На самом деле формула «скорость умножить на время» была бы справедлива в случае стационарной Вселенной — а так как наша Вселенная расширяется, для расчета «горизонта частиц» используются другие формулы, формулы ОТО. Причем тут необходимо учитывать еще и стадию расширения Вселенной — про эти стадии мы расскажем чуть ниже.
В качестве примера — для актуальной сегодня модели Вселенной ее возраст составляет 13 с лишним миллиардов лет, а размер (диаметр) «горизонта частиц» — немногим более 90 млрд св. лет.
Таким образом, на момент рекомбинации, когда фотоны реликтового излучения получили возможность свободно распространяться по Вселенной, размер «горизонта частиц» составлял примерно 900 тыс. св. лет. На небе такой участок (учитывая промежуток времени, прошедшего с тех пор) занимает размер около 2 угловых градусов. И в пределах данного «пятнышка» температура реликтового излучения могла быть одна и та же, это понятно и ожидаемо. Но, если мы рассмотрим два таких пятна, разделенных угловым расстоянием, например, в ю гра' дусов, — то вообще-то температура там могла быть одинакова разве что по случайному совпадению. А как мы уже сказали»
330
реликтовое излучение оказалось изотропно вообще по всему небу-
Эта проблема получила название «проблемы горизонта».
Следующая проблема носит название «проблемы плоскостности» (от англ../fatness). Суть ее заключается вот в чем.
Известно — в том числе из космологических наблюдений (в последнее время это и вовсе основной источник информации), что геометрия нашего мира в целом1 если и не точно евклидова, то весьма к ней близка. По крайней мере до сих пор не существует твердых доказательств того, что какие-либо отличия вообще существуют. Таким образом, наша Вселенная очень близка к случаю «плоского» мира, который мы описывали, рассказывая о возможных видах кривизны Вселенной (мир с «положительной» кривизной, мир с «отрицательной», «плоский» мир). А как было сказано тогда же, кривизну Вселенной определяет ее полная плотность.
Данную полную плотность удобно нормировать на критическую плотность Вселенной (т. е. полную плотность, при которой мир будет «плоский»). Для этого вводят так называемый параметр плотности О. Соответственно, когда О > 1 — мир обладает положительной кривизной, когда О < 1 — мир имеет отрицательную кривизну, 0 = 1 — мир «плоский», по определению.
Сейчас мы знаем, что величина П в любом случае очень близка к 1 (возможный «разброс» уменьшился до сотых значений после запятой). В 6о-е годы, однако, разброс был существенно шире — П могло принимать значение где-то от 0,1 до ю. Однако Для «проблемы плоскостности» даже такой, на первый взгляд весьма существенный, разброс является вполне ничтожным. И вот почему.
Предположим, в настоящий момент П = 0,5 (т. е. мир «открытый», с отрицательной кривизной). Начнем постепенно отступать про оси времени в прошлое. Как будет вести себя Ш С одной
Сейчас мы не говорим об искривлении пространства-времени вблизи тяготеющих масс. — Примеч. авт.
331
стороны, полная плотность Вселенной будет расти, но, с другой — будет расти и величина критической плотности (она зависит от постоянной Хаббла, которая со временем падает, т. е. при отступлении в прошлое растет). Можно получить, что эволюция параметра плотности оказывается такой, что чем дальше мы «уходим» в прошлое, тем все меньше и меньше D. отличается от 1.
Так, на момент рекомбинации (напомним, при современном П = 0,5) П должно было отличаться от 1 всего примерно на одну тысячную. А в период первичного нуклеосинтеза отличие должно было бы заключаться в 17-м знаке после запятой! И чем глубже в прошлое — тем, соответственно, малость отличия должна была становиться все поразительнее и поразительнее (кому как, впрочем, — лично нам для удивления хватает даже той самой одной тысячной).
Но никакого механизма, который мог быть обеспечить столь точную «подстройку» параметра плотности в начальные моменты жизни Вселенной, космология бо-х не знала. В те моменты он вполне мог бы быть равен 2, например, — и тогда к настоящему времени вырос бы до совершенно чудовищных величин.
Третья проблема — собственно, проблема самих размеров Вселенной. Как уже было сказано, мы до сих пор не можем четко проследить эволюцию Вселенной до самого-самого начального момента. Там начинается область действия законов квантовой гравитации — до сих пор неизвестных нам законов, ведь квантовую гравитацию еще только предстоит разработать. Пока существуют лишь некоторые наметки этой теории.