Бог и Мультивселенная

Как мы уже знаем, одной из главных проблем с первоначальной моделью Большого взрыва было то, что, если бы в самый первый эмпирически определяемый момент нашей Вселенной средняя плотность вещества в ней превышала критическую плотность более чем на 1/10⁶⁰, произошел бы моментальный коллапс Вселенной. Если бы она была настолько же ниже, Вселенная начала бы расширяться с такой высокой скоростью, что к настоящему времени по большей части опустела бы. Эту проблему назвали проблемой плоскости, поскольку она требует, чтобы пространство Вселенной было почти абсолютно евклидовым. Инфляционная модель решает проблему плоскости, поскольку, согласно ей, пространство расширилось на много порядков, так что стало плоским, а плотность вещества в нем — критической.

Однако астрономы давно знают, что плотность видимого вещества во Вселенной, большая часть которого представлена светящимися звездами и звездной пылью, далеко не равна критической. Хотя довольно убедительные свидетельства существования большой невидимой части Вселенной, называемой темной материей, появились еще в 1930-х, большинство астрономов не спешили признавать ее реальность по весьма разумной причине: они не могли увидеть ее непосредственно с помощью телескопов. Вывод о существовании скрытой массы можно было сделать, применив законы Ньютона к наблюдаемым орбитальным движениям звезд в галактиках.

Кто-то мог подумать, что эти законы следует подкорректировать для описания движения в астрономических масштабах, и ученые даже предложили несколько таких моделей. Однако, согласно принципу бритвы Оккама, не стоит бросаться заменять существующую теорию, в особенности так прочно устоявшуюся, как закон всемирного тяготения Ньютона, если есть другой вариант. Итак, до сих пор существование темной материи представляет собой наиболее экономное решение^{277}. Заметьте, что, хотя место закона всемирного тяготения Ньютона заняла общая теория относительности, это не меняет выводов касательно скрытой массы, поскольку закон Ньютона в этом случае все еще применим.

Но все же, чтобы инфляционная модель и гипотеза темной материи имели право на существование, оставалось решить некоторые проблемы. Как описывается в главе 9, впечатляющий успех теории первичного нуклеосинтеза в отношении расчетов точной распространенности легких ядер, в особенности дейтерия, доказал, что барионная плотность, то есть плотность известной нам материи, составляет в лучшем случае 5% от критической. Сюда входит не только светящееся вещество (галактики и пр.), на которое приходятся жалкие 0,5%, но также все тела, состоящие из атомов (планеты, коричневые карлики, черные дыры), которые не испускают излучения, поддающегося регистрации. Темная материя не просто темная — это вообще не материя, какой мы ее знаем.

Поскольку, чтобы оставаться незамеченной, темная материя должна быть электрически нейтральной, стабильной и слабо взаимодействующей, среди знакомых нам элементарных частиц единственным кандидатом на роль такой материи являются нейтрино. Они не относятся к барионам.

В основном рассматриваются две модели темной материи: горячая темная материя с релятивистскими частицами, то есть движущимися со скоростями, достаточно близкими к скорости света, чтобы их могла описывать релятивистская кинематика, и холодная темная материя, состоящая из нерелятивистских частиц. Однако не следует забывать о промежуточном варианте — теплой темной материи. Гравитационная масса частиц горячей темной материи, по существу, равна их кинетической энергии, поскольку энергией покоя можно пренебречь. И напротив, гравитационная масса Частиц холодной темной материи по большей части равна их инертной массе, поскольку кинетической энергией можно пренебречь. Температура, то есть кинетическая энергия темной материи, должна равняться температуре РИ, поскольку они находятся в равновесии и сами по себе не создают тепло, хотя реликтовое нейтринное излучение несколько холоднее, его температура — 1,95 К. В случае теплой темной материи ни одним видом энергии пренебречь нельзя. Однако, поскольку температура Вселенной в космических масштабах изменяется с огромной скоростью, обычно переход какой-либо частицы из горячего состояния в холодное также происходит очень быстро.

Нейтрино были первыми кандидатами на роль частиц горячей темной материи. Как мы выяснили в предыдущем разделе, масса по меньшей мере одного вида нейтрино не превышает 0,1 эВ, у остальных она еще меньше. Итак, будут ли космические нейтрино горячими или холодными, зависит от их температуры. Переход из холодного состояния в горячее произошел примерно через 1 млн. лет после Большого взрыва. До этого момента нейтрино с такой массой были горячими, позже они стали холодными.