Выше мы перечислили простые вопросы, адресованные теории Большого взрыва, которые стояли во весь рост в 1960-1970-х годах. Теперь, попробуем совершить экскурсию в те времена, чтобы представить атмосферу в сообществе космологов. Попробуем разглядеть с высоты нашего времени первые шаги в направлении, которое позже привело к прорыву в космологии. В этом экскурсе нам поможет Владимир Лукаш, который в те времена работал в «эпицентре» советской космологии, каковым была научная школа Якова Борисовича Зельдовича.
Б. Ш.: Начнем с известных парадоксов: изотропия, однородность Вселенной, ее «плоскостность». Откуда всё взялось? Откуда такая симметрия? Как Вселенная достигла таких огромных размеров и не разлетелась — атом от атома — на парсеки? Что думали тогда по этому поводу?
Владимир Лукаш: Был целый рынок космологических моделей. Самые простые — фридмановские модели: «открытая», «плоская» и «закрытая». Они симметричные по определению, но как столь высокосимметричная космология могла реализоваться в природе оставалось загадкой. На первых порах приходилось просто задавать руками фридмановскую вселенную, т.е. постулировались такие начальные условия, которые и приводили к современному состоянию, — это так и называлось «космологический постулат».
18.1. Владимир Лукаш. Фото из личного архива
Б. Ш.: Постулат, куда, как под ковер, заметались главные проблемы?
В. Л.: Ну, конечно, ситуация с начальными условиями никого не устраивала, шли интенсивные поиски физических механизмов изотропизации и сглаживания неоднородностей.
С изотропностью было легче. Уже в начале 1970-х годов поняли, что если Вселенная однородна, то гравитационное влияние материи приводит к ее эффективной изотропизации в ходе расширения (это наши работы с Игорем Новиковым и Андреем Дорошкевичем, а также исследования Чарлза Мизнера, Стивена Хокинга, Бэрри Коллинза, Олега Богоявленского, Сергея Новикова и др.). То есть мы показали, что если уже имелась однородность, то со временем будет почти изотропная ситуация. А вот с пространственной однородностью всё обстояло гораздо сложнее — её действительно приходилось задавать руками, она оставалась за рамками Большого взрыва.
Кстати, какая-то анизотропия могла остаться. Разные модели предсказывали различные виды глобальной анизотропии — в виде квадрупольной гармоники или крупномасштабного пятна в распределении температуры реликтового излучения на небесной сфере. И наблюдатели бросились искать. Одним из пионеров этого направления был итальянский астроном Франческо Мельхиори, который посвятил большую часть своей научной жизни поиску квадрупольной анизотропии реликтового излучения. Тогда эта «охота» не увенчалась успехом — слишком мала была амплитуда. Но к поиску анизотропии уже подключились многие исследователи как в России (Юрий Парийский, Николай Кардашёв, Игорь Струков, Дмитрий Скулачёв и др.), так и в Америке и Европе (Джордж Смут, Дэвид Вилкинсон, Паоло Бернардис и др.). Я помню, как в начале 1970-х в группу Зельдовича приезжал Джордж Смут, спрашивал, как и что измерять и какие ожидаются амплитуды сигнала. Речь тогда шла об амплитудах ~10-4, однако много позже анизотропия была открыта на уровне 10-5 в полном соответствии с предсказаниями Космологической стандартной модели. Следует, однако, заметить, что глобальную анизотропию мира, которую искал Мельхиори, так и не нашли до сих пор и продолжают ее искать — время от времени появляются «сенсации», связанные с обнаружением выделенных осей и плоскостей мира, но окончательный вердикт можно будет вынести только с увеличением точности измерений.
Б. Ш.: Вернемся назад. Я еще спрашивал по поводу «плоскостности», или близости плотности к критической, что то же самое. Что думали по поводу такого точного баланса?
В. Л.: Прямые оценки плотности Вселенной по звездам и газу давали всего несколько процентов от критической плотности. Уже была обнаружена темная материя (по разбросу скоростей и кривым вращения галактик), но ее вклад сильно недооценивался. Самая известная оценка того времени принадлежала Джиму Пиблсу и Брэнду Тали: плотность Вселенной не более 10% от критической. То есть не хватало порядка. Это работало в пользу «открытой» модели, хотя и от «плоской» никто не отказывался.
Б. Ш.: Подожди, что с этого одного порядка? Эта разница на порядок, если пойти в раннюю Вселенную, выражается в какой то момент как отклонение от критической типа 10-50, что странно. Если бы отклонение изначально было чуть больше, сейчас оно бы выражалось десятками порядков величины, а не процентами. Правда, тогда бы и нас не было…