сильные или слабые взаимодействия. Радиоактивность, хотя и не ощущается непосредственно, способна пагубно влиять на организм человека. Слабое взаимодействие может детектироваться только специальными физическими приборами. Наконец, самое слабое, но в то же время наиболее универсальное – это гравитация, действующая на все, что обладает массой (или энергией). Гравитация доминирует над всеми другими силами взаимодействия на космологических масштабах, поэтому часто ее называют «силой, что движет мирами».  На микромасштабах гравитация пренебрежимо мала, хотя, конечно, и не исчезает, и тогда на первые роли выходят электромагнитные, сильные и слабые взаимодействия. Возможно, существуют взаимодействия, еще не известные физикам. Они неизвестны, поскольку нет приборов, которые могут детектировать эти взаимодействия, и, следовательно, мы «не видим» их.

Заслуга открытия «темной материи» принадлежит наблюдателям, а не теоретикам. Мы привыкли к разнообразию материи вокруг нас. Но это только разнообразие форм, а не содержания, так как с точки зрения физики все вещество, с которым человек встречается в повседневной жизни, состоит из барионов, лептонов и фотонов – трех типов стабильных частиц, образующих «обычную» материю. С развитием астрономии и космологии стало понятно, что одной только «обычной» или «видимой» материей все разнообразие вещества не ограничивается. В 30-е гг. XX в. астрономы, исследовавшие другие галактики, открыли новый вид материи – «темную материю». Определение «темная материя» вначале означало, что она не видна в телескопы. Не реагируя на электромагнитные взаимодействия, она, тем не менее, взаимодействует гравитационно с «обычным» веществом, так как обладает массой. Более того, кроме такой экзотической материи, про которую мы пока только знаем, что она есть, но не можем точно указать, из чего именно она «сделана», во Вселенной существует принципиально другой вид материи, который и материей-то уже нельзя назвать… В конце XX в. астрономы открыли новый вид материи, которую сейчас называют «темная энергия», о чем мы уже упоминали. Важно еще раз подчеркнуть принципиальное физическое различие «темной материи» и «темной энергии». «Темную материю» в будущем вполне вероятно удастся исследовать в лабораторных условиях и определить ее состав – это могут быть какие-либо тяжелые частицы или, например, остатки первичных черных дыр. «Темную энергию» исследовать в лабораторных условиях нельзя принципиально, так как невозможно создать ее контраст. Другими словами, невозможно выделить в пространстве замкнутую область конечной величины (например, трехлитровую банку), внутри которой эта энергия есть, а вне – нет. Контраст «темной энергии»  мгновенно породит неустойчивость, и наша банка начнется расширяться со скоростью света, разрушая внешнее пространство.

После сказанного перейдем к рассказу о том, что же такое гравитационные линзы и как они помогут изучать распределение «темной материи» в пространстве. Предположим, что между наблюдателем и далекой фоновой галактикой находится какой-либо массивный объект. Как правило, это другая галактика или даже скопление галактик, хотя гравитационное линзирование рассматривается и на звездах, и вообще на любых объектах, обладающих массой, в том числе на объектах из «темной материи». Траектории лучей света, приходящих от фоновой галактики, будут искажены гравитационным полем этого массивного объекта. Наблюдатель вместо одной реальной фоновой галактики будет видеть два (или даже больше, в зависимости от распределения масс в массивном объекте-линзе) ее виртуальных изображения. Совокупность изображений, получившихся в результате такого эффекта, будем называть «гравитационной линзой».

Объяснение эффекта гравитационной линзы. Темное тело в центре – гравитационная линза, в роли которой может быть звезда, галактика или любое другое небесное тело, обладающее массой. Синяя звезда слева – истинное положение источника света. Синие линии – траектории лучей света в гравитационном поле линзы. Голубые линии – кажущиеся траектории лучей света, голубые звездочки – видимое положение двух изображений одного источника света.

Одинаковые красные смещения и идентичные спектры изображений – необходимое, но иногда недостаточное свойство, позволяющее считать объект гравитационной линзой. Среди гравитационных линз есть очень интересные для космологов объекты. Например, открыты линзы, содержащие несколько точечных неразрешенных изображений, линзы в виде почти замкнутых дуг («кольца Эйнштейна»), линзы в виде коротких дуг (арки и арклеты).

Изображена область скопления галактик Abell 1689. Длинные чуть скругленные тонкие линии («дуги», или «арки» и «арклеты»), расположенные перпендикулярно направлению на центр скопления, – проявления эффекта слабого гравитационного линзирования далеких галактик скоплением Abell 1689. Сайт космического телескопа им. Хаббла.

Гравитационная линза «крест Эйнштейна» – квазар QSO 2237+030. Свое название он получил из-за того, что в результате гравитационно-линзового эффекта формируются сразу четыре изображения этого квазара, расположением напоминающие крест. Сайт космического телескопа им. Хаббла.

Эффект гравитационной линзы был открыт при изучении внегалактических объектов. Первая и теперь лучше других исследованная гравитационная линза – квазар QSO 0957+561 А, В (две буквы указывают на наличие двух изображений одного реального квазара). За 20 лет со времени его обнаружения открыто много гравитационных линз. Сейчас общее число кандидатов на их роль приблизилось к 50 и продолжает расти. Наиболее достоверно известны 24 гравитационные линзы.

Гравитационные линзы – предмет особой гордости астрономов-теоретиков, так как это одно из немногих явлений в классической астрономии, предсказанное теоретиками задолго до открытия. Гравитационные линзы стали источником важной информации о космологии, геометрии Вселенной, скорости ее расширения, плотности и распределении «темной материи» во Вселенной в целом, а также в отдельных объектах, например в скоплениях галактик и в отдаленных галактиках.

Упомянем также один из важнейших разделов теории гравитационного линзирования, получивший развитие в конце прошлого века. Это открытие микролинзирования в нашей Галактике, то есть гравитационного линзирования фоновых (как внегалактических, так и принадлежащих нашей Галактике) объектов на звездах или других массивных телах Галактики.

В 1986 г. Б. Пачинский (выпускник Варшавского университета, в настоящее время – профессор департамента астрофизики Принстонского университета) на основании анализа кривой вращения нашей Галактики высказал гипотезу о том, что ее сферическая подсистема может быть заполнена невидимыми телами: нейтронными звездами, слабосветящимися карликовыми звездами (коричневыми карликами), вплоть до тел с массой Юпитера («юпитерами»). Он определил вероятность эффекта микролинзирования на таких телах, которая оказалась достаточно большой, чтобы наблюдать этот эффект. Таким образом, была показана возможность наблюдения гравитационного поля отдельных темных тел гало и, вообще говоря, изучения их пространственного распределения.

Поиску «темной материи» в форме невидимых тел, заполняющих гало нашей Галактики, были посвящены несколько наблюдательных программ. В конце 1993 г. две группы исследователей сообщили о полученных результатах. Американо-австралийская группа «MACHO» (MAssive Compact Halo Objects) искала эффект микролинзирования на фоне Большого Магелланового Облака (БМО) наблюдая 1.8·10⁶ звезд в течения одного года. Французские астрономы группы «EROS» (Experience de Recherches d'Objects Sombres) наблюдали 3·10⁶ звезд в БМО в течение трех лет. Третьей группой, сообщившей о наблюдении микролинзовых событий, но не в направлении БМО, а в направлении на балдж нашей Галактики, была польская группа «OGLE» (Optical Gravitational Lensing Experiment). Сейчас известна, по крайней мере, сотня микролинзовых событий. Большинство их наблюдалось в направлении на балдж нашей Галактики.

Мы не случайно подробно остановились на вопросах микролинзирования. Дело в том, что это новое направление исследований уже находит применение в прикладных задачах. Среди них – составление астрометрических каталогов и построение систем отсчета в целях космической навигации, получение принципиальных ограничений точности астрометрических экспериментов, связанных с нестационарностью нашего пространства-времени.

*    *    *

В настоящее время космология активно развивается. Опираясь на идеи и методы многих разделов физики и астрономии (физика элементарных частиц, теоретическая физика и астрофизика), космология разрабатывает собственный путь исследования Вселенной. О том, что космология стала самостоятельной дисциплиной, свидетельствуют те фундаментальные открытия, о которых мы рассказали. Достижения современной космологии можно схематично представить следующим образом. О первоначальной стадии сингулярности наблюдательной космологии ничего не известно. В настоящий момент существует множество теоретических моделей, основанных на теории суперструн, но они не имеют наблюдательных подтверждений. Это заманчивая область для космологов-теоретиков. Следующая стадия – инфляционное раздувание Вселенной. Сейчас данные по анизотропии реликтового излучения почти не оставляют сомнений в ее наличии, хотя и не проясняют полностью вопроса о ее механизмах. Начиная же с момента последнего рассеяния вплоть до современной нам картины мира, эволюция Вселенной изучена довольно хорошо. Открытия реликтового излучения и его анизотропии, крупномасштабной структуры, а также ускоренного расширения лежат в основе изучения нашей Вселенной, служат отправной точкой проверки и согласования разрозненных теоретических концепций.

Современное представление о различных стадиях развития Вселенной. Первая – стадия сингулярности, о которой космологи пока ничего не знают. Затем следует стадия инфляции, которая на рисунке названа «начало»; наблюдательная информация об этой стадии (пока, к сожалению, не очень обильная) получена в результате изучения анизотропии реликтового излучения. Следующая стадия соответствует рождению поверхности последнего рассеяния: изображена картина распределения температуры, полученная в результате эксперимента «WMAP». Последняя стадия – наше время: Вселенная наполнена привычными нам объектами (звездами, галактиками и их скоплениями). Сайт проекта «WMAP».