Алексей Левин - Белые карлики. Будущее Вселенной

Космологическая постоянная пребывала в забвении вплоть до начала 1980-х гг. Затем интерес к ней возродился, причем по двум независимым причинам.

Фактор первый. К этому времени в космологии постепенно закрепилась инфляционная модель Большого взрыва, подготовленная и развитая при значительном участии российских исследователей. Эта теория утверждает, что в начале существования Вселенной, когда ее возраст, скорее всего, не превышал 10 –36–10 –35секунд, она какое-то время расширялась по экспоненте, как в модели де Ситтера. Такое расширение запустил фазовый переход первичной субстанции мироздания, породивший вакуумное скалярное поле с гигантской положительной плотностью энергии. Первоначально оно было сосредоточено внутри сверхмикроскопического пузырька диаметром 10 –33см, который и стал зародышем нашей Вселенной. Хотя время расширения было крайне недолгим, Вселенная успела приобрести макроскопические размеры.

Новая модель быстро обрела признание и заставила вспомнить про космологическую постоянную, поскольку формально та выглядела прямым аналогом плотности скалярного поля, запустившего «раздувание» пространства. Правда, в первых версиях инфляционной модели это поле было весьма нестабильным. По окончании инфляции оно отдало свою энергию на рождение обычных частиц и исчезло, так что затем Вселенная эволюционировала согласно модели Фридмана с нулевым значением лямбды, предписывающей расширение с падающей скоростью. Однако некоторые теоретики допускали, что плотность вакуумного поля могла не упасть до нуля, а стабилизироваться где-то неподалеку. Тогда в уравнении Эйнштейна остается космологический член, пусть и с очень маленькой лямбдой. Сторонники этой идеи были немногочисленны, но авторитетны.

О космологической постоянной вспомнили и астрономы — в связи с проверкой закона Хаббла. Хаббловский параметр H 0позволяет оценить возраст Вселенной, однако для этого надо знать, по какому сценарию она эволюционирует. В открытой модели без космологического члена Вселенная расширяется вечно, но скорость ее расширения монотонно снижается и стремится к положительному пределу. В закрытой модели расширение сменяется сжатием, которое стягивает Вселенную в единую точку. Какой вариант осуществится, зависит от того, будет ли в начале процесса расширения средняя плотность энергии космической материи больше или меньше некоего критического значения. При строгом равенстве размер Вселенной опять-таки вечно увеличивается, но скорость ее расширения стремится к нулю. В этом и только в этом случае равна нулю и кривизна пространства (в открытых моделях она отрицательна, в закрытых — положительна), которое, следовательно, подчиняется геометрии Евклида. Правда, пространственно-временной континуум все равно остается искривленным, иначе не было бы тяготения.

Если в космосе очень мало гравитирующей материи, он эволюционирует в соответствии с открытой моделью, но скорость его расширения уменьшается столь медленно, что в первом приближении может считаться константой (она строго постоянна при нулевой плотности вещества). В этом случае время жизни Вселенной равно единице, деленной на коэффициент хаббловского закона H 0. А вот для определения возраста плоской Вселенной эту величину надо домножить на 2/3.

Вот тут-то и возникли сложности. В последнем десятилетии прошлого века астрономы уверились, что 1/H 0вряд ли превышает 15 млрд лет. С другой стороны, результаты многих наблюдений свидетельствовали, что мы, скорее всего, живем в плоском мире. Получалось, что Большой взрыв случился 2/3 × 15 = 10 млрд лет назад, что меньше установленного к тому времени возраста древнейших звездных скоплений. Из этого парадокса можно выпутаться, предположив, что эволюция Вселенной отличается от сценария плоской модели. А такие сомнения вновь наводят на мысль о космологическом члене.

Решение пришло внезапно. В первой половине 1990-х гг. два международных астрономических коллектива приступили к наблюдениям очень отдаленных сверхновых, причем, так сказать, с космологическим прицелом. Один базировался в Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли, другой — в Астрофизическом центре Гарвардского университета и Смитсоновского института. Калифорнийскую команду возглавлял Сол Перлмуттер. Конкурирующая коллаборация обходилась без формального лидера, однако у нее имелся старейшина в лице профессора астрономии Роберта Киршнера.