Глава третья. Расширяющаяся вселенная

⇐ ПредыдущаяСтр 2 из 4Следующая ⇒

Если взглянуть на небо в ясную безлунную ночь, то самые яркие объекты, которые вы увидите, – это, скорее всего, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Кроме того, на небе будет много звезд вроде нашего Солнца, расположенных куда дальше него. Правда, некоторые из этих «неподвижных» звезд слегка смещаются относительно друг друга по мере движения Земли по орбите вокруг Солнца – они в действительности совсем не неподвижны! А все потому, что сравнительно близки. По мере движения нашей планеты вокруг Солнца мы видим эти относительно близкие звезды с разных ракурсов на фоне более далеких звезд. Это весьма благоприятное обстоятельство, поскольку описанный эффект позволяет непосредственно измерять расстояния до них: чем ближе звезда, тем активнее она «движется» в нашем представлении. Проксима Центавра, ближайшая к нам звезда, находится на расстоянии около четырех световых лет (свет от нее добирается до нас примерно за четыре года), или 40 миллионов миллионов километров, от Земли. Большинство других видимых невооруженным глазом звезд удалены от нас на сотни световых лет. Для сравнения: Солнце отстоит от нашей планеты всего лишь на восемь световых минут! Видимые нам звезды рассыпаны по всему небу, но при этом хорошо заметно, что основная их масса сконцентрирована в полосе, известной как Млечный Путь. Уже в 1750 году некоторые астрономы предлагали объяснение для вида Млечного Пути: согласно их предположению, большинство видимых на небе звезд могли образовывать единую дискообразную структуру, – то есть то, что мы сейчас называем спиральной галактикой. Подтверждение эта гипотеза получила лишь спустя несколько десятилетий, когда астроном сэр Уильям Гершель, премного потрудившись, составил каталог^[6] положений огромного числа звезд и расстояний до них. Но такое представление стало общепринятым лишь в начале XX века.

Современная картина Вселенной возникла совсем недавно – в 1924 году, когда американский астроном Эдвин Хаббл показал, что наша Галактика Млечный Путь – не единственная во Вселенной. Хаббл, в сущности, доказал существование множества других галактик, разделенных огромными объемами пустого пространства^[7]. Для этого ему потребовалось определить расстояния от Земли до других галактик. Но галактики так далеки, что, в отличие от близких звезд, выглядят совершенно неподвижными. Поэтому Хабблу пришлось прибегнуть для определения расстояния к косвенным методам. Так, видимый блеск звезды зависит от двух факторов: от того, сколько света звезда излучает за единицу времени (то есть ее светимости), и от того, насколько она удалена от нас (то есть от расстояния до Земли). Мы можем вычислить светимости близких звезд по их видимому блеску и расстоянию. И наоборот, если бы мы знали светимости звезд в других галактиках, то могли бы определить расстояния до этих звезд, измеряя их видимый блеск. Хаббл обратил внимание, что близкие звезды определенного типа, для которых удается определить расстояния, всегда имеют одну и ту же светимость, и предположил, что если найти в далекой галактике звезды таких типов, то можно принять их светимость равной светимости аналогичных звезд в солнечной окрестности и на этой основе рассчитать расстояние до галактики. Если расстояния, получаемые таким образом по нескольким звездам конкретной галактики, окажутся примерно одинаковыми, то такую оценку вполне можно считать заслуживающей доверия.

Хаббл таким образом определил расстояния до девяти разных галактик. Теперь мы знаем, что Млечный Путь – наша Галактика – это всего лишь одна из сотен миллиардов галактик, доступных взору современных телескопов, а галактика, в свою очередь, состоит из сотен миллиардов звезд. На рисунке 3.1 изображена спиральная галактика, которая выглядит примерно как наша для наблюдателя, обитающего в совершенно другой области Вселенной. Мы живем в медленно вращающейся галактике поперечником около 100 000 световых лет. Звезды в спиральных рукавах совершают один оборот вокруг галактического центра примерно за несколько сотен миллионов лет. Наше Солнце – заурядная, средних размеров желтая звезда, расположенная неподалеку от внутренней кромки одного из спиральных рукавов. Мы проделали большой путь со времен Аристотеля и Птолемея, которые считали Землю центром Вселенной!

Рис. 3.1

Звезды так далеки, что кажутся всего лишь светящимися точками. Мы не в состоянии различить их размер и форму. Но как мы можем различать звезды разных типов? У огромного большинства звезд существует только одна характерная особенность, которую мы можем наблюдать: цвет их излучения. Ньютон обнаружил, что если солнечный свет пропустить через треугольную призму из стекла, то он расщепляется на составляющие его цвета (спектр), совсем как в радуге. Направив телескоп на звезду или галактику, можно наблюдать спектр излучения этого объекта. Спектры звезд различаются, но соотношение яркостей различных цветов всегда соответствует соотношению яркостей цветов в излучении раскаленного тела. (Излучаемый любым непрозрачным раскаленным объектом свет всегда имеет характерный спектр, который зависит только от его температуры, – это тепловой спектр. Это значит, что по спектру излучения звезды можно определить ее температуру.) Более того, некоторые цвета в спектре звезды отсутствуют, и набор этих цветов разный у разных звезд. Поскольку мы знаем, что каждый химический элемент поглощает характерный для него набор цветов, то, сравнив набор цветов, которые отсутствуют в спектре звезды, можно точно определить, какие элементы присутствуют в ее атмосфере.

В 20-х годах XX века астрономы начали исследовать спектры звезд в других галактиках и обнаружили одну странность: в спектрах этих звезд отсутствовали те же характерные наборы цветов, что и в спектрах звезд нашей Галактики. Более того, все эти цвета оказывались смещенными на одну и ту же относительную величину в красную сторону спектра. Чтобы осознать следствия этого факта, потребуется разобраться в том, что представляет собой эффект Доплера. Как мы знаем, видимый свет состоит из колебаний, или волн, электромагнитного поля. Длина волны (то есть расстояние между двумя последовательными гребнями) видимого света чрезвычайно мала и составляет от четырех до семи десятимиллионных метра. Человеческий глаз воспринимает свет волн разной длины как разные цвета – самый «длинноволновой» свет находится на красном конце спектра, самый «коротковолновой» – на синем.

Теперь представьте себе источник света – например звезду, – расположенный на постоянном расстоянии от нас и излучающий световые волны постоянной длины. Очевидно, что в этом случае длина волны, которую мы воспринимаем, в точности равна длине волны, которую звезда излучает (гравитационное поле галактики недостаточно сильное, чтобы оказать на нее существенное влияние). А теперь представим себе, что этот источник света начинает двигаться к нам. В момент, когда он излучает очередной гребень волны, источник оказывается ближе к нам, и поэтому расстояние между гребнями будет меньше, чем когда свет излучала неподвижная звезда. Это значит, что принимаемые нами волны будут короче, чем в случае неподвижной звезды. Соответственно, если источник света удаляется от нас, то принимаемые волны от этого источника окажутся длиннее. Отсюда следует, что спектры удаляющихся звезд смещены в красную сторону спектра (красное смещение), а спектры объектов, движущихся к нам, смещены в голубую сторону. С этим соотношением длины и скоростью волны, называемым эффектом Доплера, мы сталкиваемся и в повседневной жизни. Прислушайтесь, когда автомобиль проносится мимо вас по дороге: пока он приближается, звук его двигателя, или сигнала, выше (что соответствует меньшей длине волны и более высокой частоте звуковых волн), а после того как автомобиль проедет мимо и станет удаляться, – ниже. Аналогично ведут себя свет и радиоволны. И действительно, дорожные службы используют эффект Доплера для определения скорости автомобиля, измеряя длину волны отраженных от него радиоимпульсов.

Доказав существование других галактик, Хаббл занялся определением расстояний до них и наблюдением их спектров. В то время считали, что галактики движутся совершенно случайным образом, а потому ожидали обнаружить примерно одинаковое количество галактик с голубым и красным смещением спектров. Ко всеобщему удивлению, оказалось, что спектры большинства галактик смещены в красную сторону: почти все они удалялись от нас! Еще более удивительной оказалась научная публикация Хаббла 1929 года: величины красного смещения в спектрах галактик не распределены случайно, а прямо пропорциональны расстоянию галактики от нас. Иными словами, чем дальше от нас галактика, тем быстрее она от нас удаляется! Это означало, что, вопреки господствовавшим тогда представлениям, Вселенная не может быть стационарной и что в действительности она расширяется, а расстояния между галактиками со временем увеличиваются.

Открытие расширения Вселенной стало одной из величайших интеллектуальных революций ХХ века. Оглядываясь назад, невольно удивляешься, что никто не подумал об этом раньше. Ньютон и другие ученые были вполне подкованны, чтобы сделать вывод о том, что стационарная Вселенная неизбежно начала бы сжиматься под действием собственного тяготения. Но представим себе, что Вселенная расширяется. Если бы Вселенная расширялась с небольшой скоростью, то сила тяготения рано или поздно остановила бы ее расширение, и Вселенная начала бы сжиматься. Однако если бы Вселенная расширялась со скоростью, превышающей некоторое предельное значение, то сила тяготения никогда не смогла бы остановить это расширение, и оно продолжалось бы вечно. Это немного напоминает запуск ракеты с поверхности Земли: если скорость ракеты недостаточно велика, то сила тяготения в какой-то момент остановит ее движение, а после заставит ее упасть обратно на землю. С другой стороны, если скорость ракеты больше определенного критического значения (около 11 километров в секунду), то сила тяготения нашей планеты уже никогда не сможет заставить ее вернуться, и ракета продолжит удаляться от Земли. Такое поведение Вселенной вполне можно было предсказать в рамках ньютоновской теории тяготения и в XIX, и в XVIII столетии, и даже в конце XVII. Но вера в стационарную Вселенную была столь прочна, что оставалась незыблемой вплоть до начала XX века. Даже Эйнштейн, сформулировав общую теорию относительности в 1915 году, был настолько уверен в стационарности космоса, что скорректировал уравнения теории: он ввел дополнительный коэффициент, который назвал космологической постоянной, чтобы обеспечить Вселенной неподвижность. Эйнштейн заявил новую силу – «антигравитацию», – которая, в отличие от других сил, не имеет какого-то определенного источника, но встроена в саму структуру пространства-времени. Эйнштейн утверждал, что пространству-времени присуще внутреннее стремление расширяться, и оно может полностью уравновесить взаимное притяжение всего вещества во Вселенной, в результате чего сама Вселенная остается стационарной. Только один человек, похоже, был готов принять общую теорию относительности в ее первозданном виде: пока Эйнштейн и другие физики искали способ избежать неизбежной нестационарности в рамках общей теории относительности, российский физик и математик Александр Фридман предпочел эту нестационарность объяснить.

Фридман выдвинул две очень простые гипотезы о свойствах Вселенной. Во-первых, он предположил, что Вселенная одинакова во всех направлениях и, во-вторых, что это справедливо для любого наблюдателя в любой точке. Исходя всего лишь из этих двух предположений, Фридман показал, что Вселенная не должна быть стационарной. То есть еще в 1922 году, за несколько лет до открытия Эдвина Хаббла, Фридман предсказал именно то, что Хаббл впоследствии обнаружил!

Конечно же, предположение о том, что Вселенная совершенно одинакова во всех направлениях, не совсем верно. Например, как мы уже отметили, другие звезды в нашей Галактике образуют хорошо заметную светлую полосу, пересекающую ночное небо, – ее мы называем Млечным Путем. Но если взглянуть на далекие галактики, то окажется, что их число примерно одинаково в любом направлении. Таким образом, Вселенная выглядит практически одинаково во всех направлениях, только если рассматривать ее на бо?льшем масштабе по сравнению с расстояниями между галактиками и пренебречь различиями на меньших масштабах. Долгое время равномерное распределение звезд^[8] во Вселенной считалось достаточным обоснованием гипотезы Фридмана как грубого приближения к реальной Вселенной. Но позднее, благодаря счастливой случайности было открыто еще одно свойство Вселенной, замечательно согласующееся с предположением Фридмана.

В 1965 году Арно Пензиас и Роберт Уилсон, американские физики из компании Bell Telephone Laboratories в Нью-Джерси, тестировали очень чувствительный микроволновой приемник. (Напомним, что микроволновое излучение – это электромагнитные волны – так же, как и свет, – но длина волны составляет примерно один сантиметр.) Пензиасу и Уилсону не давало покоя то, что приемник регистрировал бо?льшую интенсивность шума, чем ожидалось. Было непохоже, что шум приходил с какого бы то ни было определенного направления. Пензиас и Уилсон исследовали приемник и обнаружили там птичий помет. Они проверили прибор на предмет других возможных неполадок, но вскоре исключили их как возможные источники ошибок. Они знали, что любой шум атмосферного происхождения должен быть сильнее вблизи горизонта, чем в вертикальном направлении, потому что в первом случае лучи света [и радиосигналы] проходят через бо?льшую толщу воздуха, чем лучи и сигналы, приходящие прямо сверху. Избыточный шум оставался неизменным независимо от того, куда был направлен приемник, и следовательно, его источник должен находиться вне атмосферы. Шум этот оставался неизменным днем и ночью и в течение всего года, несмотря на вращение Земли вокруг оси и ее движение по орбите вокруг Солнца. Отсюда следовало, что источник излучения находится за пределами Солнечной системы и даже за пределами нашей Галактики. В противном случае его интенсивность должна была меняться со временем, ведь из-за движения Земли направление приемника тоже менялось.

Раз мы знаем, что излучение на пути к Земле пересекло значительную часть наблюдаемой Вселенной и при этом его интенсивность одинакова во всех направлениях, то и сама Вселенная должна быть одинаковой во всех направлениях, как минимум на больших масштабах. Теперь мы уже знаем, что колебания интенсивности шума в разных направлениях очень малы, так что Пензиас и Уилсон, сами того не зная, натолкнулись на удивительно надежное подтверждение первой гипотезы Фридмана. Но поскольку Вселенная все же не совсем одинакова во всех направлениях и верно это только в среднем и на больших масштабах, то и интенсивность микроволнового излучения тоже не может быть абсолютно одинаковой во всех направлениях, и должны наблюдаться небольшие вариации по небу. Эти вариации впервые были обнаружены в 1992 году благодаря наблюдениям спутника COBE, и их величина оказалась приблизительно равна одной стотысячной доле^[9]. В главе 8 мы узнаем, что, несмотря на малый шаг, эти вариации очень важны.

Почти в то же время, когда Пензиас и Уилсон исследовали шум приемника, два других американских физика – Боб Дике и Джим Пиблс, работавшие в расположенном поблизости Принстонском университете, – тоже заинтересовались микроволновым излучением. Они занялись гипотезой, высказанной Георгием Гамовым, студентом Александра Фридмана. Согласно этой гипотезе ранняя Вселенная должна была светиться и быть очень горячей и плотной. Дике и Пиблс полагали, что мы должны быть в состоянии увидеть свет ранней Вселенной, поскольку он как раз теперь должен дойти до нас из самых дальних далей. Однако из-за расширения Вселенной этот свет должен был подвергнуться значительному красному смещению, а потому воспринимался бы как микроволновое излучение, а не видимый свет. Дике и Пиблс как раз готовились к поискам этого излучения, когда Пензиас и Уилсон узнали об их работе и поняли, что уже нашли его. Пензиас и Уилсон получили за это Нобелевскую премию 1978 года (что, конечно, несколько несправедливо по отношению к Дике и Пиблсу, не говоря уже о Гамове).

На первый взгляд может показаться, будто все эти данные, свидетельствующие о том, что Вселенная одинакова во всех направлениях, означают, что мы занимаем особое место во Вселенной. В частности, может возникнуть впечатление, что раз практически все наблюдаемые нами галактики удаляются от нас, то мы находимся в самом центре. Однако есть и другое объяснение: Вселенная выглядит совершенно одинаково во всех направлениях независимо от того, в какой галактике находится наблюдатель. Это, как мы только что видели, предполагает вторая гипотеза Фридмана. Нет никаких научных данных, которые бы подтверждали или опровергали ее. Сегодня мы склонны верить этой гипотезе хотя бы из скромности: было бы совершенно удивительно, если бы Вселенная выглядела одинаково во всех направлениях только с нашего наблюдательного пункта и ни с какого другого! Во фридмановской модели Вселенной все галактики удаляются друг от друга. Процесс прекрасно иллюстрирует постепенно раздувающийся воздушный шарик со множеством нарисованных на нем точек. По мере растягивания шарика расстояние между любыми двумя точками увеличивается, но при этом ни про одну из них нельзя сказать, что она является центром расширения. Более того, чем дальше расположены точки на поверхности шарика, тем быстрее они удаляются друг от друга. Аналогично в модели Фридмана скорость взаимного удаления двух галактик пропорциональна расстоянию между ними. Таким образом, эта модель предсказывает, что красное смещение галактик должно быть прямо пропорционально их расстоянию от нас, в точности как показал Хаббл. Несмотря на то что модель оказалась удачной и позволила предсказать результат наблюдений Хаббла, на Западе работа Фридмана оставалась неизвестной до 1935 года, то есть до тех пор, пока аналогичные модели не разработали американский физик Говард Робертсон и британский математик Артур Уолкер, отреагировав на открытие Хабблом равномерного расширения Вселенной.

Хотя Фридман описал только одну модель Вселенной, удовлетворяющую требованиям двух его фундаментальных гипотез, возможны три таких модели. В модели первого типа (фридмановской) Вселенная расширяется достаточно медленно, а потому под действием гравитационного притяжения между галактиками это расширение замедляется и рано или поздно останавливается. После галактики начинают двигаться вспять, навстречу друг другу, и Вселенная сжимается. На рисунке 3.2 показан график зависимости расстояния между соседними галактиками от времени. В начальный момент это расстояние равно нулю, потом оно растет, достигает максимума и затем уменьшается до нуля. В решении второго типа Вселенная расширяется настолько быстро, что взаимное притяжение галактик не в состоянии когда-либо остановить расширение, хотя и несколько замедляет его. Зависимость расстояния между двумя соседними галактиками в этой модели показана на рисунке 3.3. В начальный момент расстояние равно нулю, после чего галактики разбегаются с равномерной скоростью. Наконец, есть третий тип решения, когда Вселенная расширяется как раз с такой скоростью, которая не даст ей начать сжиматься. В этом случае расстояние между галактиками (рис. 3.4) тоже равно нулю в начальный момент, после чего вечно увеличивается. Правда, скорость расхождения галактик все уменьшается, хотя и никогда не достигает нуля.

Рис. 3.2

Рис. 3.3

Рис. 3.4

Замечательное свойство модели Фридмана (модели первого типа) состоит в том, что Вселенная в ней не является бесконечной в пространстве, но при этом пространство не имеет границ. Тяготение в этой модели настолько сильно, что пространство оказывается замкнутым само на себя наподобие поверхности Земли. Двигаясь в определенном направлении по поверхности Земли, вы никогда не наткнетесь на непреодолимый барьер, не сорветесь с края, а просто рано или поздно вернетесь в то место, с которого начали свой путь. В модели Фридмана пространство напоминает поверхность нашей планеты, но имеет три измерения – вместо двух. В четвертом измерении – времени – модель тоже конечна, но скорее напоминает отрезок с двумя границами – началом и концом. Как мы увидим далее, сочетание общей теории относительности с принципом неопределенности квантовой механики делает возможной модель, где и пространство, и время конечны и притом не имеют границ.

Идея кругосветного путешествия по Вселенной с возвращением в исходный пункт – замечательный сюжет для научной фантастики. Однако на практике ее едва ли удастся реализовать: есть математические свидетельства, что Вселенная успеет схлопнуться до нулевого размера еще до возвращения путешественника. Чтобы успеть вернуться в отправную точку до конца Вселенной, придется двигаться быстрее света, а это невозможно!

В модели Фридмана первого типа, которая сначала расширяется, а потом схлопывается, пространство замкнуто само на себя, подобно поверхности Земли.

Поэтому оно имеет конечную протяженность. В модели Вселенной второго типа, которая расширяется вечно, пространство искривлено иначе и напоминает седло. И в этом случае пространство бесконечно. Наконец, в модели Фридмана третьего типа, скорость расширения в которой равна некоему критическому значению, пространство плоское (и поэтому также бесконечно).

Какая же из моделей Фридмана описывает нашу Вселенную? Сменится ли расширение однажды сжатием или будет продолжаться вечно? Чтобы ответить на этот вопрос, нужно знать современную скорость расширения Вселенной и современное значение ее средней плотности. Если плотность меньше определенного критического значения, определяемого скоростью расширения, гравитационное притяжение будет слишком слабым и не сможет остановить расширение. Если плотность превышает критическое значение [определяемое скоростью расширения], то сила тяготения вещества во Вселенной рано или поздно остановит расширение, заставив Вселенную сжаться.

Скорость расширения в настоящий момент можно определить, измерив скорости удаления от нас других галактик – с помощью эффекта Доплера. Эти скорости можно измерить весьма точно, а вот в расстояниях до галактик мы не так уверены, потому что установить их можно только косвенными методами. Так что на данный момент мы знаем лишь, что скорость расширения Вселенной составляет от 5 до 10 % за миллиард лет. Наши знания о современной средней плотности Вселенной еще менее точны. Если учесть массу всех видимых звезд в нашей и других галактиках, то полученная средняя плотность окажется менее одной сотой величины, необходимой, чтобы остановить расширение Вселенной, даже если принять наименьшую оценку скорости расширения.

Наша и другие галактики, по-видимому, содержат большое количество темного вещества, которое невозможно увидеть непосредственно, но о существовании которого мы знаем по гравитационному воздействию на орбиты звезд в галактиках. Кроме того, большинство галактик находятся в скоплениях, и аналогичные соображения позволяют сделать вывод о наличии еще большего количества темного вещества в межгалактическом пространстве скоплений, поскольку оно влияет на движение галактик. С учетом массы темного вещества средняя плотность оказывается равной примерно одной десятой величины, необходимой, чтобы остановить расширение Вселенной. Но могут быть и другие, до сих пор не обнаруженные формы вещества, распределенные почти равномерно по всей Вселенной, и их учет может дополнительно увеличить среднюю плотность, которая достигнет критического значения, необходимого, чтобы остановить расширение. Однако имеющиеся данные свидетельствуют, что Вселенная, скорее всего, будет расширяться вечно. При этом наверняка мы можем сказать лишь то, что даже если Вселенной суждено снова сжаться, это произойдет не раньше, чем через десять миллиардов лет, – потому что она расширялась в течение такого времени, и это как минимум. Не следует зря об этом беспокоиться: к тому времени человечество вымрет вместе с погасшим Солнцем, если только мы не успеем колонизовать области за пределами Солнечной системы^[10]!

Общее свойство всех фридмановских моделей в том, что в некоторый момент времени в прошлом (между 10 и 20 миллиардами лет назад) расстояния между соседними галактиками должны были быть равны нулю. В тот момент, который мы называем Большим взрывом, плотность Вселенной и кривизна пространства-времени должны быть бесконечными. Поскольку математика не может оперировать бесконечными числами^[11], общая теория относительности (на которой основаны модели Фридмана) предсказывает существование точки во Вселенной, где сама теория уже не имеет силы. Это пример того, что математики называют сингулярностью. В сущности, все наши научные теории исходят из предположения, что пространство-время «гладкое» и почти плоское, и поэтому они теряют смысл внутри сингулярности Большого взрыва, где кривизна пространства-времени бесконечна. А значит, если до Большого взрыва и имели место какие бы то ни было события, то на их основе ничего нельзя сказать о последовавшей эволюции системы, потому что в момент Большого взрыва система перестает быть предсказуемой.

Соответственно, если бы мы знали – а мы знаем – только то, что происходило после Большого взрыва, мы не могли бы определить, что происходило до него. Насколько нам известно, события, случившиеся до Большого взрыва, не могут иметь для нас никаких последствий, а потому не могут быть частью какой бы то ни было научной модели Вселенной. Поэтому их придется исключить, приняв постулат о том, что время началось с Большого взрыва.

Идея о том, что у времени было начало, многим не нравится, потому что отсылает к идее о вмешательстве божества. (С другой стороны, Католическая церковь ухватилась за модель Большого взрыва и в 1951 году официально объявила, что она соответствует Библии). В связи с этим было предпринято несколько попыток избежать вывода о Большом взрыве. Наиболее широкую поддержку получила стационарная теория. Она была предложена в 1948 году двумя учеными, бежавшими из оккупированной нацистами Австрии, – это были Герман Бонди и Томас Голд, которые во время войны вместе с британцем Фредом Хойлом работали над созданием радара. Идея была в том, что по мере разбегания галактик в пространстве между ними из постоянно образующегося нового вещества возникают новые галактики. Таким образом, Вселенная выглядела бы одинаково в любой момент времени в любой точке пространства. Чтобы оправдать теорию стационарной Вселенной, потребовалось подправить общую теорию относительности: нужно было сохранить возможность непрерывного рождения вещества. Но требуемая скорость возникновения нового вещества оказалась настолько малой (около одной элементарной частицы на один кубический километр в год), что это предположение никак не противоречило экспериментальным данным. Предложенная гипотеза была хорошей научной теорией в том смысле, что мы раскрыли в первой главе: она была простой, и на ее основе можно было сделать определенные предсказания, которые проверялись наблюдениями. Одно из таких предсказаний состояло в том, что число галактик или других подобных объектов в любом заданном объеме пространства должно быть одинаковым в любой точке Вселенной и в любой момент времени. В конце 50-х и начале 60-х годов прошлого века группа астрономов под руководством Мартина Райла (который также вместе с Бонди, Голдом и Хойлом во время войны работал над созданием радара) готовила в Кембридже обзор космических радиоисточников. Ученые показали, что большинство этих радиоисточников должны находиться за пределами нашей галактики (многие из них были отождествлены с другими галактиками), а также что число слабых источников намного превосходит число ярких. Исследователи предположили, что более слабые источники расположены дальше более ярких, и сделали вывод, что на небольших расстояниях число источников в единице объема меньше, чем на далеких расстояниях. Это могло означать, что мы находимся в центре большой области Вселенной с относительно невысокой плотностью источников. Или же в прошлом, когда радиоволны направились в нашу сторону, число источников в единице объема было больше, чем в настоящее время. Любое из этих предположений противоречило предсказаниям теории стационарной Вселенной. Более того, открытие микроволнового фонового реликтового излучения Пензиасом и Уилсоном в 1965 году тоже свидетельствовало о том, что в прошлом Вселенная была куда плотнее, чем сейчас. Поэтому от теории стационарной Вселенной пришлось отказаться.

Другая попытка избежать вывода о Большом взрыве и, следовательно, о начале времен была предпринята советскими учеными – Евгением Лифшицем и Исааком Халатниковым – в 1963 году. Они предположили, что Большой взрыв – это лишь частная особенность исключительно фридмановских моделей, которые в конце концов являются всего лишь приближенным описанием реальной Вселенной. Быть может, из всех моделей, более или менее похожих на реальную Вселенную, только фридмановские имеют сингулярность Большого взрыва. В моделях Фридмана все галактики разлетаются в точности друг от друга, и потому неудивительно, что в некий момент времени в прошлом они все находились в одном месте. В реальной же Вселенной галактики не удаляются в точности по радиусу друг от друга, у них есть и небольшие поперечные скорости. Поэтому в реальности они не должны были когда-то находиться в одном месте – они могли быть расположены очень близко друг к другу. И тогда, быть может, современная расширяющаяся Вселенная возникла не из сингулярности Большого взрыва, а образовалась после фазы сжатия. При сжатии Вселенной населяющие ее элементарные частицы могли и не столкнуться: они могли только пролететь друг мимо друга, что привело к современному расширению. Откуда тогда мы знаем, что реальная Вселенная возникла из Большого взрыва? Лифшиц и Халатников исследовали модели Вселенной, близкие к фридмановским, но при этом учли неоднородности и случайные скорости галактик в реальной Вселенной. Они показали: несмотря на то, что галактики теперь не удалялись в точности радиально друг от друга, такие модели все же могли начать свое существование со стадии Большого взрыва, хотя это было возможно только в исключительных случаях – моделях, где галактики двигались строго определенным образом. Лифшиц и Халатников заключили, что, поскольку моделей без сингулярности Большого взрыва, похожих на фридмановские, бесконечно больше, чем моделей с сингулярностью Большого взрыва, мы должны сделать вывод, что в реальности никакого Большого взрыва и не было. Позднее они поняли, что существует гораздо более общий класс «фридманоподобных» моделей с сингулярностями, где галактики не должны двигаться каким бы то ни было специальным образом, и в 1970 году отказались от своей идеи.

Лифшиц и Халатников продемонстрировали, что если общая теория относительности верна, то Вселенная могла иметь сингулярность типа Большого взрыва, и в этом состоит ценность их работы. Правда, полученный результат не давал ответа на главный вопрос: следует ли из общей теории относительности, что во Вселенной должен был произойти Большой взрыв – начало времен? Ответить на него удалось благодаря совершенно иному подходу, предложенному британским математиком и физиком Роджером Пенроузом в 1965 году. На основании поведения световых конусов в рамках общей теории относительности, а также того постулата, что гравитационная сила – это всегда сила притяжения, он показал, что сжимающаяся (коллапсирующая) под действием собственного тяготения звезда оказывается захваченной в области, поверхность которой рано или поздно схлопывается до нулевых размеров. Поскольку поверхность области схлопывается до нуля, то это верно и в отношении объема. Все вещество звезды оказывается сжатым в области с нулевым объемом, в результате чего плотность вещества и кривизна пространства-времени оказываются бесконечно большими. Другими словами, мы получаем сингулярность внутри области пространства-времени, известную как черная дыра.

На первый взгляд, теория Пенроуза распространялась только на звезды: она не позволяла делать никаких выводов относительно прошлого Вселенной и возможности существования бесконечно плотного объема типа сингулярности Большого взрыва. Когда Пенроуз сформулировал свою теорему, я был аспирантом и отчаянно пытался найти задачу для завершения диссертации. За два года до этого мне поставили диагноз «боковой амиотрофический склероз», известный также как болезнь Лу Герига, или болезнь двигательных нейронов. Врачи отвели мне всего один-два года, и казалось, что в работе над диссертацией нет особого смысла, – мне все равно было не суждено дожить до ее защиты. Но два года прошли, а мое состояние особенно не ухудшилось. Вообще-то дела у меня шли довольно неплохо, и я обручился с очень милой девушкой – Джейн Уайлд. Но чтобы жениться, мне надо было найти работу, а чтобы получить работу, надо было защитить диссертацию.

В 1965 году я прочел о теореме Пенроуза, согласно которой гравитационный коллапс любого тела должен рано или поздно завершиться образованием сингулярности. Я вскоре понял, что если в этой теореме обратить направление времени – чтобы коллапс превратился в расширение, – то условия теоремы останутся в силе, если Вселенная в настоящее время на больших масштабах близка к модели Фридмана. Из теоремы Пенроуза вытекало, что коллапс любой звезды должен привести к образованию сингулярности; рассуждения об обращении хода времени приводили к тому, что любая модель расширяющейся Вселенной фридмановского типа должна была начаться с сингулярности. Чисто технические обстоятельства теоремы Пенроуза задавали состояние Вселенной: она должна была быть бесконечной в пространстве. Поэтому с помощью этой теоремы я смог доказать неизбежность сингулярности только для Вселенной, которая расширяется достаточно быстро, чтобы ее расширение в будущем не сменилось сжатием (поскольку только такие фридмановские модели имеют бесконечную протяженность в пространстве).

В последовавшие несколько лет я разработал новые математические методы для устранения этого и других технических ограничений в теоремах, настаивающих на неизбежности существования сингулярностей. Окончательный результат был опубликован в нашей совместной с Пенроузом статье в 1970 году – мы наконец доказали непременное наличие сингулярности типа сингулярности Большого взрыва только при условии, что общая теория относительности справедлива и что во Вселенной столько вещества, сколько мы наблюдаем. Наша работа встретила серьезное сопротивление, например, со стороны советских ученых – в частности, из-за их марксистской веры в научный детерминизм^[12], – а частично и со стороны людей, считавших саму идею сингулярностей отвратительной и извращающей красоту теории Эйнштейна. Но с математическими доказательствами сложно спорить. Так, в конце концов наши выводы стали общепринятыми, и в настоящее время практически все согласны, что Вселенная началась с сингулярности Большого взрыва. А по иронии судьбы, мое мнение изменилось. Теперь я стараюсь убедить других физиков, что на самом деле никакой сингулярности в начале Вселенной не существовало: как мы увидим далее, она может исчезнуть, если учесть квантовые эффекты.

В этой главе мы увидели, как менее чем за полвека изменились представления о космосе, формировавшиеся на протяжении тысячелетий. Открытие Хабблом расширения Вселенной и последовавшее осознание ничтожности нашей планеты, затерявшейся в бескрайних космических глубинах, стали лишь отправной точкой. По мере накопления экспериментальных и теоретических данных становилось все очевиднее, что Вселенная должна была иметь начало во времени. И вот в 1970 году мы с Пенроузом окончательно доказали это, положившись на эйнштейновскую общую теорию относительности. Из нашего доказательства следовало, что общая теория относительности – теория неполная: она не в состоянии описать, как началась Вселенная, поскольку предсказывает, что все физические теории, включая саму себя, перестают действовать в точке зарождения Вселенной. Но общая теория относительности и не претендует ни на что большее, чем роль частной теории. Поэтому реальным следствием теорем сингулярности является следующий вывод: на самом раннем этапе существования Вселенной должен был быть момент, когда она была настолько мала, что нельзя было пренебречь мелкомасштабными эффектами другой великой частной теории ХХ века – квантовой механики. В начале 70-х годов прошлого века в попытках понять устройство космоса нам пришлось отойти от изучения масштабных объектов и сосредоточить внимание на объектах сверхмалых. Ниже мы расскажем об этой теории – квантовой механике, и только после приступим к обсуждению попыток объединения двух частных теорий в одну – единую квантовую теорию гравитации.

Дата добавления: 2019-02-22; просмотров: 187; Мы поможем в написании вашей работы!

Поделиться с друзьями:

⇐ Предыдущая 123 4 Следующая ⇒

Мы поможем в написании ваших работ!