Вселенная. Вопросов больше, чем ответов — страница 57 из 72

нием окружающего их воздуха. Но когда мы рассматриваем давление в однород­ной Вселенной, то предполагается, что давление распределено строго однородно! Следовательно, между различными части­цами на один и тот же момент нет разности давления, следова­

¹ Напомним еще раз, мы говорим о моментах времени чуть погода самого-самого начала. — Примеч. авт.

324

тельно, нет и силы, которая могла бы повлиять на расширение _й тем более быть причиной расширения. Сам факт расширения в существующей теории есть результат начального распределе­ния скоростей. Причина этого начального распределения пока неизвестна».

И действительно, на момент выхода этой книги (1975 год) подходящей кандидатуры на причину расширения Вселенной не существовало, она была предложена немного позднее. Но к это­му мы еще вернемся.

Сама теория «горячего» рождения Вселенной была созда­на выдающимся ученым Георгием Гамовым в конце 40-х годов XX века. Вообще Гамову принадлежат целых три достижения «нобелевского» ранга — теория «горячей» Вселенной (а это теория действительного именно такого, высочайшего разряда), «трехбуквенная запись» генетического кода (оцените ширину научного горизонта!) и теория альфа-распада атомных ядер, соз­данная им, когда ему было всего 24 года.

Увы, ни одна из этих вполне заслуженных (ведь открытия, тесно связанные с его теориями, премиями отмечены были) на­град ему так и не была присуждена. Возможно, дело тут в том, что отпущенный ему срок жизни оказался не очень долгим — всего 64 года. А посмертно Нобелевские премии не дают. Так что, по словам Виталия Гинзбурга (которому на момент присуждения исполнилось 87 лет), «чтобы получить Нобелевскую премию, надо жить долго».

Когда Гамов разрабатывал свою теорию «горячей» Вселен­ной — которая с легкой руки астрофизика Фредерика Хойла чуть позже получила известное ныне каждому любителю астрономии название «теория Большого Взрыва», — он был профессором Университета Джорджа Вашингтона в США. Однако путь в науку У Гамова начинался в Ленинградском университете, а его науч­ным руководителем был Александр Фридман, тот самый созда­тель теории нестационарной Вселенной. И, по словам Гамова, саму идею «горячего» рождения Вселенной он впервые услышал именно от своего учителя.

325

Причиной, побудившей Гамова начать разрабатывать свою теорию, стала необходимость объяснить происхождение и наблю­даемое обилие легких элементов (в первую очередь — водорода и гелия), чья относительная распространенность (порядка 3:1 по массе) носила, судя по всему, универсальный характер — и для Солнца, и для большинства звезд, и для межзвездного газа.

В рамках теории Гамова первичный нуклеосинтез — такое на­звание получила данная стадия эволюции Вселенной — проис­ходит, начиная примерно с первой секунды жизни Вселенной. Давление и температура в это время (миллиарды кельвинов) на­поминали условия в центральных областях звезд, и Вселенная, таким образом, была похожа на гигантский термоядерный ре­актор.

Гамов дал первоначальный, самый важный толчок теории — однако в дальнейшем, кроме него, над ней активно работали и зарубежные, и наши ученые (уже упомянутый Зельдович, на­пример), чьими усилиями теория обрела законченность и строй­ность. И в рамках теории «горячей» Вселенной действитель­но удалось объяснить наблюдаемое обилие легких элементов. Именно легких — потому в период первичного нуклеосинтеза образуются в основном водород (75% вещества Вселенной), ге­лий (около 24%) и немного лития (порядка одного процента).

Остальные, более тяжелые элементы «нарабатываются» поз­же, в недрах звезд. Промежутка времени, отпущенного на пер­вичный нуклесинтез, просто-напросто не хватает на синтез тяже­лых элементов — примерно на 200-й секунде жизни Вселенной давление и температура падают настолько, что термоядерные реакции прекращаются.

Наблюдаемое обилие легких элементов оказалось первым весомым аргументом, склонившим чашу весов в пользу теории «горячей» Вселенной. Вторым — и решающим — аргументом стало реликтовое излучение, тоже предсказанное Гамовым.

Что такое реликтовое излучение? Это дошедший до наших времен «след» тех самых ядерных реакций, про которые мы рас­сказали чуть выше. Существования большого количества фото­

326

нов в тот период требуют законы термодинамики. И, конечно, никуда «пропасть» с тех пор они не могли. Примерно до 300 тыс. дет с рождения Вселенной температура была слишком велика для существования атомов, так что Вселенную заполняла горячая плазма, состоявшая в основном из электронов и ядер водорода и гелия (еще, конечно, нейтрино и частицы темной материи — но про них будет отдельный рассказ). И плазма эта была для фото­нов непрозрачна — они поглощались, затем переизлучались и снова поглощались, не пройдя сколько-либо значительного рас­стояния.

Но затем наступил так называемый момент рекомбинации — температура упала настолько, что ядра смогли захватить элек­троны и образовать атомы. Вселенная «очистилась» и стала про­зрачной для излучения, так что фотоны получили возможность путешествовать свободно. И данное море «первичных» фотонов, заполняющее собой всю Вселенную, чья температура (и, соответ­ственно, длина волны) сильно с тех пор упала из-за расширения Вселенной, и называется «реликтовым излучением».

Термин «реликтовое излучение», кстати, был придуман на­шим выдающимся астрофизиком Иосифом Самуиловичем Шкловским — и нам он представляется весьма удачным, очень хорошо отражающим суть явления. В англоязычной же литера­туре используется термин СМВ — cosmic microwave background, «космический микроволновой фон», звучащий несколько тяже­ловесно.

Сам Гамов оценил температуру реликтового излучения как Должную лежать в диапазоне от одного до ю К, достаточно близ­ко к абсолютному нулю — фотоны, следовательно, успели поря­дочно «остыть». А в качестве наиболее вероятной величины ука­зал среднелогарифмическое значение чисел на краях данного Диапазона — 3 К¹.

Десятичный логарифм единицы — ноль, десятичный логарифм десяти — единица. Среднее значение, таким образом — 0,5. Десять в степени 0,5 (или ^>Ке> что то же самое, корень из десяти) — чуть больше трех. — Примеч. авт.

327

Экспериментально реликтовое излучение было откры­то в 1965 году, причем достаточно случайно — физиками, _а в то время — радиоинженерами корпорации «Белл» Арно Пензиасом и Робертом Вилсоном. Испытывая новый радио­метр, они обнаружили космический шум, мощность которого не зависела от направления на небе. Они написали статью и направили в журнал, где она попала на рецензию к астрофи­зику Роберту Дикке, который сам в это время готовил аппа­ратуру для поиска реликтового излучения. Он тут же понял суть открытия Пензиаса и Вилсона, положительно оценил ра­боту и рекомендовал к публикации, а также написал корот­кую заметку, содержащую космологическую интерпретацию открытия.

Кстати, температура открытого излучения составляла около трех градусов — Гамов и туг попал в «яблочко»!

Интересным (но немного грустным) будет отметить, что немалые шансы оказаться первыми были у наших ученых. Сотрудник Пулковской обсерватории Шмаонов (вместе с колле­гами Хайкиным и Кайдановским) еще в 1956 году регистрировал излучение, распределение яркости по небу которого не зависело от зенитного угла. Однако это открытие было проигнорировано. В 1964 году А.Г. Дорошкевич и И.Д. Новиков вычислили диапа­зон длин волн, в котором яркость реликтового излучения должна быть максимальна, — и, следовательно, искать надо было имен­но в этом диапазоне. Но и данная работа тоже была оставлена без внимания.

Таким образом, экспериментаторы и теоретики в нашей стра­не просто не услышали друг друга. Пензиасу и Вилсону, как ви­дим, повезло больше.

И Нобелевская премия 1978 года, врученная им за это от­крытие, оказалась не последней, «уплывшей» из рук наших уче­ных — причем не последней именно в области исследования ре- ликтового излучения! Но об этом — немного позже.

Георгий же Гамов до вручения Нобелевской премии за релик­товое излучение просто не дожил. Он умер в 1968 году...

328

Итак, помимо «хаббловских» скоростей галактик в «копилке» теории нестационарной Вселенной оказалось еще два весьма ве­сомых аргумента: наблюдаемое обилие легких элементов, очень хорош° объясняемое первичным нуклеосинтезом, и реликтовое излучение, заполняющее собой всю Вселенную и в высшей сте­пени однородное.

Однако проблем у теории нестационарной Вселенной тоже оставалось хоть отбавляй. Более того, новые факты, с одной сто­роны, подтверждали теорию, с другой — поднимали новые во­просы.

Во-первых, так и не решенной оставалась проблема происхо­ждения наблюдаемого поля хаббловских скоростей, т. е. природа того самого Первоначального Толчка.

Во-вторых, загадку представляла уже упомянутая высочай­шая степень изотропии реликтового излучения — полная, каза­лось бы, его независимость от направления на небе. Ведь ника­ких отклонений от изотропии в то время (и долгое время спустя, кстати) обнаружено не было.

С одной стороны, это является очень сильным доказатель­ством однородности и изотропности Вселенной на больших мас­штабах и подтверждением правомочности использования ме­трики Фридмана для описания нашей Вселенной в целом.

С другой стороны — непонятно. Ведь существует такое по­нятие, как «размер причинно-связанной области». Причиной возникновения данного понятия является конечность скорости света — таким образом, две точки (или два участка) на некото­ром расстоянии друг от друга могут быть причинно-связанными к текущему моменту только в том случае, если промежутка вре­мени с момента рождения Вселенной до данного момента им бы хватило, чтобы обменяться световыми сигналами. Тогда эти два Участка могут иметь одинаковые характеристики — например, Плотность и температуру.

Легко понять, что максимальный размер причинно-связанной области задается просто расстоянием, которое успел пройти свет Момента рождения Вселенной. На языке космологии данный