Наша математическая вселенная. В поисках фундаментальной природы реальности - Макс Тегмарк (2014)

Год спустя в шикарном зале для пресс-конференций в Вашингтоне я сижу в кресле, как приклеенный, чувствуя себя так, словно с минуты на минуту в комнату войдёт Санта-Клаус, да не один, а целых три. Первым был Джон Карлстрем, сообщивший результаты, полученные микроволновым телескопом DASI на Южном полюсе. После разглагольствований об уже известных мне технических деталях — бум! — выясняется, что получен самый замечательный график спектра мощности из всех, какие мне встречались — с тремя отчётливыми пиками. Затем появился Санта № 2: Джон Рал из Boomerang. Опять разглагольствования, и снова — бум! Ещё один замечательный спектр мощности с тремя пиками, прекрасно согласующийся с измерениями DASI. Причём некогда невзрачный второй пик заметно подрос после того, как они усовершенствовали конструкцию телескопа. Наконец, Санта № 3: Пол Ричардс сообщил результаты измерений в ходе аэростатного эксперимента MAXIMA, которые согласовывались с остальными данными. Я был в восторге. Столько лет я мечтал об уликах, закодированных в микроволновом фоне, и вот они! Это было так дерзко — считать, что мы знаем, что именно Вселенная делала всего через несколько сотен тысяч лет после Большого взрыва, — и всё же мы оказались правы. В эту ночь я быстро перезапустил свою программу подбора модели с новыми данными о микроволновом фоне, и теперь, когда второй пик стал выше, мой код предсказал 5 % атомов — в полном согласии с теорией первичного нуклеосинтеза. Перекрёстная атомная проверка из провала превратилась в успех, порядок в космосе был восстановлен. Этот порядок сохранился до сих пор: WMAP, «Планк» и другие проекты измерили кривую спектра мощности ещё точнее, но, как видно на рис. 4.2, в трёх первых экспериментах всё было определено правильно.

Точные данные о кластеризации галактик

К 2003 году фон космического микроволнового излучения стал, пожалуй, величайшим в истории успехом космологии. Многие увидели в нём панацею, способную решить все наши проблемы и измерить все ключевые параметры космологических моделей. Это впечатление было ошибочным. Допустим, проведя измерения, вы определили, что мой вес составляет 90 кг. Очевидно, этой информации недостаточно, чтобы узнать мой рост и объём талии, поскольку вес зависит от обоих этих параметров: я могу оказаться высоким и тощим или низким и упитанным. Мы сталкиваемся с похожими проблемами, когда пытаемся измерить ключевые параметры Вселенной. Например, характерные размеры пятен микроволнового фона, соответствующие положениям пиков спектра мощности на горизонтальной оси (рис. 4.2), зависят и от кривизны пространства (которая увеличивает либо уменьшает эти пятна), и от плотности тёмной энергии (которая изменяет скорость расширения Вселенной, а значит, и расстояние до плазменной поверхности с её пятнами, что также заставляет их казаться крупнее или мельче). Поэтому, хотя многие журналисты заявляли, что такие эксперименты, как Boomerang и WMAP продемонстрировали плоскую геометрию пространства, на самом деле это не так: Вселенная может быть и плоской, содержащей около 70 % тёмной энергии, и искривлённой, с иным количеством тёмной энергии. Есть и другие пары космологических параметров, которые трудно разделить на основе анализа микроволнового фона. Например, амплитуда неоднородностей в ранней Вселенной и время появления первых звёзд влияют на спектр мощности (рис. 4.2) сходным образом (в данном случае меняя высоту пиков). Как известно из школьной алгебры, для определения двух величин требуется более одного уравнения. В космологии мы хотим определить около 7 параметров, и в одном только микроволновом фоне для этого просто недостаточно данных. Так что необходима дополнительная информация из других космологических измерений. Например, из трёхмерных карт галактик.

Обзоры красных смещений галактик