Skip to content

21.03.2012

МНЕНИЯ И СУЖДЕНИЯ, ГИПОТЕЗЫ И ПРЕДПОЛОЖЕНИЯ, ФАКТЫ И СОБЫТИЯ

Темная энергия

ЛИХАЧЕВА: Добрый вечер. В эфире программа «В первом приближении». Все, что выходит в эфир каждый понедельник, тут же появляется и на нашем сайте, напомню его адрес: finam.fm. На нашей странице можно и почитать, и скачать, и послушать цикл, посвященный генетике, а также нынешний цикл по астрофизике. Там же на нашем сайте можно оставлять ваши комментарии, оставлять любые вопросы. Итак, что уже было в этом цикле? «Большой взрыв», «Эволюция Вселенной», «Внеземная жизнь», «Черная дыра», «Темная материя». Так вот, в продолжение темы темного в нашей Вселенной, только аккуратней, здесь никакой мистики, все научно, предлагаю поговорить об энергии. Итак, тема нашей сегодняшней программы: «Темная энергия».

В ПЕРВОМ ПРИБЛИЖЕНИИ. Эксперты в студии.

Дмитрий Горбунов: «Она эффективна, ее эффект состоит в том, что она заставляет Вселенную расширяться, как говорят, ускоренно. Вот этот пузырь начинает расширяться, его стенка летит к нам. Поэтому следующие 10 миллиардов лет мы по-прежнему с вами в том же вакууме, а потом, может быть, что-то произойдет».

Кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник отдела теоретической физики Института ядерных исследований РАН, лауреат Премии президента Российской Федерации в области науки и инновации для молодых ученых.

ЛИХАЧЕВА: Ну, давайте для начала попробуем объяснить, что же это такой за термин «темная энергия», откуда он вообще взялся, кто его впервые употребил?

ГОРБУНОВ: Хорошо, давайте попробуем. Исторически первым примером такого понятия как «темная энергия», тогда этого термина не было. Значит, исторически первым примером была так называемая космологическая постоянная, которую ввел Эйнштейн, когда пытался с помощью уравнения общей теории относительности описать Вселенную. Поскольку общая теория относительности базируется на гравитации, значит, он Вселенную, как бы источник гравитации, что сразу кривизна, он рассматривал кривой мир. Кривой – ну, как сказать? Как вот шарик, например, есть у него кривизна такая, мыльная стенка, мыльный пузырь. Только эта поверхность двумерная, а тут такая же кривая, но только трехмерная.

Соответственно, ясно, что есть некая энергия, связанная с кривизной, вот мыльный пузырь, нужно приложить усилия, чтобы его раздуть и так далее. Он написал свои уравнения, которые описывали бы такую Вселенную, он понимал, что мир у нас такой, на больших масштабах он однородный, изотропный, везде смотрим – везде есть галактики, примерно их одинаковое количество, ну, есть, конечно, скопления, но если так как-то по гамбургскому счету крупно посмотреть, то все везде однородно и изотропно везде. И вот такой хотел описать, написал свое уравнение, что получилось. И у него с такой кривизной оказалось, что Вселенная не статична, она изменяться должна – расширяться, схлопываться. Это ему очень не понравилось, потому что как-то он смотрит, что ничего не изменяется, вроде как, а тут что-то такое. И чтобы у него было такое стационарное решение, независящее от времени, он туда добавил в свое уравнение, то, что назвал космологической постоянной. Это просто постоянная величина. И тогда у него стало стационарное уравнение, Вселенная стала статической, никуда не двигалась.

С точки зрения обычной физики, сейчас вот немного про эту космологическую постоянную поговорим. С точки зрения обычной физики, мы с вами знаем, как вот в школе курс физики начинают учить, что нам никогда не важно, где у нас определено то, что называется нулем потенциальной энергии. Важен переход. Переход, который нам позволяет… Лампочки, да, светят – значит, переход там электрона из одного уровня на другой уровень. Вот разница энергии этих уровней дает вам частоту электромагнитного света, который вы регистрируете.

Теперь, если у нас с вами какое-то там, задачки были такие: «Шарик падает с высоты h». Значит, высота h нам дана отчего? Что шарик пролетает расстояние h вертикально. Когда вы решаете такую задачку, вам совершенно не важно, где вы выбрали ноль. Вы можете выбрать, что шарик стартовал с точки, где был ноль, и полетел в минус h, а можете стартовать, что шарик падал с высоты h, а упал в ноль. Где у него была потенциальная энергия, чему она была равна – не важно, важно ее изменение. Вот там она была такая, здесь – такая. Вот эта разница пошла на то, что шарик получил какую-то кинетическую энергию, разогнался или ударился обо что-то, перешло в тепло, что-то нагрелось.

Когда мы с вами обсуждаем электричество, там тоже говорилось: «Примем за ноль потенциал электрического…» там где-то на бесконечности. А могли бы принять за ноль не на бесконечности, а здесь вот, рядом с вами, или на бесконечности минус 3 какой-нибудь. Это совершенно неважно было, потому что всегда важен переход от чего-то куда-то. И вот это выделение, которое вы смотрите, энерговыделение, которое вы смотрите. Нигде в физике, собственно, нормировка этой потенциальной энергии не важна.

ЛИХАЧЕВА: Подождите, а в космологии тоже, в принципе, не важно, где ноль?

ГОРБУНОВ: Вот-вот, сейчас, к этому дойдем. В квантовой теории то же самое – совершенно не важно, где у вас там ноль, а важен переход. Переход, он рождает вам квант. А когда у вас есть гравитация, то в гравитации как-то все гравитирует, в гравитации энергия гравитирует. И поэтому если вы скажете, что у вас есть какой-то потенциал, он везде, раз вы говорите, что определяете ноль потенциальной энергии, вы говорите, что он, значит, везде, во всей Вселенной у вас есть какое-то значение этого потенциала. Это просто константа. С точки зрения никакой физики, это совершенно не важно. А с точки зрения гравитации, вы скажете, да, вот у вас общая теория относительности, тогда вот это понятие потенциала вы немножко обобщаете, делаете его релятивистским.

ЛИХАЧЕВА: Расшифруйте на всякий случай. Релятивистским – это значит?..

ГОРБУНОВ: Релятивистским – это значит таким ковариантом относительно преобразований, которые есть в общей теории относительности. Вот когда вы из ньютоновской теории построили общую теорию относительности, вы ввели некий новый набор преобразований. Давайте скажем проще. Вот у нас частица покоилась просто, а теперь она движется, вы пересели в другую систему отсчета, которая движется. Это вот просто переход, там, галилеево преобразование. Теперь, когда вы рассматриваете более высокие скорости, вы знаете, что у вас уже не галилеево преобразование должно быть, а лоренцево преобразование. Вы знаете, что у вас там… Давайте не будем обсуждать нейтрино.

Самые большие скорости у фотона бывают, а все остальные скорости меньше, поэтому у вас есть определенные законы преобразований,

их тоже в школе проходят, как переходить вот с этими лоренцевыми преобразованиями, перемасштабироваться.

Ну, вот здесь некий аналог вот этого. Если вы хотите, чтобы у вас все правильно преобразовывалось, правильно релятивистски инвариантно преобразовывалось, и хотите написать энергию вакуума, потенциал, то на самом деле нужно этому вакууму придать еще кроме энергии давление. Вот тогда у вас будет ковариантно, все будет хорошо, все будет… Можно такое вставить в уравнение Эйнштейна, и все будет правильно с математической точки зрения, все хорошо.

Теперь, если вот на такую систему, в которой есть полная плотность энергии и вот такое вот давление, посмотреть… Ну, у нас есть такие примеры, например, газ. Мы газ характеризуем чем? – мы газ, обычные частицы характеризуем плотностью энергии и давлением, ничего в этом страшного нет. То вот такой газ был бы… Да, у него была бы плотность энергии, нормально, а вот давление у такого газа отрицательно. И вот этот пример, он в обычной такой физике ненормальный. Это непонятное совершенно вещество, в газе такое реализовать нельзя. Но, тем не менее, взгляд на эту космологическую постоянную, он такой, как будто это вещество, у которого есть плотность энергии, но отрицательное давление.

Вот Эйнштейн такое написал, ему это самому не понравилось. Потом пришел Фридман наш, который вместо космологической постоянной сказал, что можно сделать правильное уравнение, вспомнив о том, что кругом, то, что мы наблюдаем, неизвестно, есть ли там какая-то гравитационная структура, а вот вещество-то у нас есть. Он добавил туда материю, получил свои уравнения, это теперь называется уравнениями Фридмана, которые описывают расширяющуюся Вселенную. И многие годы эта замечательная космологическая постоянная, она оказалась ненужной. Более того, если посмотреть по ее величине как бы и начать говорить, что, смотрите, в гравитации плотность энергии действительно гравитирует, то есть она входит в уравнения Эйнштейна, то есть просто так постоянную величину записать туда небезопасно, это небезобидно. Это безобидно во всех остальных физиках, а вот с гравитацией шутки плохи, здесь она оказывается существенной, и она существенной оказывается численно тоже.

Дело в том, что можно говорить о том, что в физике частиц появляются какие-то вот такие плотности энергии, конденсаты, как говорят. Или можно сказать по-другому – в физике частиц есть разные масштабы: масштаб сильных взаимодействий, масштаб слабых взаимодействий, масштаб энергетический. И попытаться такого рода энергетическую величину вместо этой космологической постоянной подставить. Окажется, что это чудовищное число, очень большое. И такая Вселенная точно не наша, точно не наша совершенно, вот нет. И долгие годы поэтому считалось, что, ну, это, наверное, просто ноль, нет такой космологической постоянной, либо какой-то есть принцип, который ее запрещает. Либо еще люди пытались как-то это дело сформулировать и попытаться получить правильную цепочку рассуждений, я бы так сказал, или построить правильную модель, в которой бы из физики частиц, вот появляющиеся конденсаты, которые, опять-таки, для физики частиц ничего обычно не портят, не оказывались в этих уравнениях Эйнштейна, потому что большой очень вклад, как-то запретить их.

Но, на самом деле, особенно не преуспели в этом, и поэтому в 90-е годы, например, не было этой космологической постоянной, ничего такого не было. Ну, а раз постоянная, значит, почему и темная энергия тогда? Это кусок, который от эффекта расширения Вселенной никак не изменяется. Дело в том, что если Вселенная у нас расширяется, то обычное вещество, темная материя, просто обычные барионы галактик и так далее, ну, их число сохраняется, соответственно, плотность их падает. Вклад в полную плотность энергии их падает, потому что все расширяется, их становится меньше. Раз это константа, то она не изменяется, она, как была, так и есть, она никак от времени не зависит. Ну и, соответственно, отсюда, например, мы сразу можем сделать вывод на будущее: если так вот и есть, то в будущем она и будет доминировать в полной плотности энергии. Ну, она константа, ничего не сделаешь.

Расширяй, не расширяй Вселенную, сужай – все, вот она константа и все. Если сужение, будет, конечно, наоборот, будут другие вклады доминировать, но пока расширение, она и будет все определять, наше будущее.

Если это так.

Ну и теперь, значит, в 1996-1997 году, в конце 90-х годов, на самом деле ученые-астрономы – они реализовали идею, которая, она и в учебниках старых была написана – попытаться измерять расстояние до очень далеких объектов, используя определенный тип сверхновых (сверхновые типа 1А), светимость которых мы можем узнать из других наблюдений. Ну, это аналог такого, как лампочка. Вот если мы знаем, что лампочка 40 ватт, то есть мы ее далеко куда-то на какое-то расстояние отправим, можем посмотреть от нее поток излучения, и таким образом понять, на каком расстоянии она находится. Ну, тут мы все знаем, конечно, 1 на R в квадрате, все совпадает R – расстояние между нами. Все хорошо.

В расширяющейся Вселенной этот закон несколько модифицируется, у вас и свет немножко распространяется по-другому, и за это время расстояние между нами тоже изменяется, вся Вселенная расширяется, свет в нем летит. Тем не менее, в общей теории относительности это, конечно, можно явление описать. И, наблюдая за такими сверхновыми понять, какой был закон расширения Вселенной. Ну, вот оказывается, что он был такой, что вам нужно добавить вот эту космологическую постоянную…

ЛИХАЧЕВА: То есть, она возвращается.

ГОРБУНОВ: Да, да. В наш мир, чтобы объяснить результаты вот этих экспериментов. Это было первое указание, экспериментальное указание на существование такой, тогда ее называли космологической постоянной…

ЛИХАЧЕВА: А она заставляет расширяться побыстрее, что ли?

ГОРБУНОВ: Она эффективна, да. Ее эффект состоит в том, что она заставляет Вселенную расширяться, как говорят, ускоренно

ЛИХАЧЕВА: Значит, ускорение.

ГОРБУНОВ: Да, да.

ЛИХАЧЕВА: То есть, все быстрее и быстрее, грубо говоря?

ГОРБУНОВ: Ну, можно сказать, все быстрее и быстрее, просто сама по себе эта величина – она в каждый момент времени не является физической. Потому что это просто разные линейки: вы можете в сантиметрах, можете в футах мерить, можете еще в чем-то. Что важно – важно, что это величина изменяется со временем.

ЛИХАЧЕВА: Коррелирует со временем.

ГОРБУНОВ: Да. И как-то она изменяется со временем ускоренно, то есть все быстрее и быстрее изменяется.

ЛИХАЧЕВА: В каждый момент времени если ее измерять, то она будет разной чуть-чуть, потому что она в каждый момент времени становится все быстрее.

ГОРБУНОВ: Все быстрее, быстрее и быстрее измерять. Но она сама по себе неизмерима – измерима ее скорость изменения. Скорость изменения, она начинает расти.

ЛИХАЧЕВА: Понятно. Значит, правильно я понимаю, темная энергия – это такая штука, которая заставляет растягиваться нашу Вселенную, грубо говоря, в первом приближении, быстрее и быстрее?

ГОРБУНОВ: Все быстрее, быстрее, быстрее и быстрее, можно так сказать, да.

ЛИХАЧЕВА: Значит, из 100% энергии, которая в принципе существует в нашей Вселенной, вот эта темная энергия сколько занимает?

ГОРБУНОВ: Темная энергия сегодня составляет примерно 70%. И в этом смысле уже определяет развитие современной Вселенной.

Теперь, значит, люди пытаются посмотреть, насколько, экспериментаторы, насколько эта компонента, которая сейчас определяет расширение Вселенной с ускорением, насколько она согласуется или отличается от той первой, самой простой идеи, которая была у Эйнштейна, что это просто такая космологическая постоянная, просто постоянная величина.

ЛИХАЧЕВА: Ее вот как раз в 90-х, в конце 90-х ее переименовали, да?

ГОРБУНОВ: Да. Дело в том, что пока все экспериментальные данные согласуются или не противоречат представлению о том, что это просто вот такая космологическая постоянная величина, которая со временем не изменяется вообще. Но, как мы понимаем, никакое измерение не может сказать про какую-то величину, что она точно равна нулю или точно равна единице. Это только у нас в законе можно сказать, что промилле равны нулю, иначе… На эксперименте так невозможно, поэтому говорится, что отличие от постоянной меньше чего-то.

Вот измерили, и с точностью, я не знаю, 10%, эта величина вот такая-то. В данном случае с высокой точностью пока все эксперименты указывают на то, что это космологическая постоянная. Значит, с высокой точностью можно охарактеризовать, ну, можно предположить, пусть она немножко изменяется от времени чуть-чуть, тогда скорость изменения меньше, чем 0,1%. Ну, вот какими-нибудь такими характеристиками. Люди пытаются постоянно это найти, потому что это очень интересно, понять, что за вещество, что за материя, что за субстанция здесь ответственна за то, что мы наблюдаем. Но пока просто константа, обычная константа обеспечивает все, что нужно – расширение Вселенной с ускорением, то, что расширяется в каждый следующий момент… Этап расширения такой…

Конечно, есть много всяких гипотез, люди пытаются предложить какие-то субстанции, которые сейчас бы выглядели как космологическая постоянная, но потом вели бы себя как-то по-другому, и это, например, изменило бы будущее. То есть в этих модельках будущее выглядело бы по-другому. Но пока эксперимент не противоречит представлению, что это просто космологическая постоянная.

***

ЛИХАЧЕВА: А давайте расскажем о ваших, может быть, условно говоря, любимых модельках, которые существуют на данный момент. Вот вам какие больше всего импонируют? Ну, с точки зрения ученого.

ГОРБУНОВ: Вы знаете, здесь есть принципиальное различие между ситуацией с темной материей и с темной энергией. Дело в том, что если в темной материи можно предложить несколько хорошо мотивированных, интересных решений, они могут не реализоваться в этой природе, но это ничему не противоречит ни с точки зрения теории, ни с точки зрения эстетической, ничему, то есть вполне может. То

в ситуации с темной энергией все совсем по-другому – нет никакого варианта объяснения такого явления. Я еще раз говорю, есть вариант такой: вы просто говорите, что это космологическая постоянная, просто константа и все.

Но загадка здесь – почему она такая маленькая? Эта величина в энергетических единицах много меньше, чем все энергетические единицы, которые в физике частиц есть. И, более того, работая в рамках физики частиц, там появляются какие-то конденсаты частиц, они дают как бы вклад в какую-то плотность энергии. Но, опять-таки, в физике частиц, в обычной физике эти конденсаты ничего, никакую роль там не портят, не играют и не изменяют, что есть там какая-то энергия везде разлитая, и вы на это закрывали глаза. А теперь, если вдруг вы скажете: «Подождите, давайте я не буду это выбрасывать. Оно же у меня здесь появилось, я просто раньше игнорировал. Я мог не игнорировать, но я, чего бы ни делал, они никуда, ни в какую наблюдаемую это вклада бы не давало. В данном случае, если я так поступлю, я увижу чудовищные вклады от физики частиц вот в эту космологическую постоянную, и у меня нет нормального механизма, который позволял бы эти вклады, как говорят, «убить», избавиться от них».

То есть первоначальная проблема, которая появилась, когда Эйнштейн написал вот эту космологическую постоянную, увидел, что она такая должна быть большая, страшная, если она приходит из физики частиц, сказал, что это была ошибка, не может такого быть. Люди пытались придумать механизм, как бы вот эти возможные вклады подавить, какой-то механизм, который объяснял бы, как их либо скомпенсировать, либо как-то избавиться от них. Но они не преуспели в этом. А сейчас сверх того накладывается проблема, что даже если она есть, она еще такая вот небольшая, все-таки она есть. То есть, вам нужно, если это константа, вам нужно сделать константу, но маленькую.

И тут мотивация к людям, к моделям, которые пытаются сделать не константу, а что-то другое, она такая: ну ладно, мы не можем объяснить, почему она ноль, не смогли объяснить, почему она ноль. Но это хоть как-то можно себе представить, что вы что-то сократили вообще в ничто, ну, вот запрещено все. А вот запретить так, чтобы она была вот такая маленькая, как вот сделать, чтобы она была, но такая маленькая – это совсем невозможно. И поэтому давайте это будет не просто константа, а какой-нибудь субстанция, которая все-таки немножко от времени зависит, и в течение времени она там уходит в ноль, эта плотность энергии, или там еще что-то с ней происходит, но не вот такая вещь, что-то другое.

ЛИХАЧЕВА: Как поняли, что это 75%?

ГОРБУНОВ: Это из анализа космологических данных. В данном случае смотреть за поведением вещества в галактиках, за поведением скоплений, как делается темная материя, бесполезно. Нужно смотреть на очень большие расстояния космологические именно, здесь галактическими наблюдениями не поможешь. И люди пытались анализировать. Первоначально это были наблюдения за далекими сверхновыми, за тем, как свет от них распространяется, чтоб они стали там тусклее, чем ожидается, поэтому расширение с ускорением. Чтобы были более тусклые, нужно быстрее начать расширяться. Потом есть наблюдения за образованием скоплений галактик. Значит, дело в том, что во Вселенной постоянно идет процесс роста структур. В ранней Вселенной образовались первые звезды, потом стали образовываться галактики, потом стали образовываться скопления галактик. Гравитационная сила всех понемножку друг к дружке притягивает, вот, скопления галактик стали образовываться.

Это же конкурентный процесс. С одной стороны, у вас есть точки гравитационного потенциала, где галактики, а с другой стороны, у вас есть расширение Вселенной. Расширение Вселенной старается их друг от друга растянуть, а их собственные гравитационные потенциалы пытаются их собрать вместе. Вот такая конкуренция. Но вот, предположим, нет у нас космологической постоянной, тогда мы с вами можем оценить, как этот рост структур происходит. Есть постоянный темп, обусловленный обычным веществом расширения Вселенной, и есть образование структур за счет клампирования вещества. Ну, вы знаете, сколько у вас, после этого вы можете предсказать, сколько у вас должно быть скоплений на очень больших расстояниях, а очень большие расстояния – значит, очень рано во Вселенной, потому что свет на больших расстояниях свет долго-долго к вам бежал. Значит, то, что вы получили сигнал, это сигнал не от этой галактики сегодня, а это галактики бог знает, когда, ее, может, уже нет, прости господи.

ЛИХАЧЕВА: А свет все идет.

ГОРБУНОВ: Да, да, да. Соответственно, вы можете тогда предсказать, какое у вас должно быть количество скоплений на больших расстояниях, на средних расстояниях, на малых расстояниях. А теперь предположим, что у вас такая космологическая постоянная начинает играть роль. Вселенная расширяется, вклад вот этой обычной компоненты, обычной темной материи, он падает как масштабный фактор в кубе. Ну, как у нас, в два раза увеличились все расстояние, в восемь раз изменилась плотность.

И, соответственно, то, что было постоянным, эта космологическая замечательная постоянная, она не изменялась, она начинает теперь доминировать. Поэтому для ранних галактик и, соответственно, для очень дальних галактик, там пока никакой космологической постоянной нет, а для современных она уже есть. К чему это приводит?

ЛИХАЧЕВА: Чем больше она растягивается, тем меньше становится плотность, тем более постоянной и доминирующей становится вот эта постоянная космологическая компонента.

ГОРБУНОВ: Точно, точно. Ведь вы начинаете ее видеть, и что она делает? Она заставляет Вселенную расширяться с ускорением. То есть был раньше такой процесс – Вселенная расширялась, но ее расширение замедлялось. Соответственно, образовать скопление сейчас проще, чем в прошлом. Вот она расширяется, но медленнее, медленнее. Гравитационные силы стараются… Значит, больше шансов подтянуть одну галактику к другой, а теперь – наоборот. Да, и, соответственно, тогда у вас больше скоплений сегодня, чем в прошлом, а теперь – наоборот. У вас ускоренно начинает расширяться Вселенная, все быстрее и быстрее растягиваются, разлетаются галактики друг от друга, и, соответственно, вам сейчас сложнее образовать скопление, чем в прошлом. То есть качественное такое поведение.

И вы можете по анализу скоплений сказать, что сейчас действительно скоплений маловато, и это согласуется с представлениями о том, что эта такая космологическая постоянная дает вклад, Вселенная расширяется с ускорением. Это другой вариант, как можно это…

ЛИХАЧЕВА: Все логично получается, в общем-то.

ГОРБУНОВ: Нет, я говорю, пока нет противоречий такому представлению, что все обусловлено этой космологической постоянной.

ЛИХАЧЕВА: Значит, смотрите, я еще раз хочу уточнить. В конце 90-х годов вот эта космологическая постоянная что, стала называться «темная энергия»? Или какая между ними связь? Вот этот момент поясните, потому что это важно.

ГОРБУНОВ: Да, да, да. Значит, когда астрономы увидели такое явление как расширение Вселенной с ускорением, что в следующий момент времени Вселенная расширяется быстрее, чем в предыдущий, они, конечно, попытались это дело как-то описать в рамках общей теории относительности. И выяснилось, что в каком-то смысле простейший вариант оригинальный, предложный Эйнштейном – просто добавить космологическую постоянную – оно вполне согласуется с теми данными, которые тогда у них были. Поэтому исторически они сказали: «Мы нашли космологическую постоянную».

Опять-таки, поскольку не было предложено никаких разумных механизмов, убедительных механизмов, которые запрещали бы ее присутствие здесь, то это было логично. Кроме того, опять-таки, космологическая постоянная, как мы говорили, с точки зрения, это просто одно число. И когда вы добавляете одно число и один новый параметр, всего один, и ваш набор новых экспериментальных данных с ним согласуется, то вы вполне довольны. Это такой консервативный подход, которым всегда следуют экспериментаторы, когда находят что-то новое. Лучше добавить один параметр, чем два, три или четыре.

Но потом экспериментаторы стали находить подтверждения этому факту (ускоренному расширению Вселенной) в различных других наблюдениях, и да, действительно, это все дело подтверждается. У них начинала улучшаться точность измерения этих параметров. И как всегда интересно посмотреть, а насколько же это постоянная величина, вдруг она изменяется со временем? Например, люди задают такой вопрос: «А заряд электрона, электрический заряд электрона – не изменялся ли он со временем, может быть, он в прошлом был другим?» И, пытаясь глядеть на далекие объекты, ставят ограничение, что нет, не менялся. То есть ученые пытаются понять многие вещи. Является ли фундаментальная константа действительно константой. Вот здесь такая же логика.

С первоначальными данными такой вопрос задать было не очень можно – точности были не очень хорошие. Если вы вводите сразу много параметров, то точность определения их довольно низка. Вот достаточно было одного, все согласовывалось, дальше у вас точности увеличиваются, вы можете попытаться понять, а вдруг этот параметр не совсем постоянный, а немножко изменяется со временем. Как вы смотрите, вот поезд у вас едет. Ну, можете оценить, с какой скоростью он едет, а потом у вас улучшилась точность, вы думаете: а вдруг он ускоряется? А, может быть, он замедляется? Вот и здесь – вдруг она не совсем постоянная, вдруг она немножко изменяется от времени. Но если это изменяется со временем, то это непостоянная, не космологическая постоянная. Поэтому термин, который люди стали использовать – это «темная энергия».

ЛИХАЧЕВА: А почему вы говорите, вот она такая маленькая? Как же она маленькая, если она занимает 70% от всей энергии.

ГОРБУНОВ: Да, но это как бы по всей Вселенной.

ЛИХАЧЕВА: А, то есть она маленькая в определенном…

ГОРБУНОВ: И она маленькая, как я сказал, вот с какой точки зрения. В физике частиц есть параметры – энергетические параметры, например, масса электрона есть, есть температура кварк-глюонной плазмы, например. И если я из этих параметров попытаюсь составить плотность энергии и подставить вместо космологической постоянной, то я ошибусь на чудовищные порядки величины. Это будет очень большой вклад, по сравнению с тем, что я сейчас наблюдаю. Это очень и очень маленькая величина. И если они у меня все приходили, эти все энергетические величины, они как-то между собой там сократились. Почему, как это произошло – я не знаю. Если они почему-то не приходят, мы пока не знаем, почему, как это охарактеризовать, как это объяснить. Но если они почему-то не приходят, таки что-то пришло, что-то пришло маленькое, оно не ноль. Если раньше можно было сказать, что они почему-то не приходят, и люди пытались это как-то аргументировать, как это могло быть, что они не пришли. В рамках обычной физики вроде бы должны приходить, здесь-таки мы увидели, что пришло. И это загадка.

И, соответственно, в обычной физике такого рода вкладов нет. Если бы там был какой-то, я не знаю, вот можно было сказать: «Ну вот, может быть, это вот этот». Нет, это из тех, сильное взаимодействие, слабое, электромагнитное, все вклады больше. Поэтому этот вклад, он маленький. Он большой с какой точки зрения? Это как гравитационная сила. Давайте, у меня есть протон и электрон, и они друг дружку притягивают электрическим образом, а еще они друг дружку притягивают, конечно, гравитационно. Но гравитационные силы чудовищно маленькие, поэтому вы их здесь не видите, не обсуждаете, это какая-то совершенная глупость, не стоит об этом говорить.

Но теперь вы уходите на большие расстояния, и на больших расстояниях у вас осталась только гравитация. Почему так произошло? Потому что в электромагнетизме у вас есть электрический заряд положительный и электрический заряд отрицательный. И они друг к другу любят подбегать, и издалека вы их не различаете. Вдалеке нет никаких зарядов, все закончилось. А гравитационные силы, тут у нас только один заряд – масса, она одинаковая, и поэтому на больших расстояниях выживают только гравитационные заряды. Поэтому вы на больших расстояниях можете наблюдать даже очень слабенькие величины. Ну, вот космологическая постоянная, когда вы ее сравниваете с физикой частиц, она очень маленькая, вот с теми энергетическими масштабами, которые есть в физике частиц, она очень маленькая, но на больших расстояниях доминирует в современной Вселенной.

ЛИХАЧЕВА: Понятно. А остальные 30% – это что?

ГОРБУНОВ: Остальные 30%?

ЛИХАЧЕВА: Да. Вот эти 70-75%. А 25-30% – что такое?

ГОРБУНОВ: 25% – это темная материя, и 5% – это обычное вещество, барионное вещество.

ЛИХАЧЕВА: Которое мы понимаем.

ГОРБУНОВ: Да, которое мы понимаем, причем, значит, в звездах, то, что мы глазом видим, примерно 10% от этих барионов только содержится.

ЛИХАЧЕВА: Понятно. То есть мы видим 10% от 5%, собственно.

ГОРБУНОВ: 10% от 5% мы видим своим глазом. Облака газа можно увидеть в специальные приборы, так, собственно, ученые увидели, что они есть, все нормально.

ЛИХАЧЕВА: Но для этого нужен специальный прибор, потому что это инфракрасные все эти дела и рентгеновские, да?

ГОРБУНОВ: Это да, это невидимый диапазон, давайте так скажем.

ЛИХАЧЕВА: О’кей. Ну что, друзья мои, мы видим только 5%, и то с помощью приборов, а сами своими глазами мы видим только 10% от 5%. Чудесно, это очень внушающе. Есть, над чем работать, в принципе.

ГОРБУНОВ: Я совершенно с вами согласен.

***

ЛИХАЧЕВА: Да, Дмитрий, спасибо большое. Давайте, прежде чем мы продолжим, вернемся к теме предыдущей нашей программы, мы в прошлый понедельник говорили о темной материи. Просто у меня остались кое-какие вопросы, и мое любопытство не до конца удовлетворено.

Есть какие-нибудь альтернативные взгляды на темную материю, и, может быть, даже проводящиеся уже сейчас эксперименты, которые пытаются подтвердить альтернативные истории?

ГОРБУНОВ: Да, да. Например, вот есть такая частица нейтрино, мы о ней уже говорили…

ЛИХАЧЕВА: Да. И, кстати, в предыдущих наших программах тоже говорили. Кого интересует – можете почитать, посмотреть, послушать на нашем сайте, на finam.fm.

ГОРБУНОВ: Замечательная совершенно частица. И на самом деле ее свойства не совсем такие, как вот в рамках того, что называется «стандартная модель физики частиц». Дело в том, что в рамках стандартной модели физики частиц нейтрино должны быть совершенно точно безмассовы, и тогда не может быть такого явления, как переход одного типа нейтрино в другой.

У нас есть три типа материи, как говорят, поколения, три поколения разных. Мы в обычной жизни встречаем одно поколение, это потому что оно стабильно, все остальные два поколения – они более тяжелые частицы. Из-за слабого распада, из-за которого у нас нейтрон распадается, вот эти все частицы второго и третьего поколения распадаются чудовищно быстро, мы их…

ЛИХАЧЕВА: Не успеваем отследить все это дело.

ГОРБУНОВ: Да. Это нужна специальная аппаратура, чтобы убедиться, что они там есть. И, значит, нейтрино тоже есть трех типов. Если в рамках стандартной модели, они безмассовы, то переход одного типа в другой был бы невозможен. В то же время есть эксперименты многочисленные, и стартовали они исторически с исследования нейтрино от Солнца, которые показывают, что такие переходы имеются. Это установленный факт, эти переходы нашли в реакторных экспериментах, и вот Солнце, и в атмосферных нейтрино, и на ускорителях подготавливают нейтринные пучки. И это была Нобелевская премия за это дело, все это установленный как бы факт. Это говорит о необходимости модифицировать стандартную модель физики частиц таким образом, чтобы нейтрино стало массивным.

Один из вариантов такой модификации, возможно, простейшей – это предположить, что существуют еще такие же фермионы нейтральные, которые немножко вот с этими нейтрино смешиваются, а относительно остальных взаимодействий в стандартной модели – сильных, слабых, электромагнитных – никак не взаимодействуют. То есть, это прямой, прямо вот частица темной материи, которая нужна. Они могут рождаться в ранней Вселенной за счет смешивания с нашими нейтрино, но такие частицы темной материи, их можно по-другому искать.

Дело в том, что, поскольку есть небольшое смешивание этих наших активных нейтрино, как говорят, и вот этих стерильных нейтрино, как говорят – за счет этого смешивания можно объяснить результаты, можно дать массы нашим нейтрино, и можно объяснить параметрами смешивания результаты всех осцилляционных экспериментов – экспериментов, которые описывают переходы нейтрино из одного поколения в другое поколение. Значит, вот эти замечательные стерильные нейтрино за счет такого смешивания, они тоже немножко нестабильны, они немножечко переходят в наши, и, соответственно, есть слабое взаимодействие, они могут развалиться, например, в три нейтрино. Ну, предположим, у нас есть темная материя из таких нейтрино, и есть небольшой такой процесс – они немножко разваливаются в три нейтрино. Конечно, чтобы они были частицами темной материи, нужно чтобы этот распад, время жизни относительно этого распада было много больше, чем времени жизни Вселенной. Тем не менее, немножечко они распадаются, как вот радиоактивные элементы. Есть вот очень долгие, долгоживущие изотопы, но немножко они распадаются, но живут они там миллионы, миллиарды лет.

Ну вот, предположим, такие вот есть частицы. Такой распад зарегистрировать невозможно – сами по себе частицы нейтрино, они очень-очень слабо взаимодействующие, и их увидеть тяжело. Вот большие детекторы килотонные, мегатонные строятся, чтобы увидеть нейтрино, исследовать их свойства. Но есть процесс, который идет за счет… Ну, на квантовом языке это за счет таких петлевых диаграмм, когда виртуальные частицы участвуют в этом процессе, такой распад, когда вот это стерильное нейтрино распадается в нейтрино и фотон. И здесь одна частица распадается в две, две частицы почти безмассовые, поэтому энергия каждой – это масса распавшейся частицы напополам. И вот такой процесс очень хорошо изучать, глядя, например, рентгеновскими телескопами на небо.

Почему? Потому что частицы темной материи вращаются в нашей галактике, скорость у них очень маленькая Значит, энергия у них, в общем-то, определяется их массой. И вот они распадаются, и отовсюду должны к вам лететь фотоны, вполне определенной энергии, массы напополам. Вы должны увидеть отовсюду идущий вот такой сигнал. Вот такого типа эксперименты проводятся на рентгеновских телескопах, которые летают вокруг Земли, и эти исследования проводятся.

ЛИХАЧЕВА: Ну, и хоть один фотон засекли с половиной массы? Мы же фотоны, в принципе, ловим уже на раз.

ГОРБУНОВ: Фотоны ловим. Но тут, смотрите, ведь вы же не знаете, какая масса, да?

ЛИХАЧЕВА: А она у них всегда разная.

ГОРБУНОВ: Соответственно, что вы делаете? Вы пытаетесь найти такую ситуацию, когда отовсюду к вам приходит фотон одной и той же энергии, но вы не знаете, какой. Вот вы сканируете по всем частотам в рентгеновском диапазоне и пытаетесь где-то увидеть линию, которая приходит не от какого-то известного атома, например. У вас же есть там линии, спектр, ядерный спектр, атомный. Вы знаете, что бывают такие линии, вы знаете химсостав Вселенной, и в некоторых местах вы ожидаете линии просто от элементов, которые есть в вашей галактике. И вот то, что мы должны увидеть – это должна быть линия, которая никак не обусловлена вот этими известными вам элементами, в частности железом, например. Такие эксперименты проводились, проводятся, и будут проводиться. Пока те сигналы, которые они зарегистрировали, нельзя интерпретировать как сигнал от частицы стерильного нейтрино. Пока все согласуется, это, к сожалению, не противоречит представлению о том, что это согнал от обычных частиц, которые есть нашей материи, разбросаны по галактике. Это вот другой пример.

Третий пример частицы темной материи – это такой пример: это частица с очень-очень маленькой массой. Ну, давайте скажем, если в терминах энергии говорить, вот электрон-вольт мы тут использовали, такую единицу. Вот, значит, масса такой частицы, например, 10 в минус 4 электрон-вольта. То есть это меньше, чем миллиэлектрон-вольт. Это фактически микроволновое излучение, если говорить в терминах радиации излучения, то это микроволновая длина волн. Вот частица как бы отвечает такому энергетическому диапазону, и у нее есть забавное свойство… Называется частица аксион, у нее есть такое забавное свойство – во внешнем магнитном поле она конвертирует в фотон.

То есть вы можете поставить, например, такой эксперимент. Вы можете поставить стенки, и никакое электромагнитное излучение через стенки не проходит, а внутри камеры ставите мощное магнитное поле, и ждете, не появится ли там фотон. Пример поиска такой частицы, например, какой люди могут производить. Вот тоже пример другого варианта – частицы темной материи, которая тоже мотивирована в физике частиц. В физике частиц она решает так называемую сильную СР-проблему. Она нестабильна, раз она может конвертировать, значит, она может распадаться, но у нее время жизни очень-очень-очень большое. Поэтому искать ее вот таким образом можно. Люди ее ищут. К сожалению, результатов пока…

Если бы был результат, все остальные гипотезы мы бы не обсуждали, мы бы обсуждали вот эту физику, которая реализовалась в нашем мире. А сейчас мы обсуждаем физику, которая, может быть, реализовалась бы в нашем мире, но мы туда еще не прошли, мы еще не пощупали эти гипотезы.

ЛИХАЧЕВА: А, просто недостаточно мощных детекторов, которые могли бы очень быстро распадающиеся частицы все-таки засечь. Достаточно чувствительных нет приборов, так, что ли, в этом проблема или в чем? Или непонятны условия эксперимента?

ГОРБУНОВ: Нет-нет. Конечно, каждая конкретная модель, она предсказывает некую область параметров, в которой эта частица, если она существует, может быть частицей темной материи. Ну вот, например, нейтралино, с которой мы начали, чтобы увидеть ее рождение обычными частицами, нужно было построить Большой адронный коллайдер. Но сколько лет его проектировали, строили и так далее, нужно было просто подождать.

В случае с аксионом идет проект многолетний, когда люди вот эту конверсию аксиона в фотон в ящике пытаются исследовать. Неизвестна масса этой частицы, значит, вы не знаете, на каких длинных волнах будет вот эта конверсия происходить. Есть некий интервал, довольно широкий, там два порядка величины, и люди пытаются, чтобы усилить вот эту конверсию, вот эту вероятность, люди используют там резонансные некие усиления. Параметры этого ящика, этого детектора подгоняются так, чтобы при определенной энергии аксиона было резонансное усиление. Тогда можно его найти. Они пытаются таким образом просканировать весь этот большой интервал, это требует большого времени. Эксперимент идет, пока не нашли. Но мы даже не можем выбрать между вот этими вариантами. Если бы мы заранее знали, например, что это аксион, а все остальные – нет…

ЛИХАЧЕВА: Сосредоточились бы на аксионе, но пока непонятно.

ГОРБУНОВ: Дело в том, что такого мы сказать не можем, тогда бы не нужно было остальные эксперименты делать.

ЛИХАЧЕВА: Такой, наверное, даже последний вопрос. Мы так много говорили сегодня о расширяющейся Вселенной. Итак, она расширяется, причем с ускорением. А по вашему, вот вы как теоретик, пожалуйста, предложите теорию, которая вам кажется наиболее верной, наиболее стройной, и чем все это кончится. То есть, понятно, если расширяется с ускорением, то, наверное, как-то дальше что, разорвет как Тузик грелку?

ГОРБУНОВ: Нет, нет. Если расширяется с ускорением здесь же речь идет об участках, которые гравитационно не связаны между собой. Есть, например, местная группа, в которую входим мы, галактика Андромеда, Треугольник, Магеллановы Облака. А с нами ничего не произойдет.

ЛИХАЧЕВА: А, то есть это все просто разлетится там себе и все?

ГОРБУНОВ: Что разлетится – разлетятся другие скопления, разлетится вот то, что не входит вот в эту локальную группу. Потому что здесь у нас сила гравитационного взаимодействия между нами значительно больше, чем сила, которая обусловлена…

ЛИХАЧЕВА: Понятно. То есть скопления, которые не связаны гравитационными силами, они разлетятся друг от друга. А внутри, а внутри?

ГОРБУНОВ: А внутри скоплений ничего не изменится. Мы по-прежнему будем. И в этом смысле, если так вот реализуется, через 15 миллиардов лет нам для исследования будет доступно еще несколько галактик, которые вокруг на, но все остальные разлетятся от нас на очень большие расстояния. Мы до них не доберемся.

ЛИХАЧЕВА: А когда все закончится, если закончится?

ГОРБУНОВ: Вот если это космологическая постоянная, как написал Эйнштейн, то это никогда не закончится. Потому что она постоянна.

ЛИХАЧЕВА: Это и называется вечность в терминах космологии и астрофизики.

ГОРБУНОВ: Совершенно верно. Заканчиваться какие-то процессы могут только здесь уже в галактике, обусловлено там релаксацией, еще чем-то, какая-то эволюция здесь будет идти, но это уже внутри нашей местной группы. Но, в принципе, может быть не такая ситуация. Можно себе представить, что вот эта постоянная, но все-таки она не постоянная какая-то величина. Например, может оказаться, что у вас может случиться, даже если она постоянная, сейчас может случиться, например, фазовый переход. Ну, как у нас есть явление кипения. Мы включаем чайник, там при определенной температуре образуются пузыри, а внутри этого пузыря не вода уже, там газ.

Вот может случиться, что на самом деле тот вакуум, в котором мы находимся, космологическая постоянная, но еще энергией вакуума ее называют. Темная энергия, энергия вакуума. Может оказаться, что этот вакуум, тем не менее, не самый настоящий в нашей теории, а есть, например, настоящий, уж у него-то энергия равна нулю, все нормально, тут никакой космологической постоянной лет, где-то вот тут застряли немножко. А потом произойдет фазовый переход – мы из этого вакуума перейдем в тот вакуум. Фазовый переход, например, так же может выглядеть.

Где-то во Вселенной образуется такой пузырь, там внутри все будет по-настоящему, не будет там никакой космологической постоянной, там будет ноль. И когда-то этот пузырь будет проходить по Вселенной, и пройдет стенка его через нас, и вот мы окажемся в этом другом вакууме. Может быть, вот так случится.

ЛИХАЧЕВА: А что случится с барионным веществом в этом случае? С такой, с обычной материей, то есть с нами.

ГОРБУНОВ: Это модельно зависимая вещь. Но в простейшем варианте, если… Опять, у нас все, любая материя, любая материя – она гравитирует. И может не быть взаимодействия между одной материей и другой материей какого-то прямого через электромагнетизм или через слабые взаимодействия, а только через гравитацию. Если такая ситуация реализуется, и та компонента, ее теперь уже нельзя назвать космологической постоянной, а это такая какая-то энергия вакуума, а если это энергия вакуума выглядит в виде… Мы были там в нестабильном минимуме, перешли в стабильном, он в нуле, то, в принципе, для нас, для наших частиц может ничего и не случится. Просто вот Вселенная начнет расширяться…

ЛИХАЧЕВА: То есть мы и не заметим?

ГОРБУНОВ: Да. После этого Вселенная вспомнит, очнется, скажет: «Да, вот все-таки у меня есть обычное вещество», перестанет расширяться ускоренно вот та часть, которая окажется внутри пузыря, и в ней дальше пойдет расширение с замедлением. Расширение за счет обычного вещества барионного и темной материи. В данном случае под обычным веществом я уже и темную материю подразумеваю, но, слава богу, не вот эта технологическая постоянная загадочная. И тогда Вселенная будет медленно расширяться, но темп этого расширения будет уменьшаться, падать. Все медленнее, медленнее, медленнее, медленнее, медленнее, да. Тогда вот такая история.

ЛИХАЧЕВА: Любопытно.

ГОРБУНОВ: Но это, в любом случае, произойдет не завтра.

ЛИХАЧЕВА: Не при нашей жизни, можно не волноваться.

ГОРБУНОВ: Не при нашей, безусловно. Здесь очень простое объяснение этому явлению. Вот у нас большая Вселенная, видимая часть Вселенной – это там… Опять, если говорить о том, измерить расстояние в свете, то это 15 миллиардов лет свет будет от одной грани в другую грань перелетать. Представим себе, что такой процесс происходит прямо сейчас, где-то образуется пузырь вот этого нового вакуума. Ну, сложно себе представить, что оно образуется прямо здесь у нас в студии, это как-то уж очень… Скорее всего, он образуется где-то вот в этом объеме, где-то на каком-то таком, ну, где-нибудь. Соответственно, расстояние до него – это, ну, вот свет должен будет лететь 10 миллиардов лет примерно. Ну, вот этот пузырь начинает расширяться, и его стенка летит к нам со скоростью, в лучшем случае, это скорость того же света. Поэтому следующие 10 миллиардов лет мы по-прежнему с вами в том же вакууме. А потом, может быть, что-то произойдет.

ЛИХАЧЕВА: Ну, в общем, ожидаем изменений примерно через 10 миллиардов лет. Если следовать вот этой модели, которую вы сейчас описали.

Традиционный вопрос программы: назовите, пожалуйста… Знаете, вот можно даже не один, может быть, один, два, три, а вообще – сколько хотите, но чтобы уложиться в пять минут ближайшие, вопрос, на который вы хотите ответить все-таки при своей жизни, вот сам себе? Вот если бы была такая возможность. Вопрос, который касается той области, в которой вы работаете. Вот самый животрепещущий для вас вопрос, вы, как ученый, на что хотите получить ответы?

ГОРБУНОВ: Это какой-то каверзный вопрос.

ЛИХАЧЕВА: Представьте, вы встречаетесь с Господом Богом, ну, условно говоря, и он говорит: «Давай три вопроса, я тебе сейчас отвечу точно». Какие это будут вопросы?

ГОРБУНОВ: Да, но если это самые интересные вопросы, то после этого как же… Это как в «Смешариках», есть такой мультфильм…

ЛИХАЧЕВА: Я же вам сейчас не дам ответы, понимаете, а вопросы-то поставить можно. А что в «Смешариках»?

ГОРБУНОВ: Есть такой мультфильм «Смешарики», и там…

ЛИХАЧЕВА: Я знаю, у меня сын шести лет, я знаю.

ГОРБУНОВ: И там есть такой мультфильм про Кузинатру, где Барашу захотелось… Вот смысл жизнь или что-то такое. Вот его Карыч там, он водил, водил, водил. Он говорит: «Я тебе покажу, тебе нужно к Кузинатре». Он его водил через горы, еще где-то. Говорит: «Как же так, Карыч, ты знал про Кузинатру, и ты не спросил ее?!» Он говорит: «А зачем же мне узнавать смысл жизни? Представляешь, выяснится, что смысл в жизни в том, чтобы не есть сладкого и ложиться спать до 10 часов. Я только расстроюсь от этого».

ЛИХАЧЕВА: Понятно. Вы все-таки, Дмитрий, теоретик в самом высоком смысле этого слова, я хочу сказать, в самом лучшем смысле этого слова. То есть смысл жизни не интересует, не дай бог его узнать, мало ли там что, да?

ГОРБУНОВ: Конечно. После этого можно уже…

ЛИХАЧЕВА: Ну да. Ну ладно, такой ответ тоже, в принципе, можно понять. Спасибо вам огромное, спасибо.

ГОРБУНОВ: Пожалуйста.

ЛИХАЧЕВА: На прощание еще раз напомню адрес нашего сайта: finam.fm. Там можно скачать, слушать и читать все наши программы. Там же можно задать любой вопрос по космологии и астрофизике, все вопросы я обязательно переадресую экспертам в итоговой программе этого цикла. Теперь, что касается того, что будет после астрофизики. Вопрос пока открыт – предлагайте, пишите на сайте finam.fm, что вам интересно в первую очередь, о чем мы будем беседовать уже через три программы. Все ваши предложения изучаются и учитываются самым тщательным образом.

Теперь я прощаюсь с вами до следующего понедельника. С вами была Елена Лихачева. И помните: любопытство – не порок, а думать никогда не поздно. Счастливо!

© Finam.fm

________________________
____________________________________



« »

Share your thoughts, post a comment.

(required)
(required)

Note: HTML is allowed. Your email address will never be published.

Subscribe to comments