Эраст Глинер предположил, что силой, которая могла бы придать материи огромные начальные скорости расширения в момент Большого взрыва, служит космическая антигравитация, представленная в уравнениях космологической постоянной Эйнштейна. В основном здесь та же физика, что и в стандартной модели, в которой наблюдаемое в наши дни ускоренное расширение Вселенной вызвано антигравитацией (см. главу 23). Но для объяснения Большого взрыва нужно предположить, что вначале космологическая постоянная была гораздо больше, чем сейчас, и смогла придать первоначальному космологическому расширению экспоненциально быстрый («инфляционный») характер.

Позднее, в 1970-х, эту идею использовала в своих исследованиях Ирина Дымникова из Физико-технического института им. А. Ф. Иоффе, а с начала 1980-х идея стала очень популярна в космологии благодаря усилиям Алана Гута из Массачусетского технологического института, Андрея Линде из московского Физического института им. П. Н. Лебедева, Алексея Старобинского из Института им. Л. Д. Ландау в Москве, Катсухико Сато из Токийского университета и других. Они предложили интересные варианты инфляционных моделей и продемонстрировали, что идея Глинера действительно перспективна при исследовании физики Большого взрыва.

Инфляционные модели подразумевают, что общая теория относительности и «нормальная» физика работают в экстремальных условиях Большого взрыва. Это далекоидущая экстраполяция наших современных знаний. Поэтому научный статус инфляционной модели пока остается неопределенным. В отличие от нее, стандартная фридмановская космология, охватывающая период от нескольких минут после Большого взрыва и вплоть до наших дней, надежно разработана без существенной экстраполяции физических законов и подтверждена множеством астрономических наблюдений.

Основная идея Глинера состоит в том, что космологическая постоянная представляет космическую среду с совершенно особыми свойствами, которые можно описать в терминах плотности и давления. Важно заметить, что состояния движения и покоя неразличимы относительно этой среды. Могут быть два тела, движущиеся с некоторой скоростью относительно друг друга, но эта среда будет неподвижна относительно каждого из них! Это означает, что такая среда не может служить системой отсчета. В механике это особое свойство обычно приписывается вакууму, который считается не более чем пустотой. Теперь у нас есть еще один пример вакуума, который имеет определенную плотность и давление, а значит, обладает определенной энергией. Вакуум Глинера однороден в пространстве, вездесущ и неизменен во времени.

Развивая эту идею, Яков Борисович Зельдович в конце 1960-х годов предположил, что космический вакуум молодой Вселенной был идентичен квантовомеханическому вакууму, открытому Полем Дираком из Кембриджского университета в 1927 году. Квантовый вакуум — это также не пустота, а поле с так называемой нулевой энергией — следствие квантовой природы частиц и полей. Эти вопросы столь фундаментальны и трудны для понимания, что, несмотря на усилия многих ученых, предпринятые в последние десятилетия, предположение Зельдовича не удалось ни доказать, ни опровергнуть.

Вакуум Глинера возродился в космологии современной Вселенной в виде так называемой темной энергии. Это не гипотетический первичный вакуум, а реальный вакуум, обнаруженный при космологических наблюдениях. Темная энергия невидима и проявляет себя только антигравитационным влиянием на движение галактик. Ее макроскопические свойства как среды известны благодаря Глинеру, но ее внутренняя микроскопическая структура до сих пор совершенно загадочна.

Как было рассказано в главе 23, плотность темной энергии впервые измерили на очень больших расстояниях в миллиарды световых лет, используя сверхновые как стандартные свечи. Но похоже, что ее влияние сказывается и на меньших расстояниях в несколько миллионов световых лет, в окрестностях Галактики. Это выяснила международная группа, включающая некоторых авторов этой книги. В обоих случаях хаббловский поток расширения служит естественным инструментом для обнаружения силы отталкивания темной энергии. Фактически гравитация массы Местной группы и антигравитация темной энергии компенсируют друг друга в удивительной близости от нас — недалеко от границы Местной группы, на расстоянии, всего лишь примерно вдвое превышающем расстояние до галактики Андромеда! По движению галактик на таких расстояниях определена «локальная» плотность темной энергии, которая оказалась близкой к «общей» ее плотности или даже в точности равной ей. Это говорит об удивительном факте: антигравитация Эйнштейна действительно является вездесущим явлением во Вселенной, таким же, как гравитация Ньютона.

В эпоху Античности Платон утверждал, что время появилось вместе с небесами (или пространством). С тех пор мы прошли длинный путь, но постоянно возвращаемся к фундаментальному вопросу: откуда все взялось и как это все начиналось? Вселенная, которую мы видим вокруг себя, каким-то образом возникла в Большом взрыве, но мы не знаем как. Хотя здравый смысл подсказывает нам, что бесплатных обедов не бывает, но все же: если вакуум может самопроизвольно заполнять себя частицами, хотя бы и короткоживущими, то почему вся Вселенная не могла возникнуть из ничего? В конце концов, почему бы и не быть бесплатному обеду, и не только в виде еды, но и в форме целого материального мира?

Такие идеи теоретики обсуждают в рамках квантовой космологии. Когда Вселенная была очень молодой, даже моложе, чем упомянутые ранее 10^-32 секунды после Большого взрыва, тогда для Вселенной как целого действовал принцип неопределенности Гейзенберга. Квантовые эффекты становятся доминирующими, когда мы уходим в прошлое к так называемому времени Планка, 10^-43 секунды после Большого взрыва. В эту эпоху само понятие времени становится таким запутанным, что не имеет смысла говорить о более ранних моментах времени. Соответственно и у энергии возникает такая гигантская неопределенность, что Вселенная могла бы возникнуть «из ничего». Быть может, великий принцип Гейзенберга откроет перед нами возможность хотя бы в принципе понять, как пространство и время родились 14 млрд лет назад в их особом состоянии, из которого они эволюционировали в то, что мы сегодня имеем. Детали всего этого пока известны очень плохо.

Невидимое вещество пришло в астрономию в XIX веке, когда Фридрих Бессель сделал вывод, что крошечные движения Сириуса на небе вызваны обращением вокруг него темного тела. Этот спутник Сириуса, белый карлик, был обнаружен позднее, в 1862 году, когда талантливый американский оптик Алван Кларк испытывал объектив для нового телескопа диаметром 46 см. Бессель не дожил до этого открытия, но он был убежден, что у Вселенной свои темные секреты: «Нет причин считать, что сияние является неотъемлемым свойством небесных тел. Бесчисленность видимых звезд не исключает существования такого же множества невидимых». Как мы уже говорили, спутник Сириуса — тусклый и плотный белый карлик — не совсем лишен свечения, однако сейчас астрономы говорят об ином и притом совершенно темном веществе.

Исследование темной материи началось в 1933 году, когда швейцарский астроном Фриц Цвикки (1898–1974), эмигрировавший в 1925 году в США, заметил, что галактики в скоплении Волосы Вероники (Coma; рис. 25.1) движутся относительно друг друга слишком быстро. Чтобы удержать галактики в пределах скопления, оно должно иметь массу, намного превышающую суммарную массу его галактик. Цвикки подсчитал, что скопление в основном состоит из темной материи и только малая его часть состоит из видимого вещества. По современным оценкам, необходимое количество темной материи должно в десять раз превышать количество видимого вещества.