18. У истоков космологической инфляции (интервью с Владимиром Лукашом)

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…

В. Л.: Да, конечно, мы это знали. Первым, наверное, был американский астрофизик Роберт Дикке, который четко сформулировал: ? (отношение плотности Вселенной к критической плотности) — переменная во времени величина. Она быстро деградирует либо к нулю, либо к бесконечности. За исключением одного-единственного случая: если ? = 1 в точности. Поэтому и тогда были подозрения, что плотность равна критической, т.е. Вселенная «плоская». Мы, кстати, работали с плоской моделью. Однако дискуссии о компонентах материи не утихали. Аргумент Дикке был эвристический, а измерение плотности — это реальная наука.

Б. Ш.: Небось, тогда пытались привлекать антропный принцип для объяснения этого парадокса?

В. Л.: В нашей группе считалось, что антропный принцип — это от бедности. Ситуация типична для случая реализованной (апостериорной) вероятности. Вселенная-то уже есть, но как она появилась, что тогда произошло? Всегда есть соблазн решить задачу одним махом: взгляните в окно, вы же видите, как сложно и разумно всё устроено, неужели не ясно, что всё это создано провидением, а дальше подставляйте — Бог, антропный принцип, избранный наблюдатель и т.д. Нет, в группе Зельдовича доверяли только эмпирике. Понимали так, что надо развивать эксперимент и методы обработки, будут новые данные, тогда и с моделью продвинемся. Именно в то время появился термин «наблюдательная космология» — «астрофизика» как исследование звезд уже была тесна.

Б. Ш.: Чтобы подтвердить «плоский» вариант, надо было искать недостающую материю. Где?

В. Л.: О компонентах материи и темпах космологического расширения шли горячие дискуссии. Согласно уравнениям Фридмана, скорость расширения регулируется средней плотностью материи и ее давлением. Если давление мало (а тогда казалось очевидным, что оно близко к нулю), то фридмановская Вселенная должна расширяться с замедлением.

Это можно было проверить по диаграмме Хаббла — зависимости красного смещения объектов стандартной светимости от их видимой яркости. В середине 1970-х Джеймс Ганн и Беатрис Тинсли опубликовали свою версию диаграммы Хаббла. Они ее строили по центральным галактикам больших скоплений — тогда считалось, что яркость у таких галактик более-менее одинакова. Так вот, их данные лучше всего описывались отрицательным параметром замедления, т.е. ускорением, ускоряющимся космологическим расширением (сейчас-то мы знаем, что именно так оно и есть). Но тогда народ был еще не готов всерьез воспринять ускоренное расширение, всё свалили на ошибки измерений и про этот результат потихоньку забыли.

_{18.2. Яков Борисович Зельдович (1914-1987), Astronet.ru}

Б. Ш.: Потрясающе! Уже который раз оказывается, что важнейшие факты в космологии видели задолго до официального открытия, но не придали значения или не поверили. Космологическая инфляция как новая парадигма появилась в 1981 году. Часто идеи перед тем, как восторжествовать, витают в воздухе. Мой вопрос: витала ли в воздухе идея космологической инфляции в 1970-х годах?

В. Л.: Бесспорно, витала, однако тогда ее так не называли и многие следствия ускоренного расширения или раздувания (инфляции) не связывали еще в единую парадигму. Как это часто бывает у людей, новую идею не сразу заметили, осознали и приняли. Первый раз с настойчивой мыслью о том, что космологический лямбда-член, вызывающий экспоненциальное расширение, может появиться из физики вакуума, точнее, из тензора энергии-импульса в правой части уравнений Эйнштейна, выступил Эраст Глинер — еще в конце 1960-х. Он пришел в группу Зельдовича и рассказал о своей догадке. В те времена одним из популярных космологических сценариев была осциллирующая вселенная: сжатие — отскок — расширение. Проблема была в том, что при сжатии вселенная неизбежно должна была достичь сингулярности — состояния с бесконечной плотностью.

Глинер придумал, как можно избежать сингулярности при отскоке с помощью вакуума с ненулевой плотностью энергии и с уравнением состояния р = -? (напомним: ? — плотность энергии, р — давление, которое оказывается отрицательным). Тогда при сжатии, когда образуется такой вакуум, включается расталкивание, и вселенная идет по решению де Ситтера: торможение коллапса, поворот при конечной плотности, экспоненциальное расширение.

Я. Б. Зельдович, выслушав это, пришел в ярость, сказал, что всё это ерунда, и выгнал докладчика, разве что с лестницы не спу стил. Глинер хотел опубликовать работу в УФН, и Гинзбург дал добро. Тогда Зельдович выдвинул ультиматум: если статья публикуется, он выходит из состава редакции. Печатать академики из редакции УФН не решились, и Глинер опубликовал работу в «Докладах Академии наук» по рекомендации Андрея Сахарова. Всё это смешно вспоминать, если бы не было так грустно. Потом, много лет спустя, когда у нас обсуждалась работа Алана Гута по космологической инфляции, я спросил Зельдовича: почему он в свое время выгнал Глинера? Ведь у Гута по сути то же самое: вакуум с р = -?, экспоненциальное расширение. Зельдович ответил, что этого не может быть при коллапсе — там должно быть, наоборот, очень жесткое уравнение состояния с положительным давлением, никак не вакуумное.

Б. Ш.: Действительно, идея приложена к неправильному сценарию, но получилось, что с водой ребенка выплеснули.

В. Л.: Да и у Гута всё неправильно в его первом сценарии. Тем не менее, очевидно, что Зельдович был неправ. Но идея-то инфляции верная — она блестяще ответила на вопросы, как решить проблему горизонта, почему Вселенная большая, откуда так много частиц и др. Кстати, Глинер жив и здоров. Ветеран Великой Отечественной, между прочим. Где-то в Штатах живет.

Б. Ш.: С Глинером еще работала Ирина Дымникова…

В. Л.: Да, Глинер работал в Ленинградском Физтехе. Там же была группа «релятивистов», занимавшихся задачами, связанными с общей теорией относительности. Ее лидером был Лев Гуревич, в этой же группе работала и Дымникова, которая заинтересовалась задачей. Они вместе опубликовали статью («Несингулярная фридмановская космология») в «Письмах в ЖЭТФ». В середине 1970-х Дымникова докладывала эту работу у нас на семинаре и сказала две важные вещи. Во-первых, данный процесс экспоненциального расширения (термина «инфляция» тогда еще не существовало) позволяет быстро создать огромный объем из микроскопического начального состояния. Это может объяснить огромный размер Вселенной. Во-вторых, это может объяснить, откуда во Вселенной такое огромное количество частиц. Вакуум с ненулевой энергией неустойчив и когда-то распался, при этом диссипируя в излучение и частицы. На стадии экспоненциального расширения плотность энергии вакуума остается неизменной, и при его распаде в единице объема рождается определенное количество частиц. А объем-то уже экспоненциально возрос. Значит, и полное число частиц в этом выросшем объеме экспоненциально велико.

_{18.3. Эраст Глинер, Astronet.ru}

Б. Ш.: Это уже довольно мощный проблеск. Похоже, что он не был достаточно внятно зафиксирован в научной литературе. И как вы восприняли этот доклад?

В. Л.: И доклад, и вышедшая позже статья были восприняты довольно спокойно. Никаких скандалов или бурных восторгов, задали несколько вопросов, поздравили с грандиозными выводами и пожелали успехов. Я думаю, всё дело в том, что вакуум с ненулевой плотностью воспринимался тогда как экзотика. Да и сейчас это выглядит экзотично.

Ты всё спрашиваешь про догадки по поводу инфляции. Но есть еще одна важная вещь, завершающая картину: квантовые флуктуации. В принципе, квантовые флуктуации в ранней Вселенной могут давать реальные гравитационные волны и неоднородности плотности. Сначала думали, что это может реализовываться лишь в анизотропной Вселенной. Однако Леонид Грищук показал, что гравитационные волны рождаются из квантовых флуктуаций и в обычной космологии Фридмана, где никакой анизотропии нет. Зельдович поначалу отрицал такую возможность, но, почитав наброски Грищука, согласился и предложил писать совместную статью. Но статья была уже написана, и Грищук опубликовал ее сам.

Я в те времена сделал работу в том же направлении, но не для гравитационных волн, а для скалярных возмущений, благодаря которым во Вселенной в конце концов сформировалась структура (включая галактики и их скопления) и то, что наблюдается как флуктуации реликтового излучения. Основной результат очень прост: если есть любая нестационарность, любое изменение метрики пространства со временем, то квантовые гравитационные флуктуации усиливаются и выливаются в реальные флуктуации метрики и, в конечном счете, плотности энергии. Я сделал это для общего случая нестационарной фридмановской вселенной. Сейчас это совершенно очевидно, но тогда было нетривиальным. Все понимали важность открытого тогда квантовогравитационного эффекта рождения затравочных неоднородностей для образования галактик — ведь он был реально проверяем (каталоги распределений галактик уже начинали создаваться).

Б. Ш.: Еще ведь работа Алексея Старобинского была чуть раньше, чем знаменитая статья Алана Гута. Короче, как обычно, до первооткрывателя почти всё уже было сделано.

В. Л.: Важно то, что Гут ясно и недвусмысленно назвал все вещи своими именами. Вот дом, вот стена, вот крыша… Именно благодаря ему в космологии образовалась новая парадигма.

Б. Ш.: Давай назад, к работе Старобинского.

В. Л.: Да, интересно проследить, как возникал ручеек инфляционных моделей в период от работы Дымниковой и Глинера до знакомой всем статьи Гута (а дальше уже потекла река). Я хорошо помню, как в конце 1970-х в нашу группу приехал Виктор Гурович из города Фрунзе (ныне Бишкек, Киргизия) со своими новыми моделями, где было и экспоненциальное расширение, и отскоки  от сингулярности, но опирались эти сценарии не на «вакуум Глинера», а на неэйнштейновскую гравитацию с добавлением к гравитационному действию квадратичных по тензору Риччи членов (напомним, что гравитационное действие Гильберта — Эйнштейна пропорционально скаляру Риччи R). Тогда многие приезжали к Зельдовичу как к «коронованному авторитету» в области космологии — в его силах было либо зарубить статью, либо дать добро на публикацию. Статья Гуровича была опубликована в ЖЭТФ и получила дальнейшее развитие в совместных работах со Старобинским, но члены типа R² там закладывались руками и не имели физического обоснования. Однако идея попала на благодатную почву — Алексею удалось показать, что квадратичные поправки к действию возникают в однопетлевом приближении к квантовой гравитации. Каждое материальное поле входит со своим коэффициентом, но геометрическая структура поправок универсальна — это билинейные формы, составленные из тензоров кривизны Риччи и Римана. Тогда и появилась так называемая модель Старобинского, основанная на гипотезе о добавлении к действию Гильберта дополнительного члена, пропорционального квадрату скаляра Риччи R² (коэффициент, конечно, пришлось задавать феноменологически — количество и состав полей никто не знал). Эта космологическая модель модифицированной гравитации была физически мотивирована, она давала инфляционную ветвь раздувания при больших энергиях и подавляла тензорную моду возмущений в соответствии с наблюдательными требованиями.

_{18.4. Леонид Грищук (1941-2012), ГАИШ МГУ (1967-1994), Кардиффский университет (Великобритания, с 1995 года), Astronet.ru}

Б. Ш.: Можно сказать, что это была первая достаточно проработанная модель инфляции?

В. Л.: Бесспорно, это была одна из первых моделей (не забывайте про вакуум Глинера!), но насколько она реальна покажет время. Во-первых, непонятно, почему только R², ведь есть еще и другие поправки. Очевидно, что R² — это простейший (минимальный) вариант теории, просчитываемый до конца. Включение же и учет дополнительных членов приводит к новым параметрам, которые никто не в состоянии оценить и настроить.

В дальнейшем появилось множество других моделей инфляции, они посыпались как из рога изобилия. Я вспоминаю семинар Роки Колба в ЦЕРНе в начале 1990-х годов: он перечислил около 30 «работающих» моделей инфляции, совместимых с космологическими наблюдениями. Этот рынок пока не убывает, и подвижек пока не видно: прямых физических экспериментов в области очень высоких энергий нет и не будет. Вся надежда здесь на косвенные эксперименты и новые идеи. Кстати, на примере инфляции интересно проследить, как изменилось физическое наполнение самого слова «гравитация» на протяжении XX века. Сам Эйнштейн не назвал ОТО теорией гравитации, хотя в статьях и устной речи это слово использовалось в основном как синоним «притяжения» или «тяготения». В своих книгах термин «гравитация» использовал Владимир Фок, а одна из первых книг Зельдовича и Новикова так и называлась «Теория тяготения и эволюция звезд». После открытия феномена инфляции выяснилось, что гравитация проявляется не только как притяжение, но и как отталкивание — всё дело в свойствах материи и релятивистском давлении, которое тоже гравитирует и может изменить знак гравитационной силы (как, например, в однородном случае, когда ?+Зр < 0). В конце концов стал очевидным тот факт, что притяжение и отталкивание — это два равноценных крыла релятивистской гравитации, описываемой ОТО или другими теориями.

P.S. Интервью у Владимира Лукаша было взято еще до публикации финальных результатов экспериментов WMAP по измерению реликтового излучения и первых результатов более чувствительного эксперимента «Планк». Эти результаты уже закрыли целый ряд моделей инфляции, а какие-то поставили под сомнение. Видимо, утверждение, что рынок моделей инфляции не убывает, уже устарело. Из новых данных также видно, что модель Старобинского (вместе с группой других моделей, см. интервью с Андреем Линде) оказывается предпочтительней других: она лучше вписывается в совокупность данных.

P. P. S. Однако в связи с заявленным результатом BICEP2 (глава 37) над моделью Старобинского нависла некая угроза. Насколько она серьезна, узнаем в ближайшее время.

Еще одно важное замечание. Всё, изложенное про проблески будущей парадигмы, подвержено аберрации места. Так история выглядит из России — она основана на личных впечатлениях, воспоминаниях и контактах участников. На самом деле идея носилась в воздухе по всему миру, и догадки по поводу механизма космологической инфляции высказывались в той или иной форме людьми из разных стран еще до статей Старобинского и Гута. В частности, в 1980 году японский физик Сато Кацухико опубликовал статью, где предложен механизм экспоненциального расширения, весьма похожий на излагаемый ниже сценарий Алана Гута. Однако из статьи не видно, что автор понимал фундаментальную роль этого механизма. Другое имя, которое иногда звучит в связи с ранними версиями теории, — Демос-фенес Казанас. Однако, пионером все-таки был Эраст Глинер, хотя его идеи были выдвинуты в той форме, в какой они работать не могли.

_{18.5. Исторический снимок 1974 года, сделанный непосредственно после защиты Владимира Лукаша (второй слева). Крайний справа — Сергей Новиков (ныне академик РАН), второй справа — Игорь Новиков (ныне член-корр. РАН) Крайний слева -однокурсник Лукаша Александр Марковский.}