Я был крайне воодушевлен возможностью превратить антропные рассуждения в проверяемые предсказания. Но лишь очень немногие разделяли мой энтузиазм. Ведущий специалист по теории струн Джозеф Полчински Goseph Polchinski) однажды сказал, что бросит физику, если будет открыто ненулевое значение космологической постоянной.[112] Полчински понимал, что единственное объяснение малой космологической постоянной — антропное, и он просто не мог смириться с этой мыслью. Ответом на мои доклады об антропных предсказаниях часто служила напряженная тишина. После одного из выступлений некий выдающийся принстонский космолог поднялся и сказал: "Если кто-то хочет работать над антропным принципом — пусть работает". Тон этого замечания не оставлял сомнений в том, что такие люди зря теряют время.
Как я уже упоминал в предыдущих главах, первая публикация данных о ненулевом значении космологической постоянной стала настоящим шоком для большинства физиков. Результаты основывались на изучении взрывов далеких сверхновых особого вида — так называемых сверхновых типа Ia.
Считается, что эти гигантские взрывы происходят в двойных звездных системах, состоящих из активной звезды и белого карлика — компактного остатка звезды, исчерпавшей свое ядерное топливо. Одиночному белому карлику положено медленно затухать, но при наличии компаньона его жизнь может закончиться грандиозным фейерверком. Он должен захватывать часть газа, выбрасываемого звездой-компаньоном, так что его масса будет неуклонно расти. Между тем существует максимальная масса, которую может иметь белый карлик — так называемый предел Чандрасекара, — за которым гравитация вызывает коллапс, приводящий к колоссальному термоядерному взрыву. Именно его мы и наблюдаем как сверхновую типа Ia.
На небе появляется яркая точка — на пике своего блеска сверхновая может светить как 4 миллиарда звезд. В галактике вроде нашей сверхновые типа Ia вспыхивают примерно один раз в 300 лет. Чтобы засечь десятки таких взрывов, астрономы несколько лет следили за тысячами галактик. Но их усилия были вознаграждены. Сверхновые типа Ia очень близки к давней мечте астрономов о стандартной свече — классе космических объектов, которые имеют в точности одинаковую мощность излучения. Расстояния до стандартных свеч можно определить по их видимому блеску — точно так же, как расстояние до 100-ваттной лампочки определяется по создаваемой ею освещенности. Без таких волшебных объектов определение расстояний в астрономии становится удручающе сложной задачей.
Сверхновые типа Ia имеют почти одинаковую мощность, поскольку взрывающиеся белые карлики обладают одинаковой массой, равной пределу Чандрасекара.[113] Зная эту мощность, можно определить расстояние до сверхновой, а раз нам известно расстояние, то легко найти и время взрыва — просто подсчитав, за какой срок свет покроет эту дистанцию. Кроме того, для определения скорости, с которой в то время расширялась Вселенная, можно использовать покраснение, или доплеровское смещение света.[114] Таким образом, анализируя свет далеких сверхновых, можно выяснить историю космологического расширения.
Этот метод был усовершенствован двумя конкурирующими группами астрономов, одна из которых называлась Supernova Cosmology Project, а другая High-Z[115] Supernova Search Team. Эти две группы соревновались в определении темпов замедления космологического расширения под действием гравитации. Но обнаружили они нечто совершенно иное. В 1998 году команда High-Z сообщила, что вместо замедления уверенно наблюдает ускорение расширения Вселенной на протяжении последних примерно пяти миллиардов лет. Чтобы сделать такое заявление, требовалась определенная смелость, поскольку ускоренное расширение было недвусмысленным признаком космологической постоянной. Когда одного из руководителей группы, Брайана Шмидта (Brian Schmidt), попросили выразить свое отношение к этому результату, он ответил: "Нечто среднее между удивлением и ужасом".[116]
Несколько месяцев спустя команда Supernova Cosmology Project сообщила об очень похожих результатах. Как выразился руководитель этой группы Сол Перлмуттер (Saul Perl-mutter), результаты двух команд находились "в отчаянном согласии".
Открытие породило в физическом сообществе настоящую взрывную волну. Некоторые просто отказывались верить полученным результатам. Слава Муханов[117] предложил мне поспорить на бутылку бордо, что свидетельства космологической постоянной вскоре бесследно исчезнут. Когда в итоге Муханов выставил бутылку, мы вместе насладились вином, и, похоже, присутствие космологической постоянной не повлияло на его букет.
Было также предположение, что на яркость сверхновых могут влиять факторы, отличные от расстояния. Например, если бы свет рассеивался частицами пыли в межгалактическом пространстве, сверхновые выглядели бы более тусклыми, вводя нас в заблуждение и заставляя думать, что они находятся дальше, чем есть. Эти сомнения были рассеяны спустя несколько лет Адамом Райессом (Adam Riess) из Института космического телескопа в Балтиморе, который изучал самую далекую сверхновую, известную на тот момент, — SN 1997ff. Если бы ослабление было вызвано экранирующей пылью, эффект лишь возрастал бы с расстоянием. Но эта сверхновая была ярче, а не слабее, чем должна быть в "пограничной" Вселенной, которая не ускоряется и не тормозится. Объяснение состояло в том, что она взорвалась через 3 миллиарда лет ПБВ, в эпоху, когда энергия вакуума еще не доминировала, и ускоренное расширение не началось.
По мере того как свидетельства в пользу ускоренного расширения становились все сильнее, космологи начинали понимать, что с определенной точки зрения возвращение космологической постоянной — не такая уж плохая вещь. Во-первых, как говорилось в главе 9, она обеспечивает недостающую массу, делая общую плотность Вселенной равной критической. А во-вторых, она разрешает давнюю проблему несоответствия космических возрастов. Возраст Вселенной, вычисленный без космологической постоянной, оказывался меньше возраста самых старых звезд. Если же космологическое расширение ускоряется, значит, в прошлом оно шло медленнее, и Вселенной потребовалось больше времени, чтобы расшириться до своего нынешнего размера.[118] Космологическая постоянная делает Вселенную старше, устраняя несоответствие возрастов.[119]
Итак, спустя всего несколько лет после открытия космологического расширения было уже трудно представить себе, как мы вообще могли без него жить. И сегодня дебаты сместились к вопросу о том, что же оно собой представляет.
Наблюдавшееся значение плотности энергии вакуума — примерно втрое превосходящее среднюю плотность вещества — в первом приближении соответствовало значениям, которые тремя годами раньше были предсказаны на основе принципа заурядности. Обычно физики считают успешные предсказания сильным доводом в пользу теории. Но в этот раз они не спешили признавать антропную аргументацию. В первые годы после открытия многие физики прикладывали неимоверные усилия в попытках объяснить ускоренное расширение без обращения к антропным аргументам. Самой популярной среди этих попыток была модель квинтэссенции, разработанная Полом Стейнхардтом (Paul Steinhardt) с коллегами.[120]
Идея квинтэссенции состоит в том, что энергия вакуума не постоянна, а постепенно убывает с расширением Вселенной. Ныне она так мала потому, что Вселенная весьма стара. Точнее говоря, квинтэссенция — это скалярное поле, энергетический ландшафт которого будто специально спроектирован для скоростного лыжного спуска (рис. 14.3). Предполагается, что в ранней Вселенной поле было высоко на холме, но к настоящему времени скатилось вниз, что соответствует низкой плотности энергии вакуума.
Рис. 14.3. Энергетический ландшафт квинтэссенции.
Недостаток этой модели состоит в том, что она не решает загадку совпадения — почему современная плотность энергии вакуума оказалась сравнимой с плотностью вещества (см. главу 12). Форму энергетического холма можно подобрать так, чтобы это произошло, но это будет простой подгонкой, а не объяснением данных.[121]
С другой стороны, антропный подход предлагает естественное решение. Согласно принципу заурядности, большинство наблюдателей живет в таких областях, где плотность материи сравнялась с космологической постоянной как раз вблизи эпохи образования галактик. Формирование гигантских спиральных галактик, подобных нашей, завершилось в относительно недавнем космологическом прошлом — примерно через несколько миллиардов лет ПБВ.[122] С тех пор плотность вещества стала ниже, чем у вакуума, но не намного (в нашей области — примерно в три раза).[123]
