Прорыв за край мира

Что из себя может представлять темная энергия, составляющая около 70% содержимого Вселенной? Первый возможный ответ: это вакуум с ненулевой плотностью энергии. Почему она могла оказаться ненулевой? Во-первых, потому, что, как уже обсуждалось выше, вообще непонятно, почему энергия вакуума близка к нулю — она может быть любой из-за огромных нулевых колебаний полей, дающих вклад разного знака. Во-вторых, пространство может быть заполнено неким скалярным полем, находящимся в стационарном состоянии — в минимуме потенциала, который, тем не менее, отличен от нуля. Эти два варианта различаются лишь терминологически. В обоих случаях имеем уравнение состояния р = -ε и определенный прогноз: Вселенная всегда будет расширяться экспоненциально, если только вдруг вакуум не окажется метастабильным и не «перепрыгнет» в более низкое состояние. Тогда случится катастрофа. В обоих случаях, перефразируя выражение Андрея Линде, мы имеем дело с «легким ничто» плотностью 10^-29 г/см³ .

Второй вариант: темная энергия — это скалярное поле, находящееся не в минимуме, а «на склоне» своего потенциала. Тогда оно постепенно меняется, находясь в режиме медленного скатывания. В этом случае давление находится где-то в интервале между -1/3 ε и -ε. Такой вариант темной энергии называется «квинтэссенция». Это уже «легкое нечто»: у квинтэссеции есть выделенная система отсчета и определенная динамика. В принципе, параметр со в уравнении состояния темной энергии (p = -ωε) поддается измерению — квинтэссенцию можно отличить от вакуума. Это дело обозримого будущего.

Как бы там ни было, благодаря открытию темной энергии теория инфляции получила новую опору. Пусть это уже не та инфляция, а на много порядков более медленная — принцип тот же. Между прочим, темная энергия, как и инфлатон, раздувавший Вселенную перед Большим взрывом, тоже из области невообразимо далеких от нас масштабов, но далеких в другую сторону: низкая энергия, низкая плотность. Как поле, раздувшее вселенную в первые мгновения ее существования, так и темная энергия связаны с новой физикой — мы ничего не знаем ни про первое, ни про второе напрямую из лабораторных экспериментов. Но если масштаб взаимодействий, ответственных за раннее раздувание, просматривается вдали как результат экстраполяции экспериментальных данных, то уровень темной энергии не связан с нашей физикой никак, по крайней мере, не видно, как он может быть связан. Таким образом, явление, наблюдаемое нами воочию, более загадочно, чем ранняя инфляция. И вместе с тем оно явно демонстрирует, что найденный «на бумаге» механизм, призванный объяснить происхождение Вселенной, прекрасно работает прямо сейчас, неважно, что с другими параметрами и другим результатом.

Кстати, насчет результата современного раздувания. Никто не может исключить, что когда-нибудь (скажем, через триллион лет), раздув нашу Вселенную на много порядков, это «слабенькое» скалярное поле тоже не «выгорит», породив совершенно новый мир из частиц ничтожной массы, образующих связанные структуры огромного размера на основе взаимодействий, неизвестных нам из-за своей слабости. Интересно, что скопления галактик никуда не денутся и в ту эпоху. Как уже предположено в главе 1, кое-где и тогда будут происходить рецидивы массового образования звезд. И разумные жители тех планетных систем никак не ощутят, что Вселенная перешла в новую фазу жизни, — слишком эфемерными для их инструментов будут эти новые структуры. Но в них будет заключаться основное содержимое будущей Вселенной. Это только предположение, но отнюдь не бессмысленное.

24. Рябь Вселенной

Пока мы описали только часть сценария возникновения Вселенной. Ту часть, которая объясняет, откуда взялись начальные условия, давшие огромную однородную Вселенную с богатым содержимым. Но есть и другой вопрос, который поначалу казался не столь фундаментальным: откуда взялись галактики, их скопления и более крупная структура Вселенной, называемая крупномасштабной. Этот вопрос встал во весь рост в 1970-х годах и тоже относился к начальным условиям при возникновении Вселенной: без неких первичных неоднородностей всё наблюдаемое великолепие не смогло бы появиться.

Как выглядит современная Вселенная? Она однородна в целом, на больших масштабах, — скажем, на расстояниях 300 мегапарсек (миллиард световых лет) однородность соблюдается с хорошей точностью. На меньших масштабах есть галактики, скопления галактик и так называемая крупномасштабная структура, похожая на трехмерную сеть с перепонками, — нечто ячеистое неправильной формы. Самый крупный масштаб этих неоднородностей — примерно 100 мегапарсек (300 млн световых лет). Крупномасштабная структура была выявлена на трехмерных картах распределения галактик в 1980-х годах.

Пространство внутри ячеек, между перепонками, называется войдами — там практически нет галактик. Толщина стенок — около одной десятой от их размера. Там, где стенки пересекаются, плотность еще выше, а в узлах находятся гигантские скопления галактик.