3. Контекст подтверждения современных космологических теорий: факты и внеэмпирические критерии
Неклассическая космология остро нуждается в фактах, как истинах, хотя и относительных, но достоверных. Сейчас объем фактуальных эмпирических знаний быстро растет, но и альтернативные теоретические структуры к ним непрерывно адаптируются. Проблема выбора теории, особенно в космологии ранней Вселенной, сохраняет остроту. Эта сфера познания чаще других прибегает к разного рода внеэмпирическим критериям при обсуждении приемлемости теоретических выводов. Возник даже взятый из политики специальный термин "конкорданс" ("сердечное согласие"), который означает меру согласия между космологами, дополняющего собственно эмпирические нормативы оценки знания. Феномен конкорданса как тип аргументации обнаруживает себя на разных стадиях современного космологического исследования.
Теории и факты: стандартный сценарий. Сам термин конкорданс для космологии новый, но стоящий за ним тип деятельности работает в ней давно. Вспомним, например, ситуацию 30-50-х годов. Постоянная Хаббла в законе красного смещения была величиной, определяемой на основе не прямых, а косвенных измерений - по цефеидам. Ее значение оказалось сначала завышенным почти в 10 раз. Возраст Вселенной (Метагалактики), определяемый как величина 1/Н, получался значительно меньшим, чем возраст Земли. Затем возникло аналогичное противоречие между возрастом Вселенной и наиболее старых звезд. Это вызвало у многих наблюдателей крайнее недоверие к теории расширяющейся Вселенной (идеологические споры вокруг нее вовсе не были главным камнем преткновения). Недоплеровские интерпретации красного смещения были еще очень влиятельными, лишь подтверждая сомнения в отношении теории. Но некоторая часть физиков-теоретиков поддерживала фридмановскую космологию, несмотря на ее очевидный конфликт с тем, что тогда считалось установленным фактом. Они исходили как раз из конкорданса, считая, вслед за Эйнштейном, что теория тяготения основывается на более глубоких основаниях, чем теория звездной эволюции, и противоречие будет устранено. В дискуссиях по поводу расширяющейся Вселенной иногда проскальзывал такой аргумент: кто "хорошо понимает" ситуацию, не сомневается, что верх одержит теория, а кто сомневается - тот "ничего не понимает". И ведь все так и случилось! Новые оценки постоянной Хаббла позволили устранить противоречие. Конкорданс между физиками-теоретиками себя оправдал.
Теория Фридмана в своем современном состоянии вполне адекватно описывает эволюцию Вселенной от первой секунды после Большого взрыва до настоящего времени, т. е. 13,7∙10 лет. В этих временных пределах теория подтверждается такими фактами, как закон Хаббла, реликтовое излучение, крупномасштабная однородность Метагалактики и некоторые другие. В контексте фридмановской модели надежно обоснована модифицированная теория горячей Вселенной. Согласно этой теории, Вселенная родилась из сингулярности в процессе Большого взрыва как сверхгорячий "огненный шар" с температурой до 10 К. При этой температуре четыре известных физических взаимодействия были объединены в суперсилу. По мере расширения Вселенной происходило падение температуры, сопровождавшееся рядом фазовых переходов: расщеплением гравитации и электрослабого взаимодействий, затем расщеплением электрослабых сил на слабые и электромагнитные, формированием кварк-глюонной плазмы, конфайнментом кварков и первичным нуклеосинтезом, затем образованием атомов, которое сопровождалось появлением космического фонового излучения; его температура составляла 3000 К, а сейчас упала до 2,7 К.
По словам Я.Б. Зельдовича и И.Д. Новикова, "теория горячей Вселенной как теория огромного этапа эволюции Вселенной в настоящее время установлена окончательно. Решающим аргументом является существование и свойства РИ. Те уточнения, которые могут последовать (в силу того, что точность всех проделанных измерений не абсолютна), не изменят основного вывода о горячей Вселенной, а дадут информацию о деталях процессов, которые протекали в прошлом". В рамках теории горячей Вселенной остается еще много невыясненных вопросов, но "объяснять отклонения можно (и нужно) будет в рамках теории горячей Вселенной…".
Одновременно с триумфом стандартного сценария (теории расширяющейся Вселенной) выяснилось, что в нем есть серьезные затруднения, носящие характер парадоксов. Их возникло больше десятка. Наиболее впечатляющими были проблемы сингулярности, плоскостности пространства, крупномасштабной однородности и анизотропии Вселенной, горизонтов, барионной асимметрии, реликтовых монополей, единственности Вселенной. Эти затруднения (парадоксы) вызывали большую заботу среди космологов-теоретиков.
Факты и внеэмпирические аргументы в теориях сверхранней Вселенной. Наиболее длительную концептуальную историю имеет проблема сингулярности, поставленная еще Фридманом и Леметром. Кому-то ситуация может показаться не столь драматичной, но С. Хокинг думает иначе. По его словам, если законы физики нарушаются в сингулярности, они могут нарушаться и в любом другом месте. Хокинг говорил также, что многие космологи "питали отвращение к самой идее сингулярности, оскорбляющей красоту теории Эйнштейна". Впрочем, с математической теоремой трудно поспорить, добавлял он. Одним из "наиболее мучительных вопросов", стоящих перед космологией, назвал сингулярность А.Д. Линде. Вот почему не будет преувеличением сказать, что в течение многих десятилетий космологи вели с сингулярностью настоящую "войну". Были предприняты многочисленные попытки выяснить: существовала ли в эволюции нашей Вселенной некая реальная особенность, которой соответствует сингулярность в решениях космологических уравнений? Этот вопрос разбивается на три части: а) неизбежна ли сингулярность в теории А.А. Фридмана; б) можно ли ее устранить, перестроив космологические теории или их принципы; в) какая космологическая теория - с сингулярностью или без нее - лучше соответствует фактам. На языке эпистемологии проблема приобретает следующую форму: конструктивно ли введена сингулярность в уравнениях Фридмана? Процедура конструктивного обоснования абстрактных объектов теоретических схем, после того, как они введены в качестве гипотез, согласно B.C. Степину, состоит в их адаптации к реальной экспериментально-измерительной практике через посредство эмпирических схем. Необходима внутренняя согласованность всех определяющих признаков абстрактных объектов теоретической схемы. В этом контексте и были многократно поставлены вопросы о сингулярности.
В рамках самой модели однородной изотропной Вселенной некоторые исследователи пришли к выводу, что в общем случае сингулярность необязательна. Но в исследованиях С. Хокинга и Р. Пенроуза были доказаны теоремы, из которых следует, что сингулярность в этой теории неизбежна, т. е. введена конструктивно. Наиболее радикальным подходом, позволявшим обойтись без сингулярности, была теория стационарной Вселенной Хойла-Бонди-Голда (1948 г.). Один из ее исходных принципов состоял в том, что свойства Вселенной не должны зависеть от "начальных условий". В теории предполагалось существование особого скалярного поля с отрицательной плотностью энергии ("творящего поля" или С-поля), которое вызывает спонтанное рождение вещества в форме атомов водорода. Этот процесс как бы компенсирует расширение Вселенной, так что в целом она стационарна, и для наблюдателя всегда имеет один и тот же вид. Начальная сингулярность в ней отсутствует. Теория стационарной Вселенной пришла в противоречие с некоторыми фактами (например, пространственным распределением удаленных радиогалактик), не смогла удовлетворительно объяснить природу микроволнового фонового излучения. Но абстрактный объект скалярное "творящее поле" с отрицательным давлением был затем переосмыслен в инфляционной космологии (т. е. конструктивно введен в ее концептуальную схему), и в этой новой форме получил среди космологов большое признание.
Инфляционная теория представляет собой, возможно, наиболее крупный прорыв в космологии за последние десятилетия. Она основывается на гипотезе, что Вселенная за ничтожно короткое время после сингулярности (10- 10с) возникла из сверхплотного вакуумоподобного состояния и прошла эпоху раздувания (инфляции). Это обозначает сверхбыстрое (дофридмановское) расширение Вселенной, которое происходит по экспоненциальному закону. В ходе этого процесса радиус Вселенной увеличился в 10 в степени 10 раз. Большинство космологов разрабатывают именно инфляционные сценарии. Первый из них был предложен A.A. Старобинским еще в 1979 г., затем появились сценарии А. Гуса (1981 г.), так называемый новый сценарий (А.Д. Линде, А. Альбрехт, П. Стейнхардт 1982 г.), сценарий хаотического раздувания (А.Д. Линде 1983 г. и 1986 г.).