И так, насколько диковинна эта космическая пустота? На первый взгляд, очень. Кажется, что она бросает вызов однородности космического микроволнового фона, не говоря уже об очевидно однородном распределении галактик. Однако, при более детальном рассмотрении, эти факты не является столь значительными.

Однородность фоновой радиации требует, чтобы вселенная была одинаковой в каждом направлении. Если пустота имеет примерно сферическую форму, и если мы находимся близко к ее центру, то наблюдения однородного фона не устраняют возможность существования пустоты. Кроме того, у космического микроволнового фона есть некоторые аномальные особенности, которые потенциально могут быть объяснены крупномасштабной неоднородностью.

Что касается распределения галактик, существующие наблюдения не простираются достаточно далеко, чтобы исключить теорию пустоты. В результате обзоров, учёными были обнаружены небольшие нити материи и пустоты (несколько световых лет в ширину). Наша же предполагаемая пустота должна быть значительно больше. Сегодня полным ходом идут научные споры относительно того, подтверждают ли обзоры галактик космологический принцип. Недавний анализ Дэвида Хогга (David Hogg) из Нью-йоркского университета указывает на то, что наибольшие структуры вселенной имеют размеры в 200 миллионов световых лет. В больших масштабах материя кажется гладко распределенной, что соответствует космологическому принципу. Однако Франческо Сайлос Лабини (Francesco Sylos Labini) из Римского центра имени Энрико Ферми утверждает, что наибольшие из обнаруженных структур, ограничены размером галактического обзора. Большие структуры могут простираться вне области обзора.

Приведём аналогию. Предположите, что у вас есть карта, отображающая область шириной в 10 километров, на которой от одной стороны карты к другой проходит дорога. Ошибочно можно было заявить, что самая длинная дорога имеет в длину 10 километров. Чтобы определить длину самой длинной дороги, вам потребуется карта, которая ясно показала бы конечные точки всех дорог, так, чтобы вы знали их полную длину. Точно так же астрономы для доказательства космологического принципа нуждаются в обзоре галактик, который больше самых больших структур вселенной. Являются ли современные обзоры достаточно большими, все ещё является поводом для научных споров.

Для теоретиков колоссальная пустота также является головной болью. Все имеющееся доказательства предполагают, что галактики и другие большие структуры, такие как нити и пустоты, вырастают из микроскопических квантовых семян и что космическое расширение, увеличенное до астрономических пропорций плюс космологическая теория, делают устойчивые предсказания по поводу того, сколько структур определенного размера должны существовать. Чем больший структура, тем более редкой она должно быть. Вероятность наличия пустоты, достаточно большой чтобы подражать темной энергии, составляет 1 к 10¹⁰⁰. Гигантские пустоты могут прекрасно существовать в космосе, однако шанс нашего обнаружения её в нашей заметной вселенной стремиться к нулю.

Однако и тут имеется лазейка. В начале 90-ых годов Андрей Линде из Стэндфордского университета, один из авторов того, что теперь является стандартной моделью ранней вселенной, показал, что, хотя гигантские пустоты и редки, они расширяются быстрее и вскоре начинают доминировать над всем объёмом вселенной. Вероятность нахождения наблюдателей, находящих непосредственно в такой структуре довольно существенна. Эти выводы показывают, что космологический принцип (то, что мы живем в обычном месте) не всегда равен принципу посредственности (то, что мы являемся обычными наблюдателями). Каждый может быть обычным и жить в специальном месте.

Испытание пустоты

А что могут сказать наблюдения по поводу причины расширения вселенной? Тёмная энергия или мы находимся в особом месте, таком как центр гигантской пустоты? Чтобы проверить присутствие пустоты, космологи нуждаются в рабочей модели того, как пространство, время и материя ведут в её близости. Такая модель была сформулирована в 1933 году Джорджем Лематре (Abb Georges Lema tre), независимо от него вновь открыта через год Ричардом Толманом (Richard Tolman) и развитая в после второй мировой войны Германом Бонди (Hermann Bondi). У вселенной, которую они предусмотрели, были нормы расширения, которые зависели не только от времени, но также и от расстояния от определенного пункта – именно это мы и предположили ранее.

Благодаря этой модели космологи могут сделать некоторые предсказания. Для начала рассмотрим сверхновые, которые привели к выводу понятия темной энергии. Чем больше сверхновых, наблюдаемых астрономы, тем более точно они могут восстановить историю расширения вселенной. Строго говоря, эти наблюдения никогда не смогут исключить модель с пустотой, так как космологи могут повторить любой набор данных сверхновой звезды, выбирая пустоту подходящей формы. Что бы пустота была полностью неразличимой от темной энергии, у неё должны иметься некоторые действительно странные свойства.

Причина этого состоит в том, что предполагаемое ускорение расширения происходит прямо сейчас. Для того, чтобы пустота точно подражала этому, ускорение расширения должно резко уменьшаться при удалении от нас в любом направлении. Следовательно, плотность материи и энергии должны резко увеличиваться при отдалении от нас в каждом направлении. График плотности должен быть похожим на шляпу ведьмы, с острием, указывающим на то место, где мы живем. Такой профиль противоречит нашему опыту говорящему то, что структуры во вселенной всегда похожи - обычно профиля гладкие, а не заостренные. Что ещё хуже, учёные Корнуэльского университета Али Ван Дер Вельд и Анна Фланаган показали то, что наконечник шляпы – место где мы живем, должен быть сингулярным, так же как и сверхплотная область в центре черной дыры.

Если же у пустоты будет более реалистичный, гладкий профиль плотности, то это будет отличным доказательством. Гладкая пустота также может дать результаты, которые могут быть приняты за ускорение, однако нехватка заостренности означает, что они не совсем похожи на результаты темной энергии. В частности очевидная норма ускорения меняется в зависимости от красного смещения. Чтобы уладить эту проблему требуется ещё нескольких сотен дополнительных сверхновых. Современные программы по поиску сверхновых звезд имеют хорошие шансы на достижение этой цели.

Сверхновые доступны не только в видимом диапазоне. Джереми Гудман (Jeremy Goodman) из Принстонского университета в 1995 году предложил другой возможный тест, использующий микроволновое фоновое излучение. В то время ещё не стоял вопрос существования темной энергии, и учёный не искал объяснение необъясненных явлений, он просто хотел найти доказательство принципа Коперника. Его идея состояла в том, чтобы использовать отдаленные группы галактик в качестве зеркал, чтобы рассмотреть вселенную с различных точек. Эти группы галактик отражают маленькую долю микроволнового излучения. Тщательно измеряя спектр этой радиации, космологи смогли вывести некоторые аспекты того, на что вселенная будет похожа, если рассматривать её с точки зрения наблюдателя в той группе. Если бы при изменении точки зрения изменялась бы и вселенная, то это стало бы сильным свидетельством теории пустоты.

Недавно две команды космологов начали проверять эту идею. Роберт Калдвелл (Robert Caldwell) из Дортмутского колледжа, Нью-Гэмпшир, и Альберт Стеббинс (Albert Stebbins) из национальной лаборатория ускорения имени Ферми в Батавии, Иллинойс, изучают точные измерения искажений микроволнового фона. Хуан Гарк а-Беллидо (Juan Garc a-Bellido) из Мадридского университета и Троельс Хаугбле (Troels Haugblle) из университета Орхуса, Дания, рассматривают непосредственно отдельный кластер. Пока ещё никто не обнаружил пустоту; лучшее, что смогли сделать исследователи - сузило свойства, которые могла бы иметь такая пустота. Спутник Планк может установить более точные границы этих свойств и возможно даже исключить теорию пустоты.

Третий подход, разработанный Брюсом Бассетом (Bruce Bassett), Крисом Кларксоном (Chris Clarkson) и Терезой Лу (Teresa Lu), из университета Кейптауна, должен провести независимые измерения нормы расширения в различных точках. Обычно астрономы измеряют нормы расширения, используя красное смещение, которое является совокупным эффектом расширения всех областей космоса между астрономическим телом и нами. Смешивая все эти области, красное смещение не может отличить изменение нормы расширения в космосе от изменения во времени. Лучше было бы измерить норму расширения в определенных точках, выделяя эффекты расширения в каждой точке. Это трудная идея, тем не менее, учёные собираются её реализовать. Одна из возможностей состоит в том, чтобы наблюдать, как формируются структуры в различных местах. Формирование и развитие галактик в значительной степени зависит от местной нормы расширения. Изучая эти объекты в различных точках, и объясняя другие эффекты, влияющие на их развитие, астрономы смогут предсказывать тонкие различия нормы расширения.

Не совсем специальное место

Возможность того, что мы живем в середине гигантской космической пустоты, является чрезвычайным отклонением космологического принципа, однако имеются более щадящие варианты. Вселенная может следовать космологическому принципу в крупных масштабах, однако меньшие пустоты и нити, обнаруженные наблюдателями, могут подражать свойствам темной энергии. Тирхабир Бисвас (Tirthabir Biswas) и Алессио Нотари (Alessio Notari), из университета Мак-Гилл, Монреаль, а так же Валерио Мара (Valerio Marra) из университета в Падуе, Италия изучили эту теорию. В их моделях вселенная похожа на пронзённый отверстиями швейцарский сыр. Следовательно, норма расширения немного изменяется в зависимости от места. Прежде чем достигнуть Земли лучи света испускаемые отдаленными сверхновыми, проходят через множество таких маленьких пустот, и изменение норм расширения меняют яркость и красное смещение. Пока, однако, идея не выглядит слишком многообещающей. Учёные недавно показали, что репродуцирование эффектов темной энергии потребует множества пустот очень низкой плотности, распределенных специальным способом.

Другая возможность состоит в том, что темная энергия является погрешностью математических приближений. Чтобы вычислить космическую норму расширения космологи обычно подсчитывают, сколько материи содержится в области космоса, а затем делят это число на объем и получают среднюю плотность энергии. После этого они вставляют эту среднюю плотность в уравнения Эйнштейна для силы тяжести и определяют усредненную норму расширения вселенной. Хотя плотность и изменяется в зависимости от места, учёные считают, что этот разброс незначителен.

Проблема состоит в том, что решение уравнений Эйнштейна для усредненного распределения материи не равно решению для реального распределения материи и это усреднение сильно влияет на результат. Другими словами, мы усредняем и затем решаем, а в действительности мы должны вначале решить, а уж затем находить среднее значение.

Решение полного набора уравнений для чего-нибудь, даже неопределенного приближения реальной вселенной практически не возможно, и поэтому большинство учёных обращается к более простому алгоритму. Томас Бухерт (Thomas Buchert) из университета Леона, Франция, поднял задачу определения того, насколько хорошо такое приближение. Чтобы вычислить ошибку, полученную в результате усреднения, он ввёл в космологические уравнения дополнительный набор параметров. Если эти параметры окажутся маленькими, то приближение хорошо; если нет то плохо. Окончательных результатов пока ещё нет. Некоторые учёные предположили, что дополнительных параметров может быть достаточно, чтобы полностью исключить темную энергию, тогда как другие утверждают, что это не так.

Наблюдения, чтобы выбрать между темной энергией и недействительными моделями будут выполнены в самом ближайшем времени. Обзор наследия сверхновых, проводимый Пирром Астьером (Pierre Astier) из Парижского университета, и проект NASA по исследованию темной энергии, должны дать подробности расширения вселенной. Спутник Планка плюс множество наземных и воздушных инструментов будут отображать микроволновый фон в мельчайших деталях. Радиотелескоп Square Kilometer Array - гигантский радиотелескоп, запланированный на 2020 год, снабдит нас обзором всех галактик в пределах нашего видимого горизонта. Эта революция в космологии началась десятилетие назад, и она всё ещё далека до завершения.