Космогония Солнечной системы

Дело в том, что величина космологической  константы, необходимая для объяснения наблюдаемых размеров Вселенной  с помощью инфляционной модели, настолько  велика, что сейчас темная энергия  должна была бы превышать энергию, связанную  с обычной материей, примерно на 120 порядков, то есть быть в 10¹²⁰ раз больше!. А между тем она, как уже упоминалось, хотя и больше, но все-таки имеет тот же порядок величины. Конечно, в результате фазового перехода с перестройкой вакуума, который почти несомненно случился в ранней Вселенной, космологическая константа могла измениться (и наверняка изменилась), но все же пока совершенно непонятно, как и почему произошла столь "тонкая настройка", что она уменьшилась именно на 120 порядков, а не, скажем, в 10 или 100 раз. Правда, возможна и так называемая антропологическая позиция: если бы случилось иначе, то сейчас было бы некому задаваться подобными вопросами. Однако если не становиться на позицию фаталистов и не считать, что все сущее обязано воле случая, - одним словом, если не закапывать по-страусиному голову в песок, - то стоит все-таки поискать более содержательный ответ.

И его интенсивно ищут. Погоня за все  новыми экспериментальными свидетельства  ми присутствия темной энергии и  попытки теоретически осмыслить  их результаты превратились сегодня  в целую космологическую индустрию, включающую самые разнообразные  исследования по всему временному спектру  от ранней до современной Вселенной. Есть множество указаний на то, что  уравнение состояния темной энергии  менялось со временем, так что для  воссоздания достаточно полной картины  необходимо накопить информацию, относящуюся  ко всем эпохам эволюции Вселенной. Иначе  говоря, нужно "просканировать" уравнение  ее состояния по соответствующим  величинам красного смещения, которое  возникает в результате эффекта  Доплера. Они определяются пара метром z є (l0 - lе)/lе, где l0 - длина волны принимаемого излучения, lе - длина волны испускаемого излучения, их получают непосредственно из наблюдений. Или, что то же самое, уравнение нужно исследовать по всем значениям величины (1 + z) - относительному различию характерных пространственных масштабов Вселенной от ее "туманной юности", когда было 1/(1 + z) << 1 и, значит, красное смещение z >> 1, до наших дней, когда 1/(1 + z) = 1 (то есть z = 0). Таким образом, космологи получат информацию о замедлении расширения Вселенной вследствие притяжения материи и об его ускорении темной вакуумной энергией в различные исторические периоды подобно тому, как сведения об изменении климата на Земле черпают из наблюдений за шириной колец на спилах деревьев. Здесь решающая роль отводится сверхновым звездам, видимая яркость которых позволяет довольно точно судить об их удаленности от нас и, значит, о моменте их взрыва, а красное смещение в спектрах - это не что иное, как соотношение размеров Вселенной сейчас и в то время. Взятые в совокупности, они дадут полное представление о характере эволюции Вселенной. Второе направление перспективных исследований включает накопление данных о возрастании скорости формирования крупномасштабных структур во Вселенной типа скоплений галактик. И, наконец, третье направление - это выявление чрезвычайно малых пространственных флуктуаций темной энергии по сверхточному (прецизионному) измерению столь же мизерной анизотропии спектра реликтового излучения. Возможности последних двух направлений серьезно ограничены естественными неопределенностями, неизбежно присущими астрофизике и космической статистике (в частности, тем, что в нашем распоряжении имеется, увы! - только одна Вселенная; хорошо известно, что эта "досадная недоработка природы" сильно сковывает руки и в исследовании ряда смежных вопросов). Как уже упоминалось выше, они тем не менее могут оказаться очень полезными для перекрестного сопоставления результатов.

В реализации всей этой грандиозной  программы и состоит самая  фундаментальная задача космологии на ближайшие годы. Дальнейшие исследования должны также ограничить произвол в  выборе параметров различных теоретических  моделей и предсказать более  определенно судьбу нашей Вселенной, включая, быть может, и оценку времени, которое осталось до "Страшного  космического суда" (на всякий случай - оно не может быть меньше многих миллиардов лет).