В понедельник, 23 мая, в Москве в Физическом институте имени Лебедева (ФИАН) РАН прошли лекции двух известных космологов - профессора Университета Монпелье-2, научного руководителя Национального центра научных исследований Франции Андре Неве и руководителя кафедры астрочастиц университета имени Людвига-Максимилиана в Мюнхене Вячеслава Муханова. Ученые рассказывали собравшимся об эволюции Вселенной и о том, какие данные об этом процессе можно "вытянуть" из экспериментов на ускорителях элементарных частиц. Лекции были организованы фондом некоммерческих программ Дмитрия Зимина "Династия".

Корреспондент "wonderwork.ucoz.com" пообщался с Вячеславом Мухановым, который является одним из авторов инфляционной гипотезы - наиболее общепринятой на сегодняшней день модели, объясняющей происхождение Вселенной. Ученый рассказал о том, что такое космическая инфляция, почему Вселенная может родиться из ничего, а также о том, откуда берутся новые научные идеи.

Вячеслав Муханов: Коротко инфляционную гипотезу можно изложить так: в далеком прошлом, в первые доли секунды после Большого взрыва - если он вообще был - гравитация действовала как антигравитация и Вселенная проходила стадию ускоренного расширения. В этот период доминировала темная энергия, но не та, которую открыли недавно, а другая, не имеющая, вероятно, к нынешней темной энергии никакого отношения.

Когда имеет место нормальная гравитация, то частицы вещества притягиваются друг к другу. А в случае антигравитации они как бы отталкиваются. Антигравитацию можно рассматривать как одну из форм материи – гравитация всегда "работает" на притяжение, но есть такая форма материи, которая может эффективно имитировать антигравитацию. Дело в том, что в создание гравитационного поля вклад вносит не только плотность энергии вещества, но еще и давление. В привычном нам окружении давление очень мало по сравнению с энергией, поэтому мы не замечаем этого вклада. Но в космических условиях давление может быть огромным, и, более того, оно может быть отрицательным. Именно это отрицательное давление "ответственно" за возникновение явления антигравитации.

Если представить себе расширяющийся шар из такой антигравитирующей материи, то составляющие его частицы вместо того, чтобы замедлять свое разбегание, напротив, начнут ускоренно удаляться друг от друга. Изначально частицы такого шара могут иметь нулевые скорости, но действующая в обратном направлении гравитация способна очень быстро разогнать их. То есть инфляция, фактически, является источником Большого взрыва и позволяет породить Вселенную из ничего.

Да, в принципе, новые Вселенные могут рождаться прямо в этой комнате, потому что гравитация имеет отрицательную энергию, которая компенсирует положительную энергию обычного вещества. Достаточно, чтобы произошла маленькая флуктуация, потом она должна попасть в "правильный" режим - то есть в режим ускоренного расширения, а дальше ускоренное расширение будет работать само за себя. Но "дверцы", ведущие в эти Вселенные, будут настолько маленькими, что пролезть в них или хотя бы заглянуть мы не сможем.

Так мы сейчас ее и наблюдаем. То, что открыли совсем недавно и назвали темной энергией - это как раз и есть антигравитирующее вещество, которое кардинально отличается, например, от темной материи, которая гравитирует обычным образом. Кстати, сейчас антигравитирующее вещество опять начало доминировать, и этот факт приводит к новому витку инфляции и ускорения, хотя причины этого не ясны.

В темной энергии в отличие от обычного вещества плотность энергии в процессе расширения не изменяется. У того антигравитирующего вещества, которое мы наблюдаем сейчас, плотность энергии очень мала, и в прошлом такое вещество доминировать не могло. Если мы чуть-чуть дальше отойдем в прошлое, то плотность той темной энергии, которая сегодня доминирует во Вселенной, окажется совершенно несущественной. Поэтому приходится предполагать, что в прошлом была какая-то своя темная энергия, возможно, другая, возможно, связанная с нынешней темной энергией. И эта неизвестная нам темная энергия на ранних стадиях эволюции Вселенной отвечала за ее ускоренное расширение – ту самую инфляцию.

И на стадии инфляции из так называемых квантовых флуктуаций, происходивших в период 10-35 секунды после Большого взрыва, появлялись неоднородности, которые потом развились в то, что мы сейчас наблюдаем: планеты, звезды, галактики, скопления галактик и так далее. Обычно такие флуктуации существенны только в размерах атома, но Вселенная является огромным ускорителем, и она разогнала эти небольшие флуктуации до космических масштабов.

Один из основополагающих законов физики - принцип неопределенности Гейзенберга - постулирует, что вы не можете одновременно точно установить скорость частицы и ее положение. Грубо говоря, произведение неопределенности скорости частицы на неопределенность ее положения должно всегда превышать очень маленькую величину, которая называется постоянной Планка. Соответственно, из принципа неопределенности вытекает, что вещество нельзя распределить абсолютно однородно – всегда будет присутствовать некая рябь, такая минимальная неоднородность.

Исходя из предположения о квантовых флуктуациях и последующем ускоренном расширении, можно детально рассчитать, что мы должны были бы видеть на небе, скажем, в реликтовом излучении - излучении, которое "отделилось" от материи, когда Вселенной было всего около 100 тысяч лет и она была в тысячу раз меньше, чем сейчас. То есть реликтовое излучение несет как бы фотографию молодой Вселенной. И эти предсказания о неоднородностях реликтового излучения блестяще совпадают с данными наблюдений.

В то время, 100 тысяч лет спустя после рождения Вселенной, еще не существовало ни галактик, ни звезд, ни планет - материя была распределена по пространству очень однородно, то есть Вселенная была как бы выглажена. Плотность энергии тоже варьировала очень незначительно - приблизительно на 0,001 процента, но, тем не менее, точные наблюдения позволяют эти неоднородности увидеть. При помощи компьютерного моделирования ученые могут рассчитать, как эти неоднородности должны были бы возрастать в ходе дальнейшей эволюции Вселенной, когда она расширилась еще в тысячу раз - до нынешнего своего состояния.

Нет, нельзя. Существуют множество моделей, и они дают разные предсказания. Вероятнее всего, будет происходить дальнейшее расширение Вселенной. Но некоторые специалисты не исключают, что в какой-то момент расширение достигнет максимума и Вселенная начнет сжиматься, но это все очень гипотетично. Единственное, что можно было бы предсказать, - это с какой скоростью Вселенная будет умирать, потому что инфляция рано или поздно приведет к тому, что космическое пространство превратится в пустыню. Но изучать умирание Вселенной в нашей локальной области не очень интересно. Ведь останется еще множество других Вселенных.

Квантовые флуктуации, о которых я говорил выше, были очень незначительными, но инфляция усилила их до колоссальных масштабов. И теория предсказывает, что такие "усиленные" флуктуации могут за счет инфляции непрерывно производить свои новые Вселенные. То есть из теоретических выкладок следует, что если один раз начать инфляцию, то ее потом никогда нельзя будет закончить и где-то далеко от нас, на том участке пространства, который мы даже теоретически не можем наблюдать, будут постоянно рождаться новые Вселенные. Наша "собственная" Вселенная существует только 13,7 миллиарда лет – соответственно, все объекты, до которых свет должен добираться больше времени, принципиально не доступны для наблюдения.

Нет, никаких разумных альтернативных гипотез не существует.

Нет, и в прошлом не было, потому что до появления инфляционной гипотезы вообще не существовало каких-либо приемлемых моделей. В начале 1980-х космология пребывала в очень печальном состоянии, потому что ученым было известно очень мало фактов о Вселенной, и все они друг с другом не стыковались. Разные специалисты выдвигали множество альтернативных гипотез образования Вселенной, которые сегодня уже забыты.

В 1980-м году ко мне, тогда студенту-астрофизику, подошел Гена Чибисов, с которым мы потом много лет работали вместе, и предложил посчитать квантовые флуктуации. Я согласился, и мы довольно быстро обнаружили, что усилить эти флуктуации так, чтобы получить наблюдаемые сейчас неоднородности, можно, только задействовав период ускоренного расширения, то есть инфляцию. В своей работе мы использовали модель Алексея Старобинского. Чуть позже появились работы Андрея Линде и Алана Гуса из MIT (Массачусетский технологический институт). Так довольно быстро картина рождения и эволюции Вселенной стала проясняться, и все встало на свои места.

В этой гипотезе существует много аспектов, над которыми нужно дальше работать, но не ясно, в каком направлении должна двигаться эта работа. Так всегда бывает: когда приходит идея – то это направление проясняется автоматически и остается только работать-работать-работать. А потом опять наступает ступор, и физики топчутся вокруг да около и не знают, что делать.

Сейчас есть много самых разных данных, и, казалось бы, их анализ должен вывести ученых на правильные идеи. Но идеи приходят вовсе не в результате обработки данных – это всегда озарение, которое появляется как бы со стороны.