физический вакуум это то, что остается в некоторой области пространства, если убрать оттуда все частицы и все кванты любых физических полей. Но что же останется в таком случае в рассматриваемой области пространства? На первый взгляд, ничего не останется — будет абсолютная пустота. Но оказывается в этой «пустоте» постоянно рождаются и аннигилируют так называемые виртуальные частицы. От реальных частиц они отличаются тем, что живут очень короткое время, столь малое, что их принципиально невозможно обнаружить за это время — не потому, что точность измерения времени мала, а потому что длительность их жизни лежит за пределом обнаружения, допускаемого соотношением неопределенностей квантовой механики. Виртуальные частицы рождаются парами: частица-античастица и, по истечении времени Δt аннигилируют[140]. На образование частиц необходимо затратить определенную энергию, которая берется из «ничего», но по истечении времени Δt частицы аннигилируют и выделяющаяся при этом энергия возвращается в «ничто». Закон сохранения энергии выполняется. А так как весь этот процесс рождения-аннигиляции частиц остается вне наблюдения, то вроде бы ничего и не происходит; виртуальные частицы существуют и как бы не существуют. Зачем же тогда говорить о них? Дело в том, что хотя виртуальные частицы невозможно зарегистрировать непосредственно, косвенно они проявляются: за короткое время своей жизни виртуальные частицы успевают прореагировать с реальными частицами и результаты этих взаимодействий обнаруживаются в физическом эксперименте. Следовательно, физический вакуум это не пустота, а особое состояние материн. Оно характеризуется постоянным рождением и аннигиляцией частиц и античастиц, которое образно называют «кипением» вакуума.

Как и всякая физическая материя, вакуум обладает определенной плотностью энергии εвак . и соответствующей плотностью массы ρвак = εвак/с2. Теоретические оценки показывают, что вблизи планковского времени плотность вакуума могла составлять ρвак ≈ 1074 ÷ 1094 г/см3. Так что эта «пустота» была необычайно плотной!

Важной особенностью физического вакуума является его уравнение состояния. Уравнение состояния связывает плотность и давление. Для обычной материи давление с ростом плотности монотонно возрастает. Значит, если увеличивать число частиц в каком-то объеме, то давление в этом объеме возрастает и оно стремится вытолкнуть частицы из занимаемого объема. В вакууме все происходит наоборот. Уравнение состояния вакуума имеет вид

ρвак = —εвак= —ρвак/с2.

То есть в отличие от обычной материи, давление вакуума отрицательно!

Посмотрим теперь, каковы гравитационные свойства вакуума. Если положительное давление обычной материи создает дополнительное поле тяготения, то можно ожидать, что отрицательное давление вакуума уменьшает поле тяготения. В действительности, происходит более радикальное преобразование: сила притяжения трансформируется в силу отталкивания.

В ньютоновской теории тяготения сила тяготения пропорциональна плотности вещества ρвещ . В релятивистской теории тяготения (общей теории относительности) для любого вида физической материи сила тяготения пропорциональна величине ρэф = ρ + 3р/сг, где ρ — плотность материи, а р — давление. В обычных условиях, с которыми мы сталкиваемся в физике и астрофизике, второе слагаемое очень мало по сравнению с первым. Так например, даже в центре Солнца, где давление очень высоко, второе слагаемое составляет 10-5 от первого. Если взять Вселенную в целом, то для нее в современную эпоху можно с большой степенью точности положить р = 0, ρэф = ρ = ρвещ .[141] Тяготение определяется плотностью вещества. В дорекомбинационную эпоху (эра излучения) ρвещ = 0, ρэф = 3р/с2 , здесь р — давление излучения. Уравнение состояния для излучения имеет вид p = (1/3) εизл = (1/3) ρизл с2. Следовательно, ρэф= ρизл . Тяготение определяется плотностью излучения. Но для вакуума р = —ρвак с2 , следовательно, ρэф = —2ρвак . Эффективная плотность оказывается отрицательной! Это означает, что сила тяготения вакуума, по сравнению с обычной материей, меняет знак.

Если для обычной материи мы имеем гравитационное притяжение, то в вакууме возникают сипы гравитационного отталкивания. Это и есть те самые космологические силы отталкивания, которые

Эйнштейн ввел в свои уравнения с помощью Λ-члена (см. п. 2.2.1). Оказывается, он не зря это сделал! Для того чтобы силы гравитационного отталкивания существенно превышали силы притяжения, необходимо выполнение условия ρвак >> ρ, где ρ — плотность обычной материи. Состояние материи, для которого выполняется это условие, называется вакуумно-подобным.

Теперь мы можем вернуться к нашей Вселенной. В очень ранней Вселенной, в момент близкий к планковскому времени tпл = 3 • 10-44 с, при температуре Т = Тпл = 1032 К и плотности равной ρпл = 1094 г/см3 материя находилась в вакуумно-подобном состоянии. В этом состоянии сила гравитационного отталкивания вакуума намного превышала силу притяжения обычной материи. Она-то и послужила причиной Взрыва, создала тот Начальный Импульс, под действием которого Вселенная начала расширяться. Когда этот импульс исчерпался, расширение продолжалось по инерции.

В фридмановской космологии, которая справедлива для обычной материи, плотность при расширении уменьшается. Это вполне естественно и понятно. Поразительное свойство вакуума состоит в том, что его плотность остается постоянной[142]. Соответственно, не меняется со временем при расширении и сила отталкивания, действующая на фиксированном расстоянии. В этих условиях любые две частицы движутся друг относительно друга с нарастающей скоростью, и расстояние между ними изменяется по экспоненциальному закону[143]:

r(t) = r0ebt; b ≈ 1/tпл = 3 • 1043.

Такой закон расширения соответствует модели де Ситтера. Размер Вселенной увеличивается очень быстро. Этот процесс получил название раздувание (или инфляция), а модель, описывающая расширение Вселенной под действием гравитационных сил вакуума, получила название инфляционной. Инфляционная модель, по существу, является моделью де Ситтера. Только длится эта стадия не до современного момента и дольше, как полагал Ситтер, а заканчивается значительно раньше.

Раздувание Вселенной началось при t = tпл = 3 • 10-44 с из области размером порядка планковской длины r = 10-33 см и длилось в течение времени Δt. Величина Δt в разных моделях инфляции различна. Согласно одной из первых моделей (см. Новиков И. Д. Как взорвалась Вселенная. — М.: Наука, 1988. С. 117-118), Δt = 109 tпл , т. е. инфляция длилась примерно до t = 3 • 10-35 с. К концу этого периода размер Вселенной увеличился в

раз, температура упала практически до абсолютного нуля ( К). Плотность обычной материи (не вакуума!),