"В начале было Слово, и Слово было у Бога, и Слово было Бог." Кому неизвестна эта космологическая гипотеза! Однако, современная космология - наука о Вселенной - иначе описывает физические процессы в ранней Вселенной. В начале - около 14 миллиардов лет назад¹ - не было ничего, что, впрочем, никак не помешало этому "ничего" породить Вселенную. С точки зрения здравого смысла сделанное утверждение кажется абсурдным, с философской - замечательной основой для рассуждений о связи понятий "Ничто" и "Нечто", а с физической не содержит ничего парадоксального, поскольку квантовые процессы изучаются физикой без малого сто лет.

Итак, Вселенная появилась "из ничего" (в этом смысле и справедливо утверждение, вынесенное в заглавие статьи) как результат квантового процесса, внятное описание которого в значительной мере затруднено тем, что для этого необходима еще весьма далекая от завершения квантовая теория гравитации. Поскольку на этом этапе эволюции время является квантовым (если в такой ситуации вообще уместно говорить о времени), Вселенной можно условно приписать возраст равный планковскому ² - 10^-43 секунды!

Не только возраст, но и все прочие характерные параметры новорожденной Вселенной характеризуются планковскими величинами. Так, размер Вселенной составляет менее чем микроскопическое значение ~10^-33 см, а характерная энергия колоссальна - около 10¹⁹ ГэВ, что на 17 порядков выше, чем достижимо на самых мощных современных ускорителях. Физическим носителем этой энергии могло бы быть фундаментальное скалярное поле в некотором (хаотическом) квантовом состоянии. Количественное описание процессов, протекающих в ранней Вселенной, становится возможным позднее, когда вследствие расширения Вселенной плотность энергии понижается на несколько порядков, гравитация становится классической, и квантовые флуктуации космологического скалярного поля перестают препятствовать его классической эволюции.

На следующем этапе квантовую картину мира сменяет инфляционная. В ходе космологической инфляции происходит быстрое увеличение объема Вселенной, что, в отличие от увеличения денежной массы при инфляции в экономике, является крайне полезным и помогает разрешить многие важнейшие космологические проблемы.

• Почему Вселенная так велика? Темп ее роста определяется эволюцией безразмерного масштабного фактора a, который во Вселенной без инфляции увеличивается за время ее жизни в ~10³⁰ раз ³. Умножая планковскую длину на эту величину, получаем ожидаемый размер Вселенной ~10^-3 см (более аккуратные вычисления дают 10^-2 см), что немного даже по человеческим масштабам, а при сравнении с космологическими объектами (характерный размер галактики ~1 Мпк, размер скопления галактик ~10 Мпк, размер сверхскоплений примерно равен расстоянию между ними ~100 Мпк ⁴), является ничтожной величиной.
• Почему полная плотность Вселенной близка к критическому значению _кр=3Н₀²/(8G) (где Н₀ - постоянная Хаббла, G - гравитационная постоянная)? Парадоксально, но этот вопрос волновал ученых задолго до того, как развитие технологии сделало его по-настоящему острым. Поэтому, когда в результате анализа данных по анизотропии реликтового излучения на угловом масштабе ~1^о выяснилось, что с точностью 10% плотность материи во Вселенной равняется критической, это не стало сенсацией.
• И, наконец, почему Вселенная однородна (на больших масштабах) и изотропна? В самом деле, предполагаемый размер причинно-связной области во Вселенной без инфляционной стадии равнялся бы 10^-2 см, что слишком мало для объяснения реально наблюдаемой высокой степени однородности и изотропии Вселенной на больших (>100 Мпк) масштабах.
• Почему так велики наблюдаемые возмущения плотности? Если их источником являются квантовые процессы, то в рамках космологической модели без инфляции характерный размер возмущений плотности был бы мал (не более все той же величины 10^-2 см), а возмущения плотности на больших масштабах не могли бы вырасти до наблюдаемых величин за все время существования Вселенной. ⁵

Не вдаваясь в детали, суть космологической инфляции можно сформулировать следующим образом: на раннем этапе эволюции Вселенной существовала стадия ускоренного расширения (вторая производная масштабного фактора по времени положительна ). Физической причиной существования такой стадии является все то же скалярное поле (инфлатон), чье уравнение состояния имеет вид +p~0, где - его плотность энергии, а р - давление. Хотя по человеческим меркам инфляционная стадия Вселенной была очень короткой, динамика роста масштабного фактора, обусловленная эволюцией скалярного поля, обеспечила растяжение всех масштабов в ~10¹⁰⁰⁰⁰ раз! Таким образом, наблюдаемая Вселенная (размером ~5000 Мпк) оказывается лишь малой частью огромного мира, и проблема размера Вселенной оказывается решенной. Поскольку размер Вселенной так велик, наблюдатель не может различить космологические модели с различной кривизной - подобно тому, как не замечают шарообразности Земли ползающие вокруг родного муравейника муравьи (или бегающие по квартире тараканы). Крупномасштабная однородность и изотропия Вселенной также получают естественное объяснение: расширяющаяся Вселенная разносит пики возмущений плотности, эффективно сглаживая неоднородности для наблюдателя с ограниченным полем зрения.

Легко решается и четвертая из упомянутых космологических проблем - ускоряющаяся Вселенная не только весьма эффективно стимулирует рост возмущений плотности ⁶, но и переносит их в большие (галактические) масштабы. И не только возмущения плотности! В сходных процессах участвуют и гравитационные волны, являющиеся одним из важных предсказаний Общей Теории Относительности. Основное отличие космологических гравитационных волн от волн астрофизической природы состоит в разной характерной длине волны. Для космологических гравитационных волн она равна размеру Вселенной, а для астрофизических - размеру излучающего их космического объекта или системы объектов, то есть во много раз меньше. Различие в длине волны приводит к различным методикам наблюдения гравитационных волн. О свойствах первичных гравитационных волн можно судить по анизотропии и поляризации реликтового излучения (мы будем подробнее обсуждать эту тему в части, посвященной наблюдательным данным), для исследования астрофизических гравитационных волн в настоящее время строятся специальные детекторы.

Единственным "тонким" местом изложенной теории является само предположение о существовании скалярного поля. Хотя с теоретической точки зрения оно является более простым, чем векторное или спинорное, тем не менее, современной физике неизвестно ни одного примера такого поля (в отличие от большого числа различных векторных и спинорных полей). Впрочем, и эта трудность может быть разрешена в рамках неэнштейновских теорий гравитации (например, теории гравитации в мире с числом измерений больше 4).

Важно заметить, что хотя физические процессы в ранней Вселенной протекают при очень высоких плотностях энергии (характерное значение зависит от конкретной модели инфляции, но не превышает ~10¹⁴ ГэВ), температура среды остается равной нулю (поле есть, а частиц нет!). Традиционная плазма возникает позднее, в конце следующего этапа - когда скалярное поле распадается на частицы, и происходит рождение вещества.

Эволюционируя, скалярное поле постепенно уменьшается и в некоторый момент времени начинает осциллировать вблизи нуля, порождая другие (безмассовые) скалярные поля. Малоизученные и потому особенно трудные для популяризации процессы термализации приводят к тому, что когерентность возмущений безмассового поля нарушается, и происходит рождение частиц, продуктом распада которых, в свою очередь, и является традиционная плазма - "море" фотонов и постоянно рождающихся и аннигилирующих пар "частица-античастица". При этом значительная часть энергии инфлатона переходит тепловую энергию горячей плазмы.

На радиационно-доминированной стадии расширения Вселенной температура плазмы падает, и происходит целый ряд интереснейших физических процессов, из которых мы упомянем здесь только те, что важны для космологии.

На радиационно-доминированной стадии возникает барионная асимметрия Вселенной. Существование симметрии в свойствах частиц и античастиц долгое время служило аргументом того, что во Вселенной присутствует равное количество вещества и антивещества. Соприкасаясь, вещество и антивещество аннигилируют - превращаются в поток фотонов с некоторой характерной частотой (зависящей от массы аннигилирующих частиц), который при достаточно высокой интенсивности может быть детектирован земными приборами. Вскоре после начала исследований было выявлено, что по крайней мере в ближайшей окрестности нашей галактики антиматерии нет, и, следовательно, антивещество распределено неоднородно. Этот результат породил гипотезу о "барионных островах" в море из антиматерии, однако, дальнейшие исследования не выявили признаков антивещества во всей наблюдаемой Вселенной.

Наблюдаемое отсутствие антивещества привело, в свою очередь, к появлению гипотезы о барионной асимметрии Вселенной. Впервые это идея была высказана известным советским ученым А.Д.Сахаровым, который предположил, что причиной такой асимметрии является разная скорость распада некоторых тяжелых частиц, участвующих в реакциях, приводящих к рождению барионов и антибарионов. Современной альтернативой этому механизму является образование барионной асимметрии в ходе фазового перехода.

Другой процесс, протекающий на радиационно-доминированной стадии состоит в выделении из космологической плазмы стабильных частиц. Пока температура плазмы высока, процессы рождения и уничтожения компенсируют друг друга, и плотность числа частиц остается равновесной. Когда же энергия фотонов в плазме становится меньше энергии покоя некоторого сорта частиц, рождение последних прекращается. (Этот процесс протекает сначала для более, а потом для менее массивных частиц.) Кроме того, процессы взаимодействия замедляются и из-за уменьшения концентрации частиц вследствие общего расширения Вселенной. Последней частицей, выделяющейся из плазмы, является самая легкая из известных сегодня частиц - нейтрино.

Еще одним важным физическим процессом, протекающим на радиационно- доминированной стадии, является первичный нуклеосинтез. Многочисленные исследования показали, что в результате первичных ядерных реакций барионное вещество во Вселенной примерно на 75% состоит из водорода, около 24% сосредоточено в гелии, и менее 1% приходится на первичный литий. Количественное соотношение различных изотопов этих самых легких химических элементов зависит от полной плотности барионов во Вселенной - _b ⁷. Наиболее чувствителен к _b легкий изотоп водорода - дейтерий (_D~10^-5), что позволяет использовать его для определения космологической плотности барионов: _bh²~0.02, где h - постоянная Хаббла, выраженная в единицах 100 км сек^-1 Мпк^-1.

Важным свойством радиационно-доминированной стадии является гравитационная стабильность Вселенной относительно роста флуктуаций, что приводит к тому, что рожденные в ходе инфляции возмущения плотности на радиационно-доминированной стадии не растут и присутствуют в мире как "гравитирующие звуковые волны", распространяющиеся в релятивистской плазме с постоянной амплитудой.

По мере расширения Вселенной плотность энергии вещества убывает как куб масштабного фактора, но плотность энергии излучения убывает еще быстрее - как четвертая степень. Поэтому, с некоторого момента времени (примерно через 300 тысяч лет после рождения Вселенной), во Вселенной начинает доминировать вещество. При этом давление в плазме падает и перестает препятствовать росту возмущений плотности, приводящему к образованию галактик. Вскоре после момента равенства энергии излучения и вещества температура плазмы уменьшается настолько, что уже не может препятствовать объединению протонов и электронов в атомы водорода - происходит рекомбинация. В дальнейшем излучение и вещество эволюционируют независимо друг от друга, а оставшиеся после рекомбинации фотоны наблюдаются как реликтовое излучение, чей спектр полностью согласуется с описанным нами сценарием.

На этом мы завершим краткое описание процессов, протекающих от рождения Вселенной до нашего времени, и перейдем к изложению современных данных о величине космологических параметров.

Как и вся физика, космология изучает мир строя его модели и сравнивая их предсказания с наблюдениями. Модель Вселенной определяется ее параметрами, и по мере накопления наблюдательного материала значения этих параметров уточняются, а их число постепенно увеличивается - развитие технологий делает возможным все более детальное исследование Вселенной. Современная космологическая модель насчитывает около 10 параметров, которые, в свою очередь, могут быть объединены в несколько групп:

• геометрические параметры - полная плотность энергии во Вселенной ₀, плотность энергии пространственной кривизны _k (эта величина равна нулю, если мир плоский; ₀+_k =1) и постоянная Хаббла H₀;
• параметры, описывающие состав и физическую природу скрытого вещества - космологическая плотность "холодного" скрытого вещества _c, плотность массивных нейтрино , плотность барионов _b, составляющие вместе плотность материи во Вселенной: _c++_b=_m, и космологическая постоянная (или -член) (), так что _m+=₀.
• параметры, описывающие первичный спектр возмущений плотности (S) и гравитационных волн (T) - в простейшем случае таких параметров 4: амплитуды (A_S, A_T) и наклоны спектров (n_S, n_T), все эти величины могут быть связаны между собой в конкретной модели инфляции (масштабно-инвариантному спектру возмущений соответствует n_S=1 для возмущений плотности и n_T=0 в случае гравитационных волн).

К описанным параметрам можно добавить и другие, например, параметры, описывающие вторичную ионизацию (момент времени z_r и оптическая толща _r), обусловленную вспышкой звездообразования в рождающихся галактиках. Другим "расширением" космологической модели может быть введение так называемой "квинтэссенции", феноменологически обобщающей -член ⁸. В последнем случае дополнительными параметрами будут уравнение состояния квинтэссенции и связанная с ней плотность энергии _Q.

Разные наблюдательные тесты чувствительны к разным космологическим параметрам и их комбинациям, что неизбежно приводит к вырождению по группе космологических параметров, входящих в такую комбинацию. Однако, такое вырождение может быть нарушено при включении в анализ разнородных тестов, различающихся наблюдательными методиками и объектами исследования. Наилучшие результаты достигаются при совместном анализе наблюдательных данных в широком диапазоне масштабов и включают в себя тесты, связанные с крупномасштабной структурой Вселенной (функция масс скоплений галактик, спектр мощности галактик и их скоплений, крупномасштабное поле пекулярных скоростей (с характерным масштабом >10 Мпк), распределение Ly - облаков, наблюдаемых в спектрах поглощения квазаров) и анизотропией реликтового излучения.

За последние десять лет наблюдательная космология сделала во всех этих областях даже не шаг, а огромный прыжок вперед. Значительное продвижение в познании Вселенной было обусловлено появлением новых, более полных, чем ранее, каталогов галактик, охватывающих в настоящее время значительную часть Вселенной.

Конечно, полные каталоги галактик не являются самоценным перечнем существующих объектов, но служат наблюдательной основой для выявления пространственного распределения вещества (рис. 1). С конца тридцатых годов известно, что помимо светящегося вещества (звезд и газа) во Вселенной присутствует и темное (скрытое) вещество, проявляющее себя только через гравитационное взаимодействие со светящимся веществом. ярким примером проявления скрытого вещества являются наблюдаемые кривые скоростей вращения галактик V(R),свидетельствующие о том, что полная масса галактики в несколько раз превосходит светящуюся массу. При переходе к более массивным образованиям - группам, скоплениям и сверхскоплениям галактик, доля скрытого вещества возрастает в десятки раз. Мерой количества скрытого вещества в галактике или скоплении галактик является отношение массы космологического объекта к его светимости, которая для разных космологических объектов варьируется от нескольких до тысячи солнечных единиц (M/L).

Поскольку скрытое и светящее вещество связаны динамически, светящееся вещество, подобно маякам, обозначает места скопления гравитирующих масс. Характер этой связи зависит от масштаба: на больших связь линейна, а на малых масштабах нет. Причиной последнего является различие в физике диссипативных процессов, протекающих в скрытом веществе и в барионах. В отличие от скрытого вещества, барионы могут излучать, быстро охлаждаясь и оседая на дно гравитационных ям, созданных скрытым веществом. В ходе этого процесса локальная плотность барионов неизбежно увеличивается во много раз, в результате чего галактика оказывается погруженной в гало из скрытого вещества. Интересно отметить, что спиральный узор, наблюдающийся примерно у половины всех галактик, гравитационно стабилизируется сферическим массивным гало скрытого вещества и не существовал бы, если бы такого гало не было.

Подводя итог дискуссии о распределении скрытого вещества, отметим, что согласно современным представлениям доля материи, динамически проявляющей себя в скоплениях и сверхскоплениях галактик, _m, составляет ~0.3 - 0.5.

Другим важным источником информации о Вселенной является реликтовое излучение (чернотельное излучение с характерной температурой T₀=2.726 K). Оно было обнаружено в 1965 году, а уже два года спустя в печати появилась теоретическая статья о связи анизотропии реликтового излучения с флуктуациями метрики (возмущениями плотности и первичными гравитационными волнами). Основная часть предсказанного эффекта формируется на сфере последнего рассеяния фотонов, а другая - при их движении к наблюдателю. По амплитуде анизотропии реликтового излучения на больших угловых расстояниях (много больше углового градуса) наблюдатель может судить, главным образом, о первичном спектре возмущений; на малых масштабах (<1⁰) ⁹ анизотропия реликтового излучения обусловлена процессами, протекающими в рекомбинирующей плазме и в значительной степени зависит от ее количественных характеристик.

После открытия крупномасштабной анизотропии реликтового излучения в 1992 году ¹⁰ (30K при угловом разрешении 10⁰, основные усилия были направлены на исследование анизотропии на малых масштабах, и последний год ХХ века принес долгожданные плоды: сразу два научных коллектива (проекты BOOMERANG ¹¹ и МAXIMA-1 ¹²), опубликовали данные своих наблюдений и результаты их анализа. Статистически обрабатывая карту анизотропии реликтового излучения (рис. 2), можно получить зависимость амплитуды анизотропии от угла на небесной сфере (рис. 3).

Крупномасштабная ( >1⁰) анизотропия реликтового излучения обусловлена двумя источниками - возмущениями плотности и первичными гравитационными волнами. Зависимость обоих вкладов от угла имеет сходный вид, и без учета других наблюдательных тестов вклады двух компонент не могут быть разделены. Традиционно амплитуду гравитационноволновой моды выражают через величину T/S - ее относительный вклад в крупномасштабную анизотропию. Большие надежды в определении T/S связываются с измерением поляризации реликтового излучения, которая по разному зависит от углового масштаба для гравитационных волн и возмущений плотности. Однако, плодотворное исследование поляризации требует еще более чувствительных приемников излучения, чем те, что применялись при исследовании анизотропии реликтового излучения, поскольку ожидаемый эффект составляет ~1 K.

Пик на масштабе ~1⁰ носит название первого пика Сахаровских осцилляций (в англоязычной литературе - первого акустического или Доплеровского пика). Он является следствием существования во Вселенной звуковых волн плотности и зависит от количества барионов: чем их больше, тем выше пик.

Космологическая плотность барионов - самый мощный, но не единственный рычаг для регулирования высоты первого пика, для него важны значения всех космологических параметров, и в первую очередь , , n_S, H₀ и T/S, регулирующего высоту крупномасштабной подложки. Положение максимума пика по углу определяется величиной ₀. При обработке данных MAXIMA-1 эта величина оказалась равной 1.1±0.1 , у BOOMERANG - 0.9±0.1, что прекрасно согласуется с классическим результатом теории инфляции (₀=1).

Поскольку ₀=1 было ожидаемым результатом, различие в положении первого пика в двух экспериментах не стало критичным для наших представлений о Вселенной, но вокруг значений амплитуд первого и, особенно, второго пиков, развернулась горячая дискуссия. BOOMERANG дает для величины первого пика 67±8 K, MAXIMA-1 - 78±6 K. С экспериментальной точки зрения оба диапазона значений пика перекрываются на уровне 1, и для спора о том кто прав нет никаких причин, но с теоретической точки зрения между двумя центральными значениями есть огромная разница. Если амплитуда пика составляет 78K, этот факт становится последним гвоздем в гроб материально-доминированных моделей, постулирующих _m=1 (чуть ниже мы расскажем о первом гвозде), максимум, на что способны такие модели - 70 K, да и то с маргинальным значением космологической плотности массивных нейтрино (@0.2), равнораспределенной между его тремя сортами ¹³. После полугодовой дискуссии научное сообщество склоняется в пользу большего значения амплитуды первого пика, ввиду лучшей калибровки экспериментальных данных MAXIMA-1.

Если спор об амплитуде первого пика - это, скорее, вопрос престижа для двух групп наблюдателей и повод для похоронного настроения для немногочисленных сторонников материально-доминированных моделей, то измеренное значение амплитуды второго пика грозит перевернуть наши представление о первичном нуклеосинтезе. Прежде всего уточним, что сложившаяся за 40 лет теория первичного нуклеосинтеза предсказывает, что _bh²=0.019± 0.002. В тоже время низкая амплитуда второго пика в обоих экспериментах свидетельствует о том, что _bh²@0.03. Это единодушие стало основой для нескольких гипотез, позволяющих совместить низкий второй пик с теорией нуклеосинтеза:

1. стандартная теория нуклеосинтеза неточна и требует пересмотра (недостатка в альтернативных теориях, как обычно, нет);
2. начальный спектр возмущений плотности является нестепенным; хотя инфляция предоставляет теоретикам весьма широкие возможности для игр со спектром возмущений плотности (гравитационные волны - явление более фундаментальное и с ним особенно не поиграешь), все же наличие в глобальном спектре, простирающемся на тысячи порядков по волновому числу, особенностей в узком наблюдаемом диапазоне представляется некоторой натяжкой.

Реальной альтернативой этим двум гипотезам является третья: статистическая достоверность результата _bh^2@ 0.03 невелика, и, возможно, при его дальнейшем уточнении конфликт со стандартной моделью нуклеосинтеза будет разрешен. Опубликованный в декабре 2000 года результат совместного анализа данных BOOMERANG и MAXIMA-1: _bh²@0.03±0.01, является хорошим аргументом в пользу такого предположения. Впрочем, семена сомнений посеяны, и только будущие эксперименты (MAXIMA-2 и MAP ¹⁴) смогут их разрешить. MAXIMA-2 позволит решить и проблему космологических гравитационных волн, поскольку он включает в себя аппаратуру и для измерения поляризации реликтового излучения.

Хотя высота первого пика Сахаровских осцилляций и чувствительна к величине -члена, его величина не может быть хорошо определена из-за того, что амплитуда пика зависит и от других космологических параметров. Стандартным способом решения этой проблемы является совместный анализ данных по анизотропии (рис. 4) реликтового излучения и геометрического теста, основанного на постулате, что Сверхновые звезды типа Ia ¹⁵ являются "стандартными свечами". (Результирующая вероятность на рис. 4 является произведением вероятностей реализации модели в одном и другом тестах).

Постулат о том, что разброс светимостей у Сверхновых Ia имеет очень малую дисперсию ~0.2 звездной величины и, более того, не зависит от красного смещения, является краеугольном камнем геометрического теста. Суть его состоит в том, что при удалении "стандартной свечи" от наблюдателя ее блеск меняется по-разному в разных космологических моделях (рис. 5). На близких расстояниях различия кривых невелики, но если источник света находится на достаточно далеко, то можно произвести наблюдательную селекцию разных космологических моделей.

И, наконец, несколько слов о "первом гвозде в гроб" материально-доминированных моделей. Им является старожил семейства космологических параметров - постоянная Хаббла. На заре современной космологии - в 20-ые годы этого века Э.Хаббл определил ее значение как ~500 км сек^-1 Мпк^-1. Поскольку возраст Вселенной составляет ~H₀^-1 (численный коэффициент ~1, его точное значение зависит от модели Вселенной), полученное значение означало, что возраст Вселенной составляет всего несколько миллиардов лет - меньше, чем возраст Земли! Однако, справедливая критика не охладила пыл исследователей. Постоянную Хаббла измеряли во многочисленных экспериментах на протяжении многих лет, и вплоть до 60-ых гг каждое последующее измерение ее величины давало меньшее значение, чем предыдущее. В 60-ых гг ситуация изменилась: появилось две "партии" измерителей, одна из которых получала значение близкое к 100 км сек^-1 Мпк^-1, а другая к 50 км сек^-1 Мпк^-1. Для построения диаграммы Хаббла разные группы использовали разные методики определения шкал расстояний. "Партия" сторонников высокого значения постоянной Хаббла постепенно снижала его величину, тогда как партия небольшого значения этой постоянной твердо придерживалась цифры 50. И только в последние 2 года наметилось общее движение к компромиссу, и в настоящее время постоянная Хаббла считается равной 65±5 км сек^-1 Мпк^-1. Это значение и является тем самым "гвоздем". Возраст материально-доминированной Вселенной определяется формулой 2/3 H₀^-1, что в пересчете с измеренным значением Н₀ составляет чуть более 10 миллиардов лет, и на несколько миллиардов лет меньше возраста старейших шаровых скоплений. Если же плотность материи во Вселенной примерно наполовину обусловлена -членом, то в формуле для возраста Вселенной вместо 2/3 возникает 1 (см. рис. 6), что согласуется с наблюдательными данными. С другой стороны, не следует слишком догматично относиться к величине 14 миллиардов лет - ошибка измерения составляет около 2 миллиардов лет.

Рис. 6. (Рисунок скопирован взят из статьи V.Sahni, A.Starobinsky "The case for a positive cosmological -term", электронный архив http:// xxx.itep.ru, код статьи: astro-ph/9904398 v2).

В заключение приведем список основных выводов о величине космологических параметров, определяющих современную модель Вселенной:

1. Вселенная является пространственно-плоской: _k~0,₀~1;
2. _m~0.4, причем вклад массивных нейтрино () принципиально не может превышать величины 0.2, а физическая природа большей части скрытого вещества все еще остается неизвестной;
3. ~0.6, физическая природа -члена также неизвестна;
4. Из данных по анизотропии реликтового излучения следует, что плотность барионов во Вселенной _b@0.03h^-2@ 0.07;
5. Наклон спектра возмущений плотности совместим с масштабно-инвариантным;
6. Пока нельзя ничего нельзя сказать об амплитуде первичных гравитационных волн.

Каждый год добавляет в копилку космологии все новые и новые наблюдательные факты. Иногда они согласуются один с другим, иногда противоречат, но всегда помогают лучше понять существующий мир и уточнить структуру мира, в котором мы живем.