Есть что-то общее у начала нашей Вселенной, периода космической инфляции, и виновника ее конечной судьбы: ускоряющей расширение темной энергии, что не может не приводить к мысли о том, что они связаны. И вот вам вопрос: если гипотеза вечной инфляции верна, может ли темная энергия предшествовать возвращению в это изначальное состояние?

Мало того, что это возможно, она может даже не потребовать вечной инфляции. Давайте начнем с разговора о сцене, которая предшествовала рождению известной и любимой Вселенной: космическая инфляция.

Когда появилась Вселенная — полная материи и излучения — она появилась с несколькими странными свойствами: она была пространственно плоской, имела одну температуру повсюду, не имела реликтов чрезвычайно высокой энергии и обладала весьма выраженным набором регионов с повышенной и пониженной плотностью. Возможно, Вселенная уже началась при таком наборе условий, но идея космической инфляции заключается в том, что Вселенная началась с периода экспоненциального расширения, в котором огромное количество энергии было присуще самому пространству, а потом этот период закончился и породил Большой Взрыв со всеми этими условиями. Потребовалось несколько лет, чтобы точно выработать все последовательности, и еще больше времени, чтобы найти флуктуации (колебания) космического микроволнового фона, которые ее подтвердили, но космическая инфляция теперь железная теория, с которой мы начинаем историю Вселенной.

Вечная инфляция — это такое ответвление инфляции, основанное на свойстве, о котором мы задумываемся нечасто. Обычно, когда вы встречаете природный переход — вроде кастрюли с горячей водой, которая переходит из жидкого в газообразное состояние — он начинается в разных местах, постепенно расширяясь и сливаясь в одно. В случае с кипящей водой, мы называем это перколяцией, просачиванием, когда небольшие пузырьки появляются и сливаются, создавая крупные пузыри уже на поверхности. Но в инфляции есть проблема: в некоторых регионах инфляция не остановилась в определенный момент и продолжается, что препятствует перколяции(от лат. percōlāre, просачиваться, протекать) в регионах, где инфляция остановилась. Отсюда следует, что наша наблюдаемая Вселенная должна находиться в одном пузыре, в котором инфляция завершилась, а не состоять из множества пузырьков, которые просачиваются вместе.

Иллюстрация вечной инфляции: там, где появляется красный крест, инфляция заканчивает и дает начало Большому Взрыву; где остались голубые кубики, инфляция продолжается. Математически, чтобы позволить инфляции создать нашу Вселенную, инфляцию нужно продолжать бесконечно в будущем

На другом конце спектра у нас есть тот факт, что расширение Вселенной ускоряется. Лучшим объяснением этого, со всей доступной нам точностью, будет то, что самому пространству присущ небольшой энергетический компонент: мы называем его темной энергией. Этот компонент энергии присутствует всюду — во всех точках пространства — и очень мал: если превратить его в массу по формуле Эйнштейна E = mc2, он будет эквивалентен одному протону на кубический метр Вселенной. Но пространство в космосе не просто огромно, оно еще и расширяется. Так что по мере течения времени эта темная энергия становится все более важной. Через 8 миллиардов лет от начала Вселенной она привела к тому, что расширение стало ускоряться, а позже — стало доминирующим компонентом энергии Вселенной.

Два этих периода могут показаться очень разными: инфляция и ускоренное расширение, которое пришло со временем. В действительности, величина этих энергетических масштабов различается в 10120 раз, а это много. Но они оба представляют энергию, присущую самому пространству, оба заставляют ткань пространства экспоненциально расширяться и при условии достаточного времени — долей секунды для инфляции и триллионов лет для темной энергии — возьмет все, что не связано во Вселенной в единую структуру, и разорвут на части. Существует целый класс моделей, известный в общем как квинтэссенция, которые пытаются объединить инфляцию и темную энергию.

Какова вероятность того, что наша Вселенная «переработает» себя, замкнет цикл? Вот два неплохих варианта:

1. Если темная энергия действительно является космологической константой, она может быть остаточной, реликтовой энергией инфляционного периода, с которого все началось. И если это так, то нет никаких причин, почему бы при прошествии достаточного времени ей не перейти в гораздо более низкое энергетическое состояние. Возможно, этот переход приведет к тому, что множество маломассивых частиц — нейтрино, аксионов или еще более экзотических частиц — будут сливаться в собственные аналоги звезд, планет или даже людей. Если нам это недоступно, это не значит, что невозможно, и это одна из возможных судеб нашей Вселенной в далеком будущем, даже если пройдут гуголы лет ( число, в десятичной системе счисления изображаемое 10 со 100 нулями)

2. Темная энергия может не быть космологической постоянной, а может увеличиваться в силе с течением времени. Если это так, она будет расти и расти, пока не приведет к сценарию «большого разрыва», когда каждая связанная структура во Вселенной в итоге разорвется на части. Но по сценарию, разработанному Эриком Гавизером, возможно, что в конечный момент — перед тем, как само пространство треснет к чертям — эта энергия, присущая пространству, неотличимая уже в инфляционных сценариях, перейдет… в горячий Большой Взрыв. Такой сценарий «омоложения Вселенной» может не только быть возможным в далеком будущем, но и существенно состаривает нашу Вселенной — возможно, она бесконечно старая.

Пока что наши лучшие доказательства указывают на то, что темная энергия все же является космологической константой, тем самым исключая второй сценарий. Если не существует никакого низкоэнергетического состояния для ее перехода, первый сценарий тоже можно исключить, но мы знаем недостаточно, чтобы исключить оба.

Ответы на эти вопросы нам должны помочь найти миссии EUCLID, NASA WFIRST и LSST (большой обзорный телескоп).

По материалам Этана Зигеля

Бенджамин Франклин однажды сказал, что любой дурак может критиковать, осуждать и жаловаться — и большинство дураков так и делает. Ричард Фейнман однажды сказал о научном процессе: первый принцип заключается в том, чтобы не обманывать себя — а вас легче всего обмануть. Скептики считают, что ученые могут обманывать сами себя (то ли по незнанию, то ли чтобы сохранить свое рабочее место), и зачастую обвиняют их в этом — климатологов, космологов, кого угодно. В принципе, легко отмахнуться от такой критики как от необоснованной, но возникает интересный вопрос: как мы можем убедиться, что не обманываем себя?

В науке популярно мнение, что эксперименты должно быть возможно повторить и сфальсифицировать. Если у вас есть научная модель, эта модель должна делать четкие прогнозы, и эти прогнозы должно быть можно проверить таким образом, чтобы подтвердить или опровергнуть вашу модель. Иногда критики понимают это так, что истинная наука вершится лишь в лабораторных условиях, но это лишь часть истории. Наблюдательная наука вроде космологии также подчиняется этому правилу, поскольку новые наблюдения могут потенциально опровергнуть наши текущие теории. Если, к примеру, я наблюдаю тысячу белых лебедей, я могу предположить, что все лебеди белые. Наблюдение черного лебедя изменит мои домыслы. Научная теория не может быть абсолютной, всегда носит предварительный характер, меняется при появлении новых свидетельств.

И хотя это технически правильно, называть хорошо устоявшиеся теории «предварительными» немного нечестно. Например, теория всемирного тяготения Ньютона существовала несколько веков, прежде чем ее вытеснила общая теория относительности Эйнштейна. И если мы сегодня можем сказать, что ньютонова гравитация ошибочна, она работает так же, как и всегда работала. Теперь мы знаем, что Ньютон создал приблизительную модель, описывающую гравитационное взаимодействие масс, но настолько точно приближенную к действительности, что мы и сегодня можем использовать ее для расчета орбитальных траекторий. И только когда мы расширяем свои наблюдения за пределы (очень большого) диапазона ситуаций, в которых Ньютон был прав, нам требуется помощь Эйнштейна.

Когда мы собираем доказательства, подтверждающие научную теорию, мы можем быть уверены, что она работает с небольшим окошком для новых доказательств. Другими словами, теория может считать «истинной» в диапазоне, в котором ее качественно проверяли, но новые условия могут неожиданно выявить поведение, которое приведет к более широкой и полной картинке. Наши научные теории предварительны по своей сути, но не настолько, чтобы нельзя было положиться на их точность. И в этом проблема хорошо устоявшихся теорий. Раз мы никогда не сможем узнать наверняка, что наши экспериментальные результаты — «настоящие», откуда нам знать, что мы просто не выдаем желаемый ответ за действительный?

Замеры скорости света в разные годы:

Такого рода мышление появляется у студентов начальных курсов. Им поручают измерить некоторые экспериментальные значения вроде ускорения силы тяжести или длины волны лазера. Будучи новичками, они зачастую делают простейшие ошибки и получают результат, который не соответствует «общепринятому» значению. Когда это происходит, они возвращаются и ищут ошибки в работе. Но если они делают такие ошибки, что они уравновешиваются или оказываются неочевидными, они не будут перепроверять свою работу. Поскольку их результат близок к ожидаемому значению, они думают, что все сделали правильно. Такое предубеждение имеется у всех нас, а иногда и у заслуженных ученых. Исторически это происходило и со скоростью света, и с зарядом электрона.

В настоящее время в космологии есть модель, которая хорошо согласуется с результатами наблюдений. Это модель ΛCDM, название которой составлено из греческой буквы «лямбда» и холодной темной материи (CDM). Большинство уточнений этой модели включают проведение более точных измерений параметров этой модели, как то возраст Вселенной, параметр Хаббла и плотность темной материи. Если модель лямбда-CDM действительно точно описывает Вселенную, то непредвзятое измерение этих параметров должно следовать статистическому шаблону. Изучая исторические значения этих параметров, мы можем измерять, насколько смещенными были измерения.

Чтобы понять, как это работает, представьте дюжину студентов, измеряющих длину меловой доски. Статистически, некоторые студенты получают значение, которое больше или меньше настоящего. Согласно обычно распределению, если реальная длина доски составляет 183 сантиметра со стандартным отклонением в сантиметр, то восемь студентов получит результат в пределах 182-184 сантиметров. Но представьте, что все студенты уложились в этот диапазон. В таком случае вы имеет право подозревать некоторые ошибки в измерениях. К примеру, студенты услышали, что доска где-то «метр восемьдесят два с половиной», поэтому проводили измерения, округляя результат к 183. Парадоксально, но если их экспериментальные результаты оказались слишком хороши, можно подозревать изначальное предубеждение при проведении эксперимента.

В космологии различные параметры хорошо известны. Поэтому когда группа ученых проводит новый эксперимент, они уже знают, какой результат общепринят. Выходит, результаты экспериментов «заражены» предыдущими результатами? Одна из последних работ Quarterly Physics Review адресована именно этому вопросу. Изучая 637 измерений 12 различных космологических параметров, они выяснили, как статистически распределены результаты. Поскольку «настоящее» значений этих параметров неизвестно, авторы использовали результаты WMAP 7 как «истинные». И выяснили, что распределение результатов было более точным, чем должно было быть. Эффект невелик, поэтому его можно было бы списать на предубежденное ожидание, но он также сильно отличался от ожидаемого эффекта, что может указывать на переоценку экспериментальных неопределенностей.

Это не значит, что наша текущая космологическая модель неверна, но значит, что нам нужно быть чуть более осторожными в своей уверенности в точности наших космологических параметров. К счастью, существуют способы повысить точность измерений. Космологи не обманывают себя и нас, просто есть еще много пространства для улучшения и исправления данных, методов и анализов, которые они используют.