МИР, В КОТОРОМ МЫ ЖИВЕМ
Отыщи всему начало, и ты многое поймешь.
От неизменности к эволюции
В связи с тем, что поля тяготения и гравитационные волны охватывают все мировое пространство, уравнения Общей теории относительности описывают пространственно-временные свойства всей Вселенной. Решение этих уравнений должно поэтому содержать сведения всей Вселенной. Мы уже несколько раз встречались со словом «Вселенная», не давая пояснения тому, что отражает это понятие. Прежде чем идти дальше, необходимо сделать несколько пояснений. Понятие «Вселенная», как и большинство понятий, отражает объективные свойства окружающего мира. Подобно большинству понятий, оно претерпевает уточнения, обусловленные развитием науки. Следует сразу обратить внимание на уникальность понятия «Вселенная». Оно отражает уникальность стоящей за ним реальности: Вселенная — это весь мир Она включает в себя всё. Все звезды и галактики, всю видимую и невидимую материю, все физические поля. Вселенная существует в единственном экземпляре, ибо она безгранична, она охватывает всё, и не существует ничего что не входило бы в нее. Она была всегда и пребудет вечно. Не существует второй вселенной, с которой можно сравнить то, что заключено в понятии «Вселенная».
Уникальность, единичность Вселенной чрезвычайно затрудняет ее изучение. Одним из основных вопросов, на который необходимо ответить, исследуя Вселенную, это вопрос о том, остается она неизменной или изменяется с течением времени. Мы видели, что Ньютон исходил из представления о неизменности Вселенной. Он считал, что Вселенная остается неизменной, несмотря на то что в ней постоянно происходят разнообразные процессы, наблюдаются различные изменения. Его убеждение основывалось на неизменности законов Природы. Это позволяло думать, что процессы, протекающие в отдельных областях, не затрагивают Вселенную в ее всеобщности. Ньютон передал свою уверенность потомкам, которые скоро забыли о том, что Ньютону это внушало беспокойство.
Теперь мы пришли к рубежу, за которым открылись новые перспективы. Забегая вперед, скажем, что совсем недавно было показано, что, возможно, потребуется радикальное изменение понятия «Вселенная». Возможно, Вселенная, которую можно изучать при помощи сколь угодно совершенных приборов, не охватывает собой весь материальный мир. Вполне возможно, что в ходе эволюции наша Вселенная родилась вместе с другими вселенными из некоторой единой правселенной. Нам предстоит вместе с учеными пройти длинный путь, в конце которого возникла необходимость такого шага. Важно, что и этот шаг не последний, ибо развитие науки не имеет предела.
Возвратимся к Эйнштейну, который, преодолевая огромные математические трудности, продолжал исследовать новые уравнения. Не имея возможности сразу получить результат, Эйнштейн решил упростить задачу и для начала ограничиться каким-либо частным случаем. Выбор основывался на двух соображениях. Первое — математическое: следовало выбрать случай, наиболее упрощающий математические выкладки. Второе — физическое, основанное на многовековом убеждении ученых. На вере в неизменность Вселенной.
Ученые твердо установили, что Солнечная система, звезды и звездные скопления, а также газовые туманности претерпевают медленное эволюционное развитие. Но вопрос о развитии Вселенной как целого оставался открытым. Вернее, среди подавляющего большинства ученых господствовало мнение о том, что во Вселенной происходит вечный кругооборот материи и энергии.
Эйнштейн, руководствуясь этой полученной еще от Ньютона уверенностью в вечности и неизменности Вселенной, искал решения своих уравнений, соответствующие этому предположению.
Он, конечно, знал, что уравнения Ньютона не допускают решений, соответствующих вечной, но ограниченной в пространстве Вселенной. Он понимал, что разреженное вещество, занимающее конечный объем, должно собраться к центру. А в масштабах Вселенной и звезды ведут себя как частицы разреженного газа. Он помнил и о том, что законы Ньютона не допускают вечного существования безграничной Вселенной. Малейшая неоднородность приведет к тому, что гравитационные силы соберут вещество Вселенной в множество гигантских сгущений. Недаром Ньютон не пытался применить свои уравнения для описания свойств Вселенной.
Уравнения Общей теории относительности в том виде как их написал Эйнштейн, были подтверждены опытом значит, они правильны. Но и они не допускали решений, описывающих Вселенную, существующую вечно с присущим ей вечным кругооборотом материи.
Эйнштейн считал это недостатком теории и искал выхода. Он нашел его, поступив так, как в свое время Максвелл.
Уравнения, полученные Максвеллом путем обобщения законов электростатики и магнетизма, не обладали симметрией. Максвелл счел это недостатком. Для того чтобы сделать свои уравнения симметричными, ввел в них дополнительный член. Он не имел для этого иных оснований, кроме стремления к математической симметрии. Никакой опыт не намекал на необходимость и даже на допустимость этого члена. Максвелл назвал новый член «током смещения вакуума». С точки зрения его современников, это было столь же нелепо, как и само произвольное введение этого члена в уравнения. Словосочетание было невежественным: если вакуум, то какой же в нем ток? Если ток, то какой же это вакуум? Но Максвелл стоял на своем: новый член играет для вакуума ту же роль, какую ток смещения зарядов играет для диэлектрика. Он обнаружил, что пополненные новым членом симметричные уравнения дают решение, имевшее смысл электромагнитных волн, распространяющихся в вакууме без какой-либо непосредственной связи с электрическими зарядами и магнитными полями. Никто никогда не наблюдал таких волн. Это мешало ученым признать теорию Максвелла. Одним из немногих поверивших в нее был Генрих Герц, блестящий экспериментатор и глубокий теоретик. Он поставил опыт с целью проверки теории Максвелла и обнаружил существование электромагнитных волн! Он показал, как их возбуждать и как обнаруживать их присутствие.
Так восторжествовала интуиция Максвелла, его уверенность в важной роли симметрии в законах, существующих в Природе.
Эйнштейн тоже счел, что полученные им уравнения не полны, так как не отображают важного свойства Вселенной: неизменности ее глобальных свойств. И ввел в уравнения дополнительный член. Он назвал его космологическим членом, чтобы подчеркнуть его значение в описании строения Вселенной, чтобы преодолеть противоречие между уравнениями и своей уверенностью в вечности Вселенной.
Эйнштейн сконструировал космологический член так, чтобы он описывал действие неведомой силы отталкивания, способной на больших расстояниях скомпенсировать силу тяготения, стремящуюся, как это установил Ньютон, стянуть Вселенную в компактные сгустки. Силу, способную удерживать галактики на их местах, несмотря на действие силы тяготения. При этом космологический член был выбран так, чтобы описываемая им сила отталкивания оказывалась малой в масштабах Солнечной системы и даже в масштабах галактик.
Достигнув своей цели, Эйнштейн счел Общую теорию относительности завершенной: уравнения описывают движения двойных звезд, планет, спутников под действием гравитации в точном соответствии с опытом.
Теперь он поставил перед собой следующую грандиозную задачу: создать единую теорию поля. В Общей теории относительности, в ее уравнениях, материя играет основную роль. Она определяет свойства «пространства — времени», его метрику, форму лучей света. Электромагнитное поле играет в этих уравнениях важную, но второстепенную роль. В Общей теории относительности электромагнитное поле существует в пространстве, не оказывая влияния на свойства этого пространства, свойства, всецело определяемые распределением в нем вещества.
В Специальной теории относительности Эйнштейна не удовлетворяло выделенное положение равномерных прямолинейных движений. Ценой неимоверных усилий он создал Общую теорию относительности, описывающую любые движения. Но теперь его мучило выделенное положение гравитационного поля. Он глубоко уверен в том, что поле тяготения и электромагнитное поле войдут в будущую теорию как равноправные сущности. Он стремился создать такую теорию и отдавал этой задаче все силы, все время.
В это время в Ленинграде жил скромный молодой физик и математик Александр Александрович Фридман. О нем мало что было известно до того момента, когда он опубликовал работу «О кривизне пространства». В ней он утверждал: из Общей теории относительности следует, что Вселенная расширяется, что звездные миры, галактики, межзвездное вещество разбегаются постоянно и неотвратимо. Многие вместе с Эйнштейном пожали плечами — какая-то ересь…
Это было в 1922 году, всех ученых волновала таинственная, но злободневная теория относительности. Не было ничего удивительного в том, что Фридман, который был занят важнейшей научной проблемой — внедрением математики в метеорологию, решил проверить, имеют ли уравнения Общей теории относительности, помимо стационарного, не зависящего от времени решения, найденного Эйнштейном, другие решения — нестационарные, зависящие от времени.
Тогда мало кто из ученых хорошо знал уравнения Общей теории относительности и до конца понимал ее физическую структуру. Но еще меньшее число физиков, буквально единицы владели математическими методами, необходимыми для активной работы с этой теорией. Фридман был одним из них.
Преодолев огромные трудности, он нашел новое — нестационарное, то есть зависящее от времени, — решение уравнений Эйнштейна. Оно утверждало: Вселенная развивается и видоизменяется, все время испытывая расширение. Математика в полном соответствии со здравым смыслом подсказывала, что расширение началось в некоторый начальный момент. Но состояние Вселенной в этот момент — в математической интерпретации — выглядело совершенно невероятным. Вся материя и вся энергия должны были в этот начальный момент быть сосредоточены в бесконечно малом объеме.
Фридман изложил свой результат в статье, опубликованной в солидном физическом журнале. Она осталась незамеченной физиками, а тем более широкой публикой, но Эйнштейн не мог пройти мимо этой статьи. Прочитал ее и совершил необычную для него ошибку. Он переоценил силу своей интуиции. Он все еще находился под гипнозом общепринятой уверенности в вечной неизменности Вселенной. Эта неизменность проявляла себя в масштабах, при которых все грандиозные процессы, все звездные системы кажутся мелкими и не играющими роли.
Проверив, вероятно, без должного внимания, соответствуют ли решения, полученные Фридманом, уравнениям Общей теории относительности, Эйнштейн пришел к выводу, что они неверны. Как это принято в научном мире, Эйнштейн с полным сознанием своей правоты послал в тот же журнал короткую заметку с указанием на ошибку, допущенную Фридманом, и на то, что работа Фридмана, по существу, укрепляет вывод о стационарности Вселенной.
Фридман обсуждал с коллегами свою статью и заметку Эйнштейна. Его поддержали, и он укрепился в своем мнении. В это время физик Ю. А. Крутков собирался в Берлин. Фридман попросил его передать Эйнштейну письмо, в котором разъяснял возникшую ситуацию.
Крутков посетил Эйнштейна. Эйнштейн прочитал письмо и написал вторую краткую заметку в тот же журнал. В нескольких строках сообщил, что, знакомясь со статьей Фридмана, допустил математическую ошибку, что работа Фридмана правильна и «открывает пути».
Так Ньютон двадцатого века еще раз доказал свою научную принципиальность, уважение к научной этике
Во всех последующих работах, относящихся к космологии, в том числе в попытках создания единой теории поля, Эйнштейн исходил из справедливости решения Фридмана и указывал на его приоритет.
Как показало дальнейшее, Эйнштейн и на этот раз оказался пророком в науке. Работа Фридмана действительно открыла новые пути в познании Вселенной. Это признали все, когда астроном Э. П. Хаббл в 1929 году, систематизируя свои наблюдения, установил, что все далекие туманности разбегаются одна от другой, удаляясь в пространство. Скорость их разбегания тем больше, чем дальше они расположены в момент наблюдения.
Так решение Фридмана выдержало проверку опытом. Для того чтобы не отвлекаться в дальнейшем, следует уже здесь дать несколько пояснений к результату, полученному Хабблом. Чтобы количественно охарактеризовать скорость разбегания туманностей, Хаббл ввел в свои вычисления постоянную величину, определяющую отношение скорости удаления конкретной туманности к расстоянию до нее в момент наблюдения. При этом он применял для измерения скорости километры в секунду, а для измерения расстояния привычную для астрономов единицу длины — парсек. Они называют расстояние, равное миллиону таких единиц, мегапарсеком (сокращенно Мпс). Для любителей определенности следует сказать, что парсек (пс) равен 3 1013 км, а мегапарсек равен 3 1019 км.
В 1929 году Хаббл определил постоянную, называемую теперь в его честь постоянной Хаббла, равной 500 километрам в секунду на Мпс. В 1950 году на основе дополнительных наблюдений ее считали равной 200 тех же единиц. В 1957 году астрофизики считали ее равной 75, а в 1962 году большинство из них склонялись к 100. Это показывает, сколь сложным является определение величины постоянной Хаббла. В настоящее время считается, что постоянная Хаббла ближе всего к величине 50 км/сек на Мпс.
Позже было установлено, что постоянная Хаббла не всегда была постоянной. В начале эволюции Вселенной, когда скорость ее расширения была большей, соответственно большей была и постоянная Хаббла. Поскольку постоянная Хаббла по размерности обратна времени, то ее современное значение можно выразить и при помощи единицы времени. При таком выражении она равна 10-18 единиц, деленных на секунду. Это показывает, что современная скорость расширения Вселенной очень мала. Разбегание Вселенной тормозится силами тяготения, поэтому скорость разбегания постоянно уменьшается.
Результаты работ Фридмана и Хаббла имели огромное влияние на дальнейшее развитие физики и астрономии. Во-первых, увеличилось количество прямых опытных подтверждений справедливости Общей теории относительности. Во-вторых, стала ясна необходимость дальнейших всесторонних исследований эволюции Вселенной. Благодаря Эйнштейну, Фридману и Хабблу родилось новое научное направление — космология — наука, посвященная изучению Вселенной как целого, изучению ее строения, возникновения и дальнейшей судьбы. Изучению эволюции Вселенной.
Первоначально казалось, что новая наука имеет еще более отдаленное отношение к повседневной жизни человечества, чем астрономия. Но со временем оказалось, что это не так. Космология — пограничная область, принадлежащая и физике и астрономии, — оказалась великим стимулятором прогресса науки. Она стала орудием проверки, подтверждающим и отвергающим результаты исследований в весьма удаленной части науки — в физике элементарных частиц и в работах по реализации величественной цели, поставленной Эйнштейном, — в создании единой физической теории, охватывающей весь мир в его единстве и деталях.
Прошлое и будущее
Первоначально космологические исследования касались двух главных вопросов: будущего Вселенной и ее прошлого.
Вопрос о будущем казался более простым. Для ответа на вопрос о том, будет ли Вселенная расширяться вечно, в теории Фридмана достаточно определить только одну величину. Эта величина — средняя плотность массы во Вселенной. Речь идет о полной массе, включающей все виды вещества и все типы полей, ведь энергия в соответствии с теорией относительности связана с массой, обладает вполне определенной массой. Масса, присущая энергии, или энергия, скрытая в массе, могут быть легко пересчитаны одна в другую — они связаны между собой постоянным множителем. Энергия, заключенная в данной порции вещества, получается умножением соответствующей величины массы на квадрат скорости света. При этом, конечно, все три величины — энергия, масса и скорость света — должны быть измерены при помощи одной системы единиц измерения. Например, при помощи международной системы измерения СИ.
Решение Фридмана таково, что если средняя плотность массы Вселенной меньше некоторого критического значения, то Вселенная будет расширяться вечно и скорость ее расширения никогда не обратится в нуль. Если средняя плотность массы Вселенной больше этого значения, то гравитационные силы, силы взаимного притяжения, постепенно за большое, но конечное время замедлят скорость расширения Вселенной до нуля, затем начнется ее сжатие. Уравнения говорили, что сжатие будет продолжаться до тех пор, пока вся масса Вселенной вновь не соберется в бесконечно малом объеме. После этого, вероятно, снова начнется фридмановское расширение. Затем силы тяготения вновь остановят процесс расширения и опять заставят Вселенную сжиматься. Будет ли это продолжаться вечно, не известно и поныне.
Существует предположение, основанное на Втором начале термодинамики, что размахи расширения постепенно затухают, а длительность каждого цикла «расширение — сжатие» возрастает. В каком состоянии и почему прекратится этот процесс и прекратится ли он, еще не известно, как не известно, справедлива ли гипотеза пульсирующей Вселенной. Если же средняя плотность массы Вселенной окажется точно равной своему критическому значению, то Вселенная окажется безграничной, расширяющейся бесконечно долго, но скорость ее расширения постепенно приблизится к нулю. Однако ученые знают, что во всех других случаях, а вероятно, и в этом пограничное решение оказывается неустойчивым и не реализуется в течение сколь-нибудь длительного времени. Случайные, флуктуационные процессы всегда выводят реальные системы и реальные процессы из таких пограничных неустойчивых состояний.
Таким образом, вопрос о будущем Вселенной превратился в конкретную задачу физиков, астрофизиков и астрономов-наблюдателей. Они стремятся определить, какова действительная величина средней плотности массы Вселенной. Задача необычайной трудности. Причем по мере преодоления одних трудностей сразу возникают новые. Ведь для определения средней массы Вселенной необходимо оценить величину массы, содержащуюся в очень большом объеме, и разделить полученную величину на соответствующий объем.
Для того чтобы результат оказался сколь-нибудь надежным, необходимо взять этот объем таким большим чтобы величина массы, заключенной во всех газовых туманностях, во всех звездных скоплениях — галактиках, во всех одиночных звездах и во всех других космических объектах, оказалась равной массе, заключенной в любом другом объеме Вселенной, имеющем ту же величину.
Трудности оценки масс видимых частей туманностей, звездных скоплений и звезд очень велики, но они несравнимо меньше оценки скрытой массы. Вопрос о скрытой массе возник, когда астрофизики попытались на основе астрономических наблюдений оценить массу отдельных галактик и скоплений галактик. Если мысленно разбить объем этих скоплений на одинаковые части, то окажется, что количество галактик в таком объеме, находящемся вблизи центра скопления, максимально и оно плавно уменьшается при переходе к все более удаленным от центра объемам. Измерив относительные скорости галактик, вращающихся вокруг центра скопления, и их размеры, астрофизики могут вычислить силы тяготения, удерживающие галактики на их орбитах, а значит, и полную массу скопления галактик.
Уже первые вычисления и наблюдения показали, что суммарная масса всех звезд в каждой галактике в 10–30 раз меньше той, что дают вычисления по способу, указанному выше. После открытия скоплений скоплений галактик — сверхскоплений — история повторилась. Аналогичные вычисления приводили к значениям массы в сверхскоплениях, в 20 раз превосходящую суммарную массу видимых объектов, входящих в галактики. Так в астрофизике возникло понятие скрытой массы. В понятие скрытой, а точнее, труднонаблюдаемой массы астрономы объединяют массу холодной межзвездной пыли и пылевых облаков, проявляющих свое присутствие только тем, что они поглощают свет звезд и других источников, расположенных за ними. В скрытую массу входит и межзвездный газ, различные виды излучений, невидимые холодные останки звезд, планеты и т. п. Но оценки суммарной массы всех этих типов давали величины, много меньшие, чем следует из расчетов, проведенных на основе наблюдений. Кроме того, остается неясной величина скрытой массы, рассредоточенной в огромных объемах пространства, разделяющего между собой сверхскопления галактик. Неизвестен и вклад черных дыр, таинственных объектов, о которых будет сказано ниже.
В последнее время увеличилась вероятность того, что нейтрино обладают массой покоя. Хотя величина массы каждой из этих частиц, по оценкам, очень мала, их так много, что они могут существенно сдвинуть величину средней плотности масс в сторону ее увеличения. Роль нейтрино в образовании скрытой массы мы более подробно обсудим позже.
Все более точные измерения, все более тонкие теоретические оценки приводят к тому, что результирующее значение средней плотности массы во Вселенной очень близко к критическому значению. Причем пределы, в которых заключено истинное значение средней плотности массы Вселенной, все более сжимаются к критическому значению. Вопрос все еще остается открытым. Работа продолжается. Ясно лишь одно: только достоверная оценка массы покоя нейтрино, подтверждение того, что она отлична от нуля, и точное измерение ее величины могут существенно изменить результат, вывести его за границы современных оценок, вывести в сторону увеличения. То есть привести к реализации варианта пульсирующей Вселенной, что со всей остротой поставит вопрос о том, сколь долго будут продолжаться эти пульсации и чем они закончатся.
Вопрос о начале, о возникновении Вселенной оказался еще более трудным, еще более принципиальным. Он тревожил философов, пожалуй, больше, чем физиков. Ведь возникал вопрос о том, как и из чего появилась Вселенная, и вопрос о том, что было до ее появления. Некоторые философы считали незаконной даже саму постановку этих вопросов. Другие с радостью увидели здесь научный вариант библейского мифа о сотворении мира.
Физиков беспокоило иное. Нужно было понять, как огромная масса Вселенной могла сосредоточиться в бесконечно малом объеме, с которого она начала расширение в соответствии с решением Фридмана. Единственный разумный выход виделся в том, что решения Фридмана вместе с уравнениями Эйнштейна теряют силу, когда плотность массы превышает некоторый очень большой предел. Внутри этого предела действуют другие, еще не известные уравнения, описывающие эти закономерности. На это указывал сам Эйнштейн. Возможно, здесь проявляются квантовые закономерности, о которых он писал в связи с излучением гравитационных волн, новые, еще не известные правила игры, игры Природы.
Предел, за которым теряют силу Общая теория относительности и современная квантовая физика, возможно, совпадает с удивительными границами, установленными Планком задолго до появления этих теорий.
К мысли о существовании подобных границ Планк пришел после того, как логика науки привела его к замечательному открытию — непонятной постоянной величине, позднее названной его именем.
К этой постоянной Планк пришел после длительных настойчивых попыток описать свойства излучения «абсолютно черного тела»— тела, способного полностью поглощать электромагнитные волны любой длины, совершенно не отражая их.
Моделью «абсолютно черного тела» может служить отверстие в полом сосуде с темной шероховатой внутренней поверхностью. Любая электромагнитная волна, вошедшая внутрь через это отверстие, будет полностью поглощена, а ее энергия нагреет стенки полости. Со своей стороны, нагретые стенки полости излучают электромагнитные волны, которые частично выходят наружу сквозь отверстие в стенке полости.
Планк знал, что все попытки описать это излучение, исходя из уравнений Максвелла и молекулярно-кинетической теории, приводили к противоречию с результатами опытов.
Размышляя об этой загадке, Планк вспомнил, что великий физик-теоретик Больцман как-то сказал ему, что эту проблему невозможно решить, не предположив, что здесь играет роль какая-то дискретность. Больцман не уточнил, что он имел в виду. Убедившись в бесплодности всех попыток, основанных на общепризнанных взглядах, Планк написал странную формулу, в которой процесс передачи энергии между электромагнитным полем и веществом происходил порциями — квантами.
Так в науку вошли порции энергии — кванты — и описывающая эти порции величина — знаменитая постоянная Планка, или «квант действия».
Формула, найденная интуитивно, решила задачу. Она правильно описывала свойства излучения «абсолютно черного тела»— от самых длинных до сколь угодно коротких волн.
Физики давно привыкли к тому, что большинство физических величин тесно связано с тремя величинами — длиной, интервалом времени и массой. Выбрав произвольно единицы измерения этих величин, например сантиметр длины, секунду времени и грамм массы, можно выразить через них единицы большинства остальных величин.
Планк заметил, что введенная им постоянная, которую теперь называют постоянной Планка, имеет в физике гораздо более широкое значение, чем он думал, вводя ее для устранения ультрафиолетовой катастрофы*.
Планк обнаружил, что его постоянная играет в науке не меньшую роль, чем постоянная тяготения в законе Ньютона и скорость света. Комбинируя эти три постоянные, можно образовать новые единицы любой размерности, например новые единицы длины, времени и массы. Эти новые единицы, если их измерить сантиметрами, секундами и граммами, оказываются очень малыми: планковская единица длины равна 1,6-10— 33 см, планковская единица времени равна 5,3 10–44, планковская единица массы равна 2,2-10— 5 г. Планк правильно воспринял этот намек. Новые единицы неудобны в обычных измерениях, но, возможно, они окажутся естественным масштабом процессов в микромире.
Для дальнейшего имеет большое значение еще одна планковская единица, единица плотности. Плотностью, как известно, называется отношение массы к объему. Взяв соответствующие цифры, написанные выше, легко убедиться в том, что планковская единица плотности, переведенная в отношение граммов к кубическим сантиметрам, потрясающе велика. Она равна 5 1093 г/см3. Эта плотность намного превышает плотность вещества внутри ядер атомов или плотность внутри нейтронных звезд. Эта плотность играет, однако, важную роль в попытках выяснения физических процессов, протекающих в начале фридмановского расширения Вселенной, когда все вещество и вся энергия были спрессованы в ничтожно малом объеме.
Только спустя половину века стало ясно, что планковские единицы действительно указывают пределы применимости известных нам законов природы. Теория, способная работать внутри этих малых границ, не создана до сих пор. Однако вскоре после окончания второй мировой войны ученые начали шаг за шагом приближаться к этим рубежам.
Большой взрыв
Для того чтобы получить какие-либо сведения о процессах, происходивших во Вселенной на ранних стадиях фридмановского расширения, нужно было перейти от кинематического описания к динамическим закономерностям, учитывающим силы, действующие на вещество, закономерностям, определяющим преобразования энергии и видоизменения вещества.
Такую попытку сделал в 1946 году Г. Гамов. Он опирался на термоядерные реакции, которые, как еще в 1940 году установил Г. Бете, порождают энергию, излучаемую Солнцем и другими звездами. Он исходил из исследований строения ядер и из свойств элементарных частиц, известных в то время.
Гамов предположил, что толчком к фридмановскому расширению было неустойчивое состояние, при котором масса, образованная всеми элементарными частицами, была сжата до огромных плотностей и находилась при колоссальной температуре. Он не пытался объяснить, как возникло такое состояние. Но он считал, что при огромном давлении и температуре частицы одного сорта постоянно превращались в частицы других сортов и возникали вновь так, что каждый сорт был в равновесии с другими.
Гамов назвал процесс, положивший начало фридмановскому расширению, Большим взрывом и предположил, что дальнейшее расширение происходило в соответствии с гипотезой Фридмана.
Для того чтобы эта гипотеза превратилась в теорию нужно было проанализировать дальнейшую эволюцию материи, расширяющейся после Большого взрыва.
Решающий шаг был сделан в 1948 году, когда Р. А. Альфер, Бете и Гамов построили первую модель ранней Вселенной, то была умозрительная модель, попытка наполнить конкретным физическим содержанием теорию расширяющейся Вселенной Фридмана. Такое утверждение может показаться кощунственным в отношении Фридмана и в отношении Эйнштейна, но слово «конкретным» в предыдущей фразе делает ее полностью соответствующим действительности. Ведь Общая теория относительности, теория тяготения Эйнштейна оперирует только общими понятиями «материя», «энергия» и «пространство — время». В уравнениях Общей теории относительности присутствуют только общие количественные характеристики: масса, объединяющая массу вещества и массу энергии, и параметры, связывающие кривизну «пространства — времени» с распределением массы в пространстве. Для этой теории не существенно, в каком виде присутствуют материя и энергия, определяющие структуру «пространства — времени». Естественно, что подобной общностью обладает и решение Фридмана.
До работ Гамова и его сотрудников в ходу были звучные, но не наполненные содержанием высказывания о том, что в начале фридмановского расширения Вселенная была «первичным атомом» или каплей ядерной жидкости.
Гамов, Альфер и Бете исходили из первоначальной гипотезы Гамова о том, что в начальный период своего существования Вселенная была заполнена чрезвычайно плотным однородным газом. Он состоял из всех известных в то время элементарных частиц, находящихся в тепловом равновесии с излучением при очень высокой температуре и взаимодействующих между собой посредством полей (электромагнитного и гравитационного), тоже находящихся в тепловом равновесии между собой и с элементарными частицами. Авторы сознательно избегали обсуждение вопроса: была ли Вселенная вначале сосредоточена в точке? Они начинали свой анализ с того момента, когда Вселенная занимала малый, но не бесконечно малый объем. Предполагалось, что этот газ с самого начала заполнял все пространство и расширялся вместе с ним. Они считали, что все известные законы физики не изменяются со временем и действовали с самого начала расширения Вселенной.
Теория исходила из того, что расширение Вселенной вначале протекало чрезвычайно быстро, взрывоподобно, что дало название теории — Большой взрыв. В ходе расширения величина плотности вещества и энергии, усредненная по большим областям, убывала, оставаясь почти однородной. Расчеты основывались на предположении, что, несмотря на быстрое развитие Большого взрыва, быстрое расширение «пространства — времени», изменения всех характеристик вещества и энергии, за исключением плотности и температуры, происходили относительно медленно и не влияли на изменения плотности и температуры.
Теперь приходится лишь удивляться, как первоначальный вариант теории Большого взрыва позволил получить несколько важнейших результатов, впоследствии подтвержденных астрономическими наблюдениями! Ведь со временем выяснилось: эта теория основывалась на ошибочном значении постоянной Хаббла. Мы уже упоминали о том, что значение этой величины, определенное первоначально Хабблом, в 10 раз превосходило значение, полученное позднее с применением более точных методов. Величина этой постоянной, известная в 1946 году, привела Гамова к выводу о том, что с момента Большого взрыва, с начала фридмановского расширения Вселенной, прошло «всего» 2 миллиарда лет. Это противоречило возрасту старейших земных пород, оцененному в то время геофизиками величиной около 4 миллиардов лет. «Небольшое» — всего в два раза — различие казалось Гамову несущественным, так как обе величины были оценены недостаточно точно. Но близость этих величин приводила к неизбежному выводу о том, что Земля и Солнце сконденсировались из первичного вещества когда-то в начальных стадиях Большого взрыва. Пришлось принять, что к тому времени в ходе Большого взрыва уже образовались все химические элементы вплоть до урана. Это казалось возможным только в условиях предельно высоких температур. Так, по существу, утвердилось мнение о том, что Большой взрыв происходил в условиях чрезвычайно высокой температуры, а теорию Гамова иногда называют теорией горячей Вселенной.
Дальнейшее уточнение теории Большого взрыва произведено Альфером и Гамовым вместе с Р. Германом. Теперь они предположили, что Большой взрыв произошел, когда Вселенная состояла только из нейтронов. В то время уже было известно, что массивные звезды, сжимаясь в конце своей эволюции, приходят в состояние, когда практически все их вещество преобразуется в нейтроны.
Исходя из этого, можно было предположить, что и все вещество Вселенной, первоначально сжатое до очень высокой плотности при огромной температуре, состояло из нейтронов. Затем произошел Большой взрыв, нейтронная Вселенная начала стремительно расширяться. При этом нейтроны постепенно превращались в протоны, электроны и антинейтрино, как это и теперь происходит со свободными нейтронами.
В процессе расширения плотность и температура быстро падали. В некоторый момент температура опустилась настолько, что случайно столкнувшиеся нейтрон и протон уже могли удержаться вместе, образуя дейтон — ядро атома дейтерия. Затем, путем последовательных присоединений нейтронов и протонов, возникли ядра всех известных элементов.
Альфер и Герман установили, что в результате таких последовательных захватов можно прийти к наблюдаемому ныне соотношению количества различных легких элементов. Но необходима жесткая предпосылка: первоначальное отношение числа фотонов к числу ядерных частиц должно было быть порядка миллиарда. Учитывая это и воспользовавшись определенной в то время астрофизиками плотностью ядерных частиц в космическом пространстве, они предсказали, что от ранней Вселенной должно остаться электромагнитное излучение с температурой 5К. (Напомню, что буква К означает градусы Кельвина). А на каждое ядро гелия должно приходиться по 10 протонов.
Это предсказание прошло совершенно незамеченным.
Вскоре выяснилось, что вычисления Альфера, Германа и Гамова были не совсем правильными. В 1950 году Е. Хаяши показал, что следует отказаться от предположения о том, что в начале эволюции Вселенная содержала только нейтроны и что они распадались по законам радиоактивного распада. Более вероятной казалась первоначальная гипотеза Гамова о том, что в первые мгновения Большого взрыва существовала плотная горячая плазма. Пришлось принять, что эта плазма содержала нейтроны и протоны, электроны и позитроны, нейтрино и антинейтрино. В 1953 году Альфер, Герман и Дж. Фоллин (младший) пересчитали модель в соответствии с уточнением Хаяши. Они вновь пришли к соотношению содержания гелия и водорода, совпадавшему с наблюдениями астрономов (одно ядро гелия на каждые десять протонов). Но за дальнейшим синтезом химических элементов они не проследили. Возможно, их остановило указание Э. Ферми и А. Туркевича, обративших внимание на отсутствие в природе ядер с пятью и с восемью ядерными частицами. Из этого следовало, что такие ядра очень неустойчивы. Поэтому невозможно ожидать, что в горячей плазме простым присоединением нейтронов или протонов рождаются ядра более массивные, чем гипотетическое ядро бериллия-8.
В 1952 году Э. Сольпитер показал, как, несмотря на отсутствие ядра с пятью ядерными частицами, путем последовательного присоединения нейтронов и протонов в не слишком горячей плазме могут возникать не только ядра изотопов водорода и гелия, но и ядра изотопов лития.
Современная теория нуклеосинтеза в ранней Вселенной, приводящая на определенной стадии развития после Большого взрыва к возникновению легких ядер, была создана лишь в 1964 году Я. Б. Зельдовичем и независимо Ф. Хойлом и Р. Тайгером, а также П. Пиблсом.
После этого стало общепризнанным, что все химические элементы, следующие за литием, образовались в недрах звезд и при взрывах сверхновых. К этому нам еще предстоит возвратиться.
Прежде чем расстаться с моделью Альфера, Германа и Гамова, нужно еще раз обратить внимание на то, что ее авторы в то время находились под влиянием общепринятой тогда величины постоянной Хаббла. Но величина постоянной Хаббла характеризует скорость расширения Вселенной, а значит, и время, прошедшее от Большого взрыва до наших дней.
В соответствии с принятым в сороковых годах значением постоянной Хаббла возраст Вселенной был оценен в границах от 1 до 4 миллиардов лет, что сравнимо с возрастом Земли, определенным тогда различными достоверными методами в пределах 4–6 миллиардов лет. Именно это заставило Альфера, Германа и Гамова и в последнем варианте их теории счесть, что все химические элементы были синтезированы в ходе Большого взрыва до образования звезд и планет.
Лишь в семидесятых годах величина постоянной Хаббла была уточнена и было принято ее современное значение а возраст Вселенной оказался где-то между 13 и 20 миллиардами лет. Чаще всего говорят о 15 миллиардах лет. Именно это позволило пересмотреть теорию нуклеосинтеза и разработать более подробный сценарий образования звезд, включающий первый этап, на котором рождались и гибли звезды первого поколения, состоявшие из водорода и гелия. Лишь позже из элементов, синтезированных в ходе эволюции звезд первого поколения, возникли знакомые нам звезды второго поколения. К этому мы еще вернемся.
Первоначальный вариант теории расширяющейся Вселенной, созданный Фридманом, содержал лишь один результат, поддающийся проверке опытом. Этим результатом был сам процесс расширения. Безупречность теории была подтверждена авторитетом Эйнштейна. На вопрос о том, имеет ли это расширение реальный смысл, ответил Хаббл: да, она расширяется, как предсказал Фридман.
Модель Большого взрыва тоже привела к ряду результатов, поддающихся опытной проверке. Среди них — процесс образования ядер легких элементов из протонов и нейтронов. Это произошло после того, как расширение привело к понижению температуры ниже уровня, при котором тепловые соударения с другими протонами и нейтронами и воздействие излучения уже не могут разрушить образовавшиеся ядра. При этом модель позволяет проследить за ходом образования различных ядер, базируясь на результатах физики элементарных частиц и ядерной физики. Таким путем была вычислена распространенность легких ядер.
Несмотря на то что модель Гамова и его соавторов основывалась на неверном значении постоянной Хаббла, они смогли вычислить, что в современной Вселенной большая часть вещества существует в виде водорода (70 %), а меньшая часть в виде гелия (30 %). Все остальные элементы в сумме не составляют и нескольких процентов вещества Вселенной, так что их количество укладывается в пределы тех ошибок, с которыми вычислено количество водорода и гелия.
Это «предсказание» удивительно хорошо совпало с наблюдением астрофизиков, что сильно укрепило уверенность в правильности теории Большого взрыва, несмотря на первоначальную неясность с образованием тяжелых ядер.
Уточненная модель Большого взрыва немного изменила значение температуры электромагнитного излучения, оставшегося от Большого взрыва.
Расчеты показали, что к нашему времени оно должно охладиться до температуры порядка 10К (вместо первоначального результата 5К).
Следует помнить, что между 1948 и 1953 годом никто не помышлял о том, что можно зафиксировать существование излучения, обладающего столь низкой температурой. Эта часть работы, это предсказание не привлекло внимания ученых и оказалось забытым. Но в нем таился зародыш одной из самых впечатляющих сенсаций науки наших дней.
В 1963 году группа теоретиков, работавших в Принстоне во главе с Р. Дикке, снова заинтересовалась теорией Большого взрыва. За прошедшее десятилетие теория элементарных частиц пережила период бурного развития как в области фундаментальных моделей, так и по методам расчетов и полученным результатам. Значительный прогресс пережила и радиоастрономия. Были построены крупные малошумящие антенны для приема радиоволн сантиметрового диапазона, приходящих из космоса. Одновременно еще более молодая квантовая электроника позволила создать принципиально новые квантовые усилители радиоволн, основанные на применении открытого Е. К. Завойским парамагнитного резонанса. Радиоприемники с такими усилителями могли легко зафиксировать радиоизлучение, интенсивность которого была бы эквивалентна шумам сопротивления, нагретого лишь до нескольких единиц градусов Кельвина.
Один из сотрудников Дикке, П. Пиблс, вновь провел расчеты протекания начальной стадии эволюции Вселенной, следуя стандартной модели Большого взрыва, но с учетом новейших достижений физики элементарных частиц. Расчет подтвердил, что со всех направлений из удаленных областей Вселенной к Земле приходит равновесное радиоизлучение, максимум интенсивности которого после новых вычислений оказался близким к 7К. Основной отличительной чертой этого излучения является независимость его интенсивности от направления в пространстве и его спектр, являющийся характерным шумовым спектром равновесного теплового излучения. Лабораторный жаргон присвоил этому излучению наименование «реликтовое излучение», что подчеркивает его происхождение. Ведь это действительно реликт — остаток давно минувших времен и событий. Наименование сохранилось и вошло в международный словарь науки.
По поручению Дикке двое из его сотрудников начали готовить сверхчувствительный радиоприемник и крупную антенну радиотелескопа для поиска реликтового излучения на длине волны около 3 см.
Открытие
В это время американские радиоастрономы А. Пензиас и Р. Вильсон готовили к очередным экспериментам оригинальную рупорную антенну. Эта большая антенна была построена для исследования возможности создания космической системы радиосвязи, в которой спутник типа Эхо» — большой баллон из тонкой металлизированной пленки, выведенный на околоземную орбиту и раздутый газом, — должен был служить зеркалом, отражающим радиоволны, излученные передатчиком.
После того как эксперименты с «Эхом» были закончены, Пензиас и Вильсон собирались применить эту антенну в качестве радиотелескопа и поэтому тщательно изучали ее шумовые свойства. Они оценивали вклад различных источников шумов в принятых радиоастрономами единицах — градусах Кельвина. За единицу был принят шум, испускаемый сопротивлением величиной в один Ом, нагретым на 1К. Различные источники шумов вносили свой вклад в общую шумовую температуру антенны, а исследователи старались свести шумы антенны к минимуму. Как и другие радиоастрономы, они использовали для калибровки антенны шумы, приходящие из космического пространства, стремясь при этом точно учесть путем вычислений неизбежные шумы, порождаемые земной атмосферой, и шумы, излучаемые поверхностью Земли, попадавшие в антенну, даже когда она была обращена к небу. В последнем случае сказывалось отклонение конструкции антенны от расчетной и явление дифракции, то есть изгибание направления распространения радиоволн вблизи края антенны.
Закончив эти исследования, Пензиас и Вильсон обнаружили, что измеренный ими шум антенны на 3 К превосходит ее расчетный шум с учетом всех мыслимых внешних шумов. Необычно было, что величина избыточного шума не зависела от направления антенны. В процессе исследования антенну поворачивали от зенита почти до горизонта и вращали ее вокруг вертикальной оси так, что она обегала все участки горизонта. Таинственное шумовое излучение не изменялось ни со временем суток, ни в течение года.
В 1964 году, когда измерения закончились, исследователи приобрели полную уверенность в том, что избыточное радиоизлучение, идущее с удивительным постоянством к Земле, одинаково со всех сторон, — реальность.
Неожиданная, непонятная, но несомненная реальность. Они были недостаточно подготовлены даже для того, чтобы выдвинуть сколько-нибудь удовлетворительную гипотезу, способную объяснить наблюдаемый ими избыточный шум. Никто из сотрудников большой и высококвалифицированной научно-исследовательской организации, в которой они работали, тоже не мог сказать ничего определенного. Но цепь случайностей в конце концов привела их к Пиблсу, научный доклад которого слышал знакомый их знакомого.
Ничего не зная о теории Большого взрыва, Пензиас и Вильсон связались с Пиблсом. Личный контакт поставил все на свои места — Пиблс поздравил радиоастрономов с открытием. Да, обнаруженный ими избыточный шум не ошибка, не влияние какого-то неучтенного ими источника помех. Это открытие. И оно имеет огромное принципиальное значение. Вскоре это открытие — результат тщательно проведенного эксперимента — принесло им Нобелевскую премию.
Но на этом история реликтового излучения не окончилась.
Сразу после создания Общей теории относительности Эйнштейн разъяснял, что пространство обладает вполне определенным свойством — кривизной, причем величина и характер искривления пространства в каждой его точке вызывается материей, распределенной по всей Вселенной. Эта кривизна может быть обнаружена и изучена, как и все физические характеристики остальных реальных объектов. Это не было возвращением к Ньютону.
Уже Специальная теория относительности вывела за пределы науки абсолютное однородное евклидово пространство и абсолютное время механики Ньютона как ненужные и приводящие к недоразумениям абстракции.
Эйнштейн отлично понимал, что равномерное движение в реальном искривленном пространстве может быть в принципе измерено. Он даже несколько раз писал о том, что Общая теория относительности, в отличие от Специальной теории относительности, выявив реальные свойства пространства, одновременно привела к принципиальной возможности наблюдения «нового эфирного ветра»— то есть обнаружения равномерного движения измерительного прибора в мировом пространстве.
Эйнштейн писал об этом, когда все уже признали отсутствие эфира, невозможность обнаружения «эфирного ветра» в опытах, подобных опыту Майкельсона, и никто не предполагал реальной возможности обнаружения того, что он назвал «новым эфирным ветром». Он тоже не знал, как можно судить о перемещении прибора относительно искривленного пространства, не располагая возможностью независимо определять свойства этого пространства. В то время никто не предполагал существования реликтового радиоизлучения, заполняющего пространство и отображающего его свойства.
Поэтому Эйнштейн не думал о том, что можно поставить реальный опыт, способный продемонстрировать «новый эфирный ветер».
Прошли годы, в 1976 году группа американских ученых в составе Г. Ф. Смута, М. В. Горенштейна и Р. А. Маллера задалась целью обнаружить «новый эфирный ветер». Увеличив чувствительность своей аппаратуры в тысячу раз по сравнению с имевшейся у Пензиаса и Вильсона и подняв ее на высоту 15 км, за пределы плотных слоев земной атмосферы, чтобы уменьшить величину атмосферных шумов, они обнаружили пространственную несимметрию реликтового излучения. Несимметрия составляла всего тысячную долю градуса Кельвина, но она была установлена надежно. Температура излучения, приходящего с того направления, куда движется Земля в космическом пространстве, была на 0,003 К выше, а температура излучения, приходящего с противоположной стороны, оказалась на такую же величину ниже, чем точно установленное среднее значение температуры реликтового излучения (2,7 К). Это было одним из проявлений эффекта Доплера. Точность измерения была столь велика, что на фоне вращения Солнечной системы вокруг центра Галактики и движения Галактики относительно других удаленных галактик можно было выделить сравнительно медленное (30 км/с) движение Земли по ее орбите вокруг Солнца.
Так был обнаружен «новый эфирный ветер». Так было установлено, что с учетом «нового эфирного ветра» интенсивность реликтового излучения, приходящего из любой точки небосвода, не отличается и на одну десятитысячную градуса Кельвина от интенсивности реликтового излучения, приходящего от любой другой точки небосвода. Астрофизики называют такую независимость от направления изотропностью. Изотропность реликтового излучения, как мы увидим ниже, играет решающую роль при оценке достоверности различных теорий эволюции Вселенной.
Забегая вперед, скажем, что такая оценка позволит составить более детальное представление о свойствах Вселенной в тот период, когда при температуре порядка 4000 К она стала прозрачной для электромагнитных волн. От этого зависит, приходит ли реликтовое излучение одинаково интенсивным со всех направлений или его интенсивность зависит от направления. А это непосредственно связано с тем, сколь однородной была Вселенная в тот отдаленный период.
Первооткрыватели «нового эфирного ветра» сообщили о том, что, учтя его, они не обнаружили изменений интенсивности реликтового излучения в пределах чувствительности их аппаратуры, составлявшей около 10-4 К.
Две группы ученых, помещая свои приборы на высотных баллонах и самолетах, сообщили в 1980 и 1981 годах об обнаружении азимутальной асимметрии, то есть о зависимости интенсивности реликтового излучения от направления. Однако две другие группы опровергли в 1983 году их результаты.
Еще в конце шестидесятых годов Н. С. Кардашев из Института космических исследований АН СССР (ИКИ) обосновал преимущества исследования реликтового излучения при помощи приборов, помещенных на искусственном спутнике Земли. При этом устраняются шумы и помехи, порожденные атмосферой и различными наземными электрическими устройствами. Вторым существенным преимуществом является много большее время работы приборов. Один год работы на спутниках эквивалентен полувековым исследованиям, основанным на сравнительно кратковременных полетах баллонов и высотных самолетов.
Спутниковый эксперимент был выполнен сотрудниками ИКИ И. А. Струковым и Д. П. Скулачевым на спутнике «Прогноз-9». Они опубликовали в январе 1984 года первые результаты своей работы в статье под названием «Эксперимент «Реликт». Первый результат».
Первый результат таков: если азимутальная асимметрия реликтового излучения существует, то она не превышает 0,2 м К (м К — милликельвин). Последующая обработка полученных опытных данных позволяет считать, что эта асимметрия не превышает 10 от средней интенсивности реликтового излучения, имеющего температуру около 2,7 К.
Ученые, конечно, не остановятся на достигнутом, потому что им уже видны пути дальнейшего улучшения аппаратуры, способной длительно работать в космическом пространстве.
Открытие реликтового излучения сыграло для теории Большого взрыва такую же роль решающего эксперимента, которую для Общей теории относительности сыграло обнаружение искривления световых лучей в окрестностях Солнца.
Теория Большого взрыва сразу получила признание Физиков и астрофизиков.
Многие интересуются, почему реликтовое излучение было обнаружено только в 1965 году (дата публикации статьи Пензиаса и Вильсона и статьи Дикке, Пиблса и др.) и то случайно, если его существование было предсказано еще в 1948 году.
Причин много. Прежде всего нужно учесть, что радиофизики не знали работ Гамова и его сотрудников, а значит, не знали об их предсказании. Физики не подозревали, что такое слабое излучение можно зафиксировать и измерить.
В свою очередь физики-теоретики, обнаружив огрехи в работе Гамова и его сотрудников (ошибка с постоянной Хаббла, ошибка с синтезом тяжелых ядер), надолго потеряли интерес к теории Большого взрыва.
Мы уже знаем, что только в 1964 году Дикке и его сотрудники вновь оценили температуру реликтового излучения и начали подготовку к его наблюдению. Одновременно и независимо Зельдович и его ученики А. Дорошкевич и И. Новиков тоже изучали раннюю историю Вселенной, чтобы решить, была ли она в самом начале раскаленной или холодной. В короткой статье Дорошкевича и Новикова сказано, что решить этот вопрос можно, наблюдая, существует ли реликтовое излучение, с необходимостью следующее из теории Большого взрыва. В этой статье они указывали, что наиболее подходящей антенной для такого эксперимента является большая рупорная антенна лаборатории «Белл» в Кронфорд Хилле, та самая антенна, при помощи которой Пензиас и Вильсон сделали свое открытие, ничего не зная об этой статье.
Лишь недавно сотрудник Института общей физики АН СССР Т. А. Шмаонов вспомнил, что в середине пятидесятых годов он при помощи рупорной антенны изучал радиоволны длиной в 3,2 см, приходящие из космоса. Учтя все возможные помехи, он пришел к выводу, что из космоса со всех сторон приходит радиоизлучение с температурой 4+3 К. Этот результат он опубликовал в 1957 году в журнале «Приборы и техника эксперимента», но Шмаонов не пытался установить источник этого излучения.
В те годы он не мог получить помощи теоретиков, ибо теория Большого взрыва была прочно забыта, а интерес к ней возродился лишь через 7 лет.
Позже, когда в 1964 году вновь возник интерес к Большому взрыву, никто не помнил о статье Шмаонова. Никто не сообщил Дорошкевичу и Новикову, указавшим на антенну в Кронфорд Хилле, что в Советском Союзе тоже есть подходящая антенна и что реликтовое излучение уже обнаружено. Не помнил об этом и сам Шмаонов.
Статья Шмаонова воскресла и вновь возникла из журнальных дебрей через 27 лет после ее опубликования, через 18 лет после открытия Пензиаса и Вильсона и через 5 лет после вручения им Нобелевской премии.
Так еще раз подтвердилась старая истина: открыть — не значит увидеть, а значит — понять.
Первый сценарий
Шли годы. Многие ученые уточняли теорию Большого взрыва. В начале семидесятых годов удалось с большими подробностями воссоздать (на бумаге) эволюцию Вселенной.
При этом физики были все еще вынуждены отказаться от описания «самого начала», когда, в соответствии с теорией Фридмана, Вселенная была сжата в бесконечно малый объем.
В середине семидесятых годов сценарий, описывающий эволюцию Вселенной, можно было начать только с дистанции в одну сотую секунды от начала Большого взрыва.
Основываясь на знаниях, накопленных к 1975 году, ученые нарисовали первый кадр сценария «Большой взрыв»: через 0,01 с после Большого взрыва температура Вселенной составляет 100 миллиардов градусов (1011 К). Она заполнена однородной по свойствам смесью вещества и излучения. Существенно, что свойства Вселенной в этот момент совершенно не зависят от того, что было раньше. Все последующее определяется тем, что при температуре 1011 К электрический заряд Вселенной и разность между числом частиц и античастиц в ней очень малы или равны нулю.
Вещество, образующее Вселенную в этот момент, представлено электронами и нейтрино с их античастицами, а излучение существует в форме фотонов. По оценкам, выполненным к 1975 году, каждый из этих сортов частиц был представлен почти в одинаковом количестве (точнее, на каждый фотон приходилось по 7/4 электронов, позитронов, нейтрино и антинейтрино). Кроме того, на каждый миллиард нейтрино или фотонов присутствует всего примерно один протон или нейтрон. Плотность этой смеси огромна. Она в 3,8 миллиарда раз превосходит плотность современной воды.
При такой огромной плотности и температуре электроны и позитроны (частицы материи) постоянно превращаются в фотоны (частицы света), а фотоны с той же интенсивностью порождают электронно-позитронные пары. Одновременно протоны превращаются в нейтроны и обратно, причем в этих превращениях участвуют электроны и нейтрино со своими античастицами.
Размер Вселенной в этот момент неизвестен, но это незнание не влияет на дальнейшую эволюцию. Ясно лишь, что, оставаясь в состоянии подвижного равновесия, Вселенная чрезвычайно быстро расширяется, увеличиваясь на 1 % за 0,02 с.
Расширяясь, Вселенная быстро остывает, но скорость ее расширения постоянно убывает, так как гравитационные силы препятствуют расширению.
Следующий характерный момент, следующий кадр сценария отстоит на 0,1 с от предыдущего. Температура успела упасть примерно втрое, до 3 1010 К. Температура Вселенной уменьшается при расширении аналогично тому как остывает расширяющийся газ. Электроны, позитроны нейтрино, антинейтрино и фотоны все еще пребывают в равновесии между собой, но вследствие падения температуры радиоактивный распад нейтронов, превращающихся в протоны, электроны и антинейтрино, уже не компенсируется обратным превращением протонов в нейтроны. В результате к этому моменту в состав ядерных частиц входит 38 % нейтронов на 62 % протонов. Скорость расширения Вселенной, убывающая как квадрат температуры, уменьшилась так, что расширение на 1 % происходит только за 0,2 с.
Следующий характерный момент, а значит, и следующий кадр отстоит на 1 с от начала отсчета. Вследствие расширения температура понизилась еще втрое — до 1010 К. Теперь плотность вещества упала настолько, что нейтрино перестали взаимодействовать с остальными частицами. Из-за падения температуры электроны и позитроны превращаются в фотоны чаще, чем рождаются из них, поэтому количество электронов и позитронов начинает уменьшаться, а количество фотонов — возрастать. Распад нейтронов продолжается. Поэтому их баланс теперь: 24 % нейтронов и 76 % протонов. Еще примерно через 10 с температура успевает упасть примерно втрое (до 3 10 К), рождение электронов и позитронов из фотонов прекращается. Но, сталкиваясь между собой, электроны и позитроны по-прежнему превращаются в фотоны. Их количество быстро уменьшается, а количество фотонов соответственно увеличивается. Теперь Вселенная состоит 6 преимущественно из фотонов с небольшой примесью частиц и античастиц, а также из продолжающих независимое расширение нейтрино. Распад нейтронов приводит к дальнейшему уменьшению их количества до 17 % при 83 % протонов. Расширение и охлаждение продолжается.
Следующий важный этап происходит чуть позже чем через 3 минуты, когда температура падает ниже 109 К, ниже одного миллиарда градусов Кельвина. При этой температуре начинается нуклеосинтез: ядра дейтерия, образующиеся при столкновении протона и нейтрона, уже не распадаются при взаимодействии с другими частицами и фотонами. Более того, они могут присоединять к себе еще один протон или нейтрон и превращаться соответственно в ядра гелия-3 и в ядра трития. А они, в свою очередь, присоединяя соответственно еще один нейтрон или протон, превращаются в гелий-4. Кроме того, в результате редких соударений ядра гелия-4 с ядром дейтерия возникает небольшое количество ядер лития-6, а при соударении ядер гелия-4 с ядрами трития возникает небольшое количество ядер лития-7. Ядра более тяжелых атомов не образуются этим путем, ибо не существует стабильных ядер с пятью или восемью ядерными частицами.
К моменту, непосредственно предшествующему нуклеосинтезу (образованию ядер), распад нейтронов свел их количество примерно до 12,5 % на 87,5 % протонов. Практически все нейтроны затем оказались связанными в ядрах гелия-4. В ядре гелия-4 содержится по два нейтрона и два протона, следовательно, ядра гелия составляют по массе примерно 25 % при 75 % свободных протонов.
Когда процессы нуклеосинтеза закончились и температура Вселенной упала до 3 108 К, плотность Вселенной упала до 10 % от современной плотности воды. Вселенная состоит на 31 % из нейтрино и антинейтрино и на 69 % из фотонов. Ядра гелия, свободные протоны и электроны составляют ничтожную часть массы Вселенной, причем на каждый протон (свободный или входящий в ядра гелия) приходится один электрон…
На этом сценарий обрывается, ибо в дальнейшем состав Вселенной не будет заметно изменяться. Она будет продолжать расширяться, причем скорость расширения и температура постепенно уменьшаются.
Но в ранней Вселенной был еще один важный момент. Он произошел примерно через пятьсот — семьсот тысяч лет после Большого взрыва. Температура Вселенной к этому времени упала до 4000 К, и электроны смогли прочно соединиться с ядрами гелия и с протонами, образуя атомы гелия и водорода. Ни соударения между атомами, ни взаимодействия с фотонами при этой температуре не способны разрушить такие атомы. Но так как число протонов и электронов было изначально одинаково, то после образования атомов во Вселенной не стало свободных электронов. Вследствие исчезновения свободных электронов Вселенная стала прозрачной для фотонов так же, как при температуре 1010 К, через одну секунду после начала расширения она стала прозрачной для нейтрино. Теперь фотоны продолжают расширяться и остывать вместе с расширением Вселенной, не взаимодействуя с веществом.
Прошло еще пятнадцать миллиардов лет, и вот читатель взял эту книгу и узнал, что в настоящее время в природе должно существовать примерно 25 % гелия и 75 % водорода, а Вселенная должна быть наполнена фотонами —4 реликтовым электромагнитным излучением с температурой около 3 К.
Оба эти «предсказания» удивительно точно совпадают с экспериментом.
Казалось, на этом можно поставить точку.
Но наука не может остановиться.
От пустоты к вакууму
К тому моменту, когда удалось составить описанный выше сценарий развития Вселенной, ученые добыли новые знания как в ходе чрезвычайно сложных экспериментов с элементарными частицами, так и в попытках понять и описать математически результаты этих экспериментов.
Возникшие на этой основе теории позволили приблизиться к пониманию эволюции Вселенной на еще более ранних стадиях.
При этом существенную роль сыграло изменение взгляда ученых на вакуум. Это может показаться странным тем, кто привык считать понятия «вакуум» и «пустота» синонимами.
Понятие «пустота» тревожило людей издревле. Аристотель пришел к мнению о том, что пустота невозможна. Он сформулировал это кратко и четко: «Природа не терпит пустоты».
Лишь в 1644 году Э. Торричелли проделал свой знаменитый опыт: он запаял один конец длинной стеклянной трубки, повернул трубку открытым концом вверх и до краев заполнил ее ртутью; затем он закрыл этот конец трубки пальцем и опустил его в чашку со ртутью. Убрал палец — столб ртути опустился. Его высота равнялась 750 мм. В трубке над ртутью было пусто. Торричелли считал, что там ничего нет, даже газа, что там вакуум.
В конце прошлого века И. Стефан, его ученик Больцман и Планк, передавая друг другу эстафету исследования свойств электромагнитного поля, пришли к заключению, что вывод Торричелли требует уточнения. Если в торричеллиевой пустоте нет и следов газа, это не значит, что там нет совершенно ничего. Там обязательно существуют хаотические электромагнитные волны, находящиеся в тепловом равновесии со стенками сосуда. Вскоре (в 1905 году) Эйнштейн установил, что электромагнитное поле в некоторых случаях ведет себя как совокупность особых частиц — квантов электромагнитного поля. Эти кванты теперь называют фотонами.
Так было установлено, что вакуум не пуст.
В вакууме всегда присутствуют фотоны, постоянно испускаемые стенками сосуда, ограничивающего вакуум, и поглощаемые этими стенками. В космосе, где нет стенок, фотоны порождаются всеми материальными частицами, от атомов до звезд. Этот вывод, следующий из классической электродинамики, подтвержден опытом.
Квантовая физика привела к дальнейшему уточнению понятия «вакуум». Из фундаментальных законов квантовой физики следует, что даже при нулевой температуре в каждой точке вакуума постоянно попарно рождаются и тут же исчезают, сливаясь между собой частицы и античастицы любого типа. Физики называют эти пары частиц и античастиц виртуальными. (Название, происходящее от латинского virtualis — возможный, могущий появиться.)
Виртуальные частицы не выдумка теоретика, они вступают во взаимодействие с реальными частицами, и это взаимодействие изменяет характеристики реальных частиц. Современные измерительные приборы позволяют зафиксировать эти изменения. Результат таких изменений был с огромной точностью зафиксирован в спектре атомов водорода.
Достаточно сильное поле, например электростатическое, или переменное электромагнитное поле может вызвать превращение виртуальных частиц вакуума в пары реальных частиц и античастиц. Такое рождение электрон-позитронных пар и пар других частиц и античастиц наблюдается во многих опытах.
Среди поразительных свойств вакуума, пожалуй, самое поразительное содержится в ответе на вопрос: обладает ли вакуум свойством гравитации?
Этот вопрос был впервые поставлен Эйнштейном еще в 1917 году. Уже тогда было ясно, что вакуум не пуст, что из него невозможно удалить виртуальные фотоны. А сам Эйнштейн еще за год до того установил, что реальные фотоны реагируют на гравитационное поле, что путь фотонов вблизи массивных тел искривляется. Это искривление наполовину вызвано именно тем, что фотон обладает массой и поэтому подвергается действию поля тяготения.
Но затем Эйнштейн был вынужден приписать гравитационные свойства и самому вакууму. Это было необходимо потому, что он, как мы знаем, исходил из представления о том, что Вселенная, рассматриваемая в целом, вечна и неизменна.
Но решения уравнений Общей теории относительности, полученных при создании этой теории, приводили к тому же, что уравнения Ньютона — силы тяготения — гравитация — должны собрать всю массу Вселенной в один огромный комок или в ряд таких комков. Вывод противоречил опыту. Поэтому, как было рассказано выше, Эйнштейн был вынужден изменить полученные им уравнения, ввести в них наряду с силами тяготения еще силы отталкивания, такие, чтобы они в сумме гасили друг друга в далеких просторах Вселенной. Но сила отталкивания не должна была проявлять себя во всех изученных ранее процессах, где сила тяготения действует без всяких помех. Значит, сила отталкивания должна быть пропорциональной расстоянию между телами. Эйнштейн назвал дополнительный член, введенный им в уравнения Общей теории относительности, космологическим членом. Этот член проявляет себя только на огромных расстояниях. Эйнштейн считал отталкивание, описываемое космологическим членом, одним из свойств вакуума. Гравитационные свойства материи проявляются в искривлении пространства, в тяготении. Гравитационные свойства вакуума проявляются как сила отталкивания.
Мы знаем, что через несколько лет Фридман нашел нестационарные решения первоначальных уравнений Эйнштейна. Впрочем, сам Фридман заметил, что нестационарное решение возможно и в уравнениях Эйнштейна, содержащих космологический член. Нужно лишь предположить, что силы тяготения и силы отталкивания компенсируют друг друга не полностью. Но было ясно, что введение космологического члена лишь усложняет уравнения, не давая ничего нового.
Сам Эйнштейн писал впоследствии, что введение космологического члена было «самой грубой ошибкой» в его жизни. Казалось, что космологический член канул в небытие.
Но в тридцатых годах он вновь возродился. Мы уже знаем, что первые вычисления величины постоянной Хаббла, определяющей время расширения Вселенной, были завышены в 10 раз. Это давало для возраста Вселенной величину, меньшую возраста Земли. Для того чтобы устранить это противоречие, космологи вернули в уравнения Эйнштейна космологический член. Они рассуждали так. Первоначально, когда мир Фридмана — Эйнштейна только начал расширяться, все вещество было сжато до огромных плотностей в малом объеме. Тогда, рассуждали они, силы тяготения были велики (большая плотность вещества и энергии), а силы отталкивания, обусловленные вакуумом, малы (малые расстояния).
В ходе расширения плотность Вселенной уменьшалась, а ее размеры росли. Соответственно силы тяготения убывали, а силы отталкивания возрастали. В какой-то момент эти силы стали одинаковыми, Вселенная расширялась по инерции. Если ее скорость при этом мала, то этот период может быть очень длительным. Так можно избежать противоречия между возрастами Земли и Вселенной. В конце концов плотность массы Вселенной, а с ней и сила тяготения уменьшатся настолько, что сила отталкивания превзойдет силу тяготения, и Вселенная начнет расширяться ускоренно. Так можно было примирить известное в то время значение постоянной Хаббла с возрастом Вселенной.
Эту гипотезу пришлось отбросить после того, как в пятидесятых годах астрономы уточнили величину постоянной Хаббла. Теперь возраст Вселенной определяют примерно в 15 миллиардов лет. Космологический член снова оказался ненужным.
Космологический член вновь ожил после того, как в 1967 году были открыты квазары и установлено очень большое красное смещение в их спектрах, свидетельствующее о том, что они чрезвычайно быстро удаляются от нас. Если все квазары обладают одинаковой природой, то их видимый блеск должен убывать по мере увеличения красного смещения, которое тем больше, чем дальше квазар. Такое простое соображение противоречило данным, полученным в первые годы наблюдения квазаров. Тогда астрофизики объясняли расхождение отрицательным давлением вакуума, описываемым космологическим членом.
Но постепенно появлялись новые астрономические данные. Оказалось, что отнюдь не все квазары одинаковы и поэтому различия в их блеске обусловлены не только их разной удаленностью.
При этом космологический член опять оказался ненужным.
Но мы скоро увидим, что физика элементарных частиц указывает на возможную большую роль гравитации вакуума, а значит, и космологического члена на ранних стадиях эволюции Вселенной.
Перейдем к современным космологическим сценариям, опирающимся на достижения новейших теории элементарных частиц. Эти космологические теории исходят из наиболее достоверных, полученных из изощренных опытов, физических предположений и проверенных этими опытами теорий элементарных частиц, подтвержденных дополнительными опытами.
Но прежде чем погрузиться в эту увлекательную область, необходимо вспомнить о той революции в физике элементарных частиц, которая зарождалась в начале семидесятых годов.