В. Л.: Да, конечно, мы это знали. Первым, наверное, был американский астрофизик Роберт Дикке, который четко сформулировал: Ω (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 Ω = 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 = -ε (напомним: ε — 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 = -ε, 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.