§ 2. Полная плотность Метагалактики

Если сложить относительные плотности всех четырех видов космической энергии, то увидим, что эта суммарная относительная плотность близка к единице, если только не в точности ей равна:

(2.23)

где ilv(h) — плотность, связанная с ненулевым значением Л (ее часто обозначают Qa(U)), (^o) — плотность темной материи, (to) — плотность обычной (барионной) материи, Qr(U) — плотность реликтового излучения.

Это очень важное обстоятельство, которое фактически прояснилось только с открытием космического вакуума. От величины полной плотности зависит (как мы говорили в главе 1) тип динамики космологического расширения и знак кривизны трехмерного сопутствующего пространства. К сожалению, при современной точности определения постоянной Хаббла данные о плотностях, входящих в выражение (2.23), совместимы как с открытой и плоской [93, 278], так, вообще говоря, и с закрытой космологическими моделями.

Если полная относительная плотность точно равна единице, то это отвечает плоской модели и расширение происходит по параболическому закону, а трехмерное пространство является плоским, евклидовым. В открытой модели эта сумма относительных плотностей меньше единицы, а в закрытой больше.

Ничто в космологических данных не противоречит точному равенству Г2(£о) = 1; но тогда это равенство должно иметь место всегда — и сейчас, и в прошлом Вселенной, и в ее будущем:

(2.24)

Мерой искривленности пространства, т. е. отклонения пространства от плоского, служит — и в теории и в наблюдениях — величина |П — 1|, где, как и выше, Q — суммарная плотность всех видов космической энергии, деленная на критическую плотность. Действительно, в случае плоского пространства эта величина тождественно обращается в нуль; а для искривленного пространства она отлична от нуля и тем больше по величине, чем сильнее искривленность.

Точность наблюдений в космологии непрерывно повышается. Благодаря этому интервал допустимых значений Q(to) все более и более сокращается. Замечательно, что при этом он стягивается к значению Q(to) — 1. Это означает, что реальное трехмерное пространство является строго плоским, или почти плоским.

По оценке, которая многими сейчас рассматривается как консервативная (т. е. осторожная, не претендующая на рекорды, но зато подтвержденная одновременно несколькими независимыми способами), интервал допустимых значений выглядит так:

(2.25)

Если в 1970-е гг. ширина интервала измерялась двумя порядками величины, то к началу нашего века этот интервал составлял всего 40 % — прогресс очень значительный.

Соответствующая количественная мера искривленности пространства в современную эпоху

(2.26)

Однако в 2003 г. были опубликованы рекордные по объявленной точности данные о феномене почти плоского пространства [145]. Согласно наблюдательным результатам космической программы WMAP, о которой уже упоминалось выше,

(2.27)

Это означает, что вероятное значение Q(t0) лежит в пределах от 1 до 1,04, если взять интервал шириной в две стандартные ошибки измерений. Ширина интервала составляет здесь всего 4 %!

Правда, нужно сразу заметить, что не все астрономы уверены в том, что точность измерений в этом случае действительно столь высока. Некоторые сомнения по этому поводу выглядят, как кажется, основательно, и потому в ряде работ предпочтение все еще отдается консервативным оценкам, о которых только что говорилось.

В этом допущении и строится современная стандартная космологическая модель, т. е. такое описание мира, которое согласуется со всей совокупностью космологических наблюдений. Если эта модель верна, то устройство Метагалактики — и по динамике, и по геометрии — оказывается самым простым из всех вариантов, допускаемых теорией. Далее мы опишем главные черты стандартной космологической модели и того, как проявляется в ней антитяготение космического вакуума.

Но почему полная космическая плотность равна критической или весьма близка к ней? Какова физическая причина, которая это обусловила? Случайность это или проявление какой-то фундаментальной закономерности? К этим вопросам мы далее еще вернемся.