Скачать

Проблемы космологии

Оглавление

Системы мира 2

Мир по Ньютону 2

Расширяющаяся вселенная 3

Отголоски начала 5

Большой взрыв 6

Микрофизика 8

Новые подходы 10

Неортодоксальные взгляды 12

Будущее Вселенной 13

Список литературы 15

Системы мира

Путь человечества к познанию окружающего мира длился тысяче­летия. Это был путь временного торжества ложных истин, путь кост­ров и отречений. Но в то же время это была дорога величайших от­крытий, предвидений и прозрений, дорога торжества человеческого гения. Вполне понятно стремление чело­века во все времена создать систему окружающего мира. Разработка таких систем началась в глубокой древности и продолжается по сей день. Если отвлечься от наивных мифологических систем, то, бесспор­но, первой внутренне логичной и всесторонне продуманной стала си­стема мира Аристотеля. Недаром усиленная и подкрепленная впослед­ствии трудами греческого астронома Птолемея, она просуществовала почти две тысячи лет.

Согласно этой системе Земля — центр Вселенной, а так как все тяжелые частицы стремятся к цент­ру, то именно здесь и образовалось твердое тело нашей планеты. Легкие элементы — воздух и огонь — под­нимаются в высокие слои, там они загораются, и тогда люди видят ко­меты и падающие звезды. Вечно движение небесных тел по сферам, окружающим неподвижную Землю, а Вселенная сферична и конечна.

Стоит заметить, что за несколько столетий до Аристотеля знаменитый математик Пифагор Самосский вы­сказал мысль о том, что Земля имеет шарообразную форму и обращается вокруг собственной оси. Более того, он считал, что и Солнце, и Земля, и Луна вращаются вокруг некото­рого общего гипотетического цент­ра, который он назвал центральным огнем. Это движение планет и Солн­ца создает гармонию небесных сфер. Ученики Пифагора утверждали, что только их великий учитель был спо­собен ощущать эту гармонию.

Нетрудно заметить, что в миро­ощущении Пифагора просматрива­ются основные принципы гелиоцент­рической системы мира. И все же созданная легендарным Пифагором картина мира просуществовала не­долго. На смену ей пришла геоцент­рическая система Аристотеля.

Не следует думать, что у древних идея Аристотеля не вызывала ника­ких возражений. Она, к примеру, не могла объяс­нить очевидных изменений яркости планет при движении их по небесно­му своду. А ведь как легко это можно было сделать, предположив, что пла­неты то приближаются к Земле, то удаляются от нее.

Самый смелый шаг был сделан греческим математиком Аристархом Самосским вскоре после смерти Аристотеля. Он первым из греческих мыслителей расположил Солнце в центре мира, а Землю заставил вра­щаться вокруг Солнца. Этот факт доподлинно установлен, поскольку Архимед упоминает о нем в своем труде “Исчисление песчинок”. Гипотеза Аристарха Самосского не нашла единомышленников, по­скольку астрономия в то время обла­дала небольшим количеством на­блюдательных фактов. Потребова­лось более полутора тысяч лет, чтобы она возродилась в знаменитой книге Коперника “О вращениях небесных сфер”.

По всей видимости, начиная с 1515 года Коперник систематически разра­батывал новую систему мира и одно­временно наблюдал движение небес­ных светил. Очень кратко основные положения, тезисы новой теории он изложил на двенадцати страницах рукописи, которую сейчас принято называть “Малым комментарием”. Сам Коперник называл эти тезисы аксиомами. Первые аксиомы гласили, что “не существует одного центра для всех небесных орбит или сфер, ...центр Земли не является центром мира. Все сферы движутся вокруг Солнца. Так что около Солнца находится центр мира”.

В “Малом комментарии” нет каких-либо математических выкладок. Это была философская квинтэссенция последующего гениального произве­дения “О вращении небесных сфер”.

Джордано Бруно свои взгляды изложил в трех книгах, написанных в форме диало­гов: “Пир на пепле”, “О причине начала и едином” и “О бесконечности вселенной и мирах”. Именно здесь он и сформулировал новое научное миропонимание. Нельзя считать, что Бруно лишь развил учение Коперника или обосновал его философски. Бру­но — творец нового научного миро­воззрения. Гениальное предвидение о бесконечности миров, “которые носятся в эфирном океане, подобно нашему миру”, возрождение атоми­стической теории, создание новой картины космоса выдвигают Джорда­но Бруно в первые ряды величайших мыслителей. Казнь Бруно была пирровой побе­дой церкви. Учение Аристотеля аго­низировало, и эта агония была не­обратимой. Но триумф идей Копер­ника бесспорно не состоялся бы еще многие годы, если бы вскоре после гибели Бруно в Европе не появились телескопы. Именно наблюдательные данные великого Галилея, его точная и последовательная интерпретация этих данных с позиций коперникианства, несмотря на драму отречения, нанесли окончательный удар по си­стеме мира Аристотеля. Одним из творцов астрономии нового времени был также И. Кеплер, открывший законы движения планет по эллипти­ческим орбитам. Только благодаря работам Галилея и Кеплера система мира Коперника стала одним из крае­угольных камней фундамента науки.

Мир по Ньютону

В 1642 году умер великий Галилей. В этом же году 25 декабря (по старо­му стилю) километрах в десяти южнее городка Грэнтэм, в деревне Вульсторп, недалеко от восточного побережья Англии родился Исаак Ньютон. И до Ньютона многие ученые говорили о силе притяжения между различными телами. Еще Коперник пытался объяснить шарообразную форму Земли взаимным притяжени­ем слагающих ее частиц.

Романтический, а порой и ударяв­шийся в мистику Кеплер писал: “Если бы Земля не мешала притягивать воды, то вся морская вода притяну­лась бы к Луне и улетела”.

В знаменитой книге Ньютона “Математические начала натуральной философии” дан последовательный, общий принцип решения любых задач физики и астрономии. Именно после выхода в свет этой книги и возникла классическая физика.

Система мира Ньютона владела умами людей более двухсот лет, и поэтому она не могла не оказать самого серьезного влияния на мышление и мировоззрение мно­гих поколений.

Итак, прежде всего Вселенная по Ньютону бесконечна, и, кроме того, выражаясь языком современного фи­зика, она стационарна, вечна. Дви­жение тел в ней описывается закона­ми Ньютона. Не следует забывать о том, что Ньютон был человеком глу­боко религиозным. Сама идея вечно­сти Вселенной с эстетической и фило­софской точек зрения весьма привле­кательна, и многие крупные ученые соглашались платить весьма большую цену, чтобы сохранить стационарную, вечную Все­ленную.

Гениальный Ньютон, конечно же, не мог не ставить перед собой вопро­са о происхождении мира. Но для него решение этого вопроса было простым. В своих “Началах” он писал:

“Изящнейшее соединение Солнца, планет и комет не могло произойти иначе, как по намерению и по власти могущественного и премудрого существа”. Ньютон отстаивал акт пер­вичного сотворения и полагал, что ему удалось лишь открыть основные принципы, управляющие миром.

Ньютон не мог не понимать, что открытые им законы должны приво­дить к некоторым следствиям, не укладывающимся в наблюдаемую астрономами картину мира. Напри­мер, он сам, затрагивая космологи­ческие вопросы, приходил к мнению, что в бесконечном пространстве должны быть лишь бесчисленные подобные друг другу сферы. В силу закона всемирного тяготения они должны двигаться с бесконечной скоростью.

Разнообразие небесных объектов, хорошо известное уже в XVII веке, ученый объяснял с теологических позиций. Философия Ньютона, его система мира долгое время устраи­вала всех. Это был тот редкий случай, когда научная теория (именно теория, система, а не догма) не вызывала возражений со стороны церкви: веч­ный и безграничный мир был создан Творцом. Правда, одна неприятность со Все­ленной Ньютона обнаружилась до­вольно скоро. Эта неприятность назы­вается парадоксом Ольберса. Бременский врач с большой практикой и в то же время астроном-любитель Г.Ольберс (1758—1840) среди про­фессиональных астрономов своего времени пользовался непререкае­мым авторитетом.

Суть парадокса Ольберса состоит в следующем. Пусть мы живем в бес­конечной Вселенной Ньютона. Попробуем провести мысленный эксперимент. Окружим нашу Землю воображаемой сферой достаточно большого радиуса. Тогда внутри этой сферы окажется какое-то число звезд (для нас сейчас абсолют­но неважно, какое именно), которые дадут определенный вклад в яркость нашей сферы. Удвоим теперь радиус сферы. Если предположить, что все звезды одина­ковы по своей яркости и равномерно распределены в пространстве, при операции удвоения радиуса долж­на увеличиться и яркость ночного неба. Действительно, хотя при такой опе­рации яркость самых далеких звезд уменьшится в 4 раза, так как она зависит от расстояния как 1/г², но количество звезд внутри сферы пря­мо пропорционально ее объему, то есть г , и поэтому общая яркость ноч­ного неба возрастет. В конце концов мы получим такую картину: ночное небо должно быть таким же ярким, как наше Солнце! Сам Ольберс пытался спасти поло­жение, “вводя” в космическое прост­ранство поглощающую свет среду, но на самом деле в этом случае погло­щающий газ должен был бы нагре­ваться до высокой температуры и излучал бы почти столько же энергии, сколько поглощал. Парадокс оставал­ся неразрешимым.

Расширяющаяся вселенная

Заглянуть глубже в тайны миро­здания, чем это сделал Ньютон, дол­гое время казалось невозможным. Лишь в начале нашего века в 1915 го­ду появилась работа А. Эйнштейна, которая в конце концов заставила пересмотреть систему мира Ньютона, и, заметим, самым радикальным образом.

Знаменитые уравнения Эйнштей­на — основа общей теории относительности — были опубликованы в 1916 году. Они подарили нам новый мир, существенно отличающийся от мира Ньютона. Как образно сказал один из крупнейших современных физиков, Дж. Уилер, в общей теории относительности пространство “гово­рит” материи, как ей двигаться, а материя “указывает” пространству, как ему искривляться.

Общая Теория Относительности (ОТО) име­ет дело с четырехмерным простран­ством, где одной из координат является время. Трудность состоит в том, что четы­рехмерный мир нельзя представить себе наглядно. Для нас число “нагляд­ных” измерений не превышает трех. Четырехмерный мир Эйнштейна, конечно же, не абстракция. Дело в том, что мы живем геометрически в трехмерном пространстве, но все физические процессы в этом мире связаны со временем, а сам ход вре­мени для наблюдателя зависит от свойств пространства, от скорости процессов. Поэтому время связано в мире Эйнштейна с геометрией, а геометрия со временем. Неда­ром Уилер предложил называть теорию Эйнштейна геометродинамикой.

Геометродинамика, ОТО предска­зывает удивительные явления, кото­рые должны происходить в нашем ми­ре: изменение темпа течения време­ни, искривление лучей света в силь­ных полях тяготения и многое другое.

Итак, пространство не абсолютно, оно динамично, оно живет. И самым важным свойством уравнений Эйн­штейна, по крайней мере для космо­логии, является то, что они позво­ляют представить себе, как жила, живет и будет жить в дальнейшем наша Вселенная. Нельзя не подчеркнуть, что Эйнштейн на первых порах намеренно искал такое решение своих уравнений, которое “давало” бы однородную и статичную Вселенную. То есть сначала и Эйн­штейн, так же как и Ньютон, оказался в плену идеи, если так можно выра­зиться, “статичной вечности”.

Первым человеком, которому уда­лось на основании уравнений Эйн­штейна получить принципиально но­вые выводы о структуре нашей Все­ленной, был советский математик А. Фридман.

Он выполнил интересные работы в области метеорологии и гидромеханики. Но имя свое ученый обессмертил работами по космоло­гии. Первая статья 1922 года, где он нашел новое космологическое реше­ние уравнений ОТО, говорила о том, что наш мир, наша Вселенная неста­ционарна. Она замкнута и непрерыв­но расширяется. Эйнштейн отреаги­ровал на эту статью отрицательно, немедленно опубликовав “Замеча­ние”, в котором содержалось опро­вержение выводов Фридмана. Но великий Эйнштейн оказался неправ. Он признал это в 1923 году: “Я счи­таю результаты г. Фридмана правиль­ными и проливающими новый свет...”

Сегодня в научной литературе прочно утвердился термин “Вселен­ные Фридмана”. Что же это такое?

Фридман нашел два решения урав­нений Эйнштейна, каждое из которых зависит от средней плотности мате­рии во Вселенной. Если средняя плот­ность ρ меньше некоторой величины ρкр или равна ей, то Вселенная может быть пространственно как бесконеч­ной, так и конечной, но расширение ее будет продолжаться всегда. Если же значение средней плотности боль­ше критической (ρ>ρкр), неизбежно получается замкнутая (но безгранич­ная!) Вселенная. Силы гравитации в этом случае должны в конце концов остановить расширение Вселенной, и она рано или поздно начнет сжимать­ся.

Попробуем пояснить, как совмеща­ются понятия конечности и безгра­ничности. Наглядный пример здесь достаточно прост. Возьмем поверх­ность резинового надувного шарика. Она конечна, как бы мы этот шар ни раздували. Но в то же время она и безгранична, так как, путешествуя по этой поверхности, мы никогда не доберемся до границы. В крайнем случае вернемся туда, откуда начали свой путь.

Итак, на сцене появились динами­ческие модели Вселенной. И сразу же возникло множество вопросов. Ведь модели Фридмана — его Все­ленные — построены пером теорети­ка (да и вообще все, что мы до сих пор обсуждали, было гениальными теоретическими построениями), и только данные наблюдательной астрономии могли подтвердить или опровергнуть эти модели — модели расширяющейся Вселенной. О чем же они свидетельствовали в то время?

Еще в 1914—1917 годах астрономы выяснили поразительный факт, кото­рому, к сожалению, сначала не прида­ли значения: большинство далеких галактик разбегаются от нашей Галактики с довольно большими скоростя­ми, причем самые далекие из них с самыми большими скоростями.

На последнее обстоятельство обра­тил внимание еще в 1919 году амери­канский астроном X. Шепли, но не сумел объяснить его (“Вселенные Фридмана” еще не были созданы!). И лишь в 1929 году американский астроном Э. Хаббл вывел свой зна­менитый закон, гласящий, что ско­рость разлета галактик, прямо про­порциональна расстоянию от нашей Галактики. V == Нг, где V — скорость галактики, г — расстояние, Н — так называемая постоянная Хаббла. За­кон Хаббла — один из краеугольных камней современной космологии.

Астрономы наблюдали спектры далеких туманностей и установили, что хорошо известные линии, напри­мер, ионизированного кальция или водорода, находятся “не на своих местах”, сдвинуты далеко в красную сторону спектра. Так был обнаружен факт разлета галактик, и вскоре в науке появился знаменитый термин “красное смещение”. Закон Хаббла был установлен в 1929 году, и модели расширяющейся Вселенной получи­ли таким образом первое надеж­ное экспериментальное подтвержде­ние.

Нужно сказать о том, что закон Хаббла и красное смещение разреша­ют и знаменитый парадокс Ольберса.

Закон Всемир­ного тяготения Ньютона легко выво­дится из ОТО. Но не это самое инте­ресное. В 30-х годах было показано, что из закона Всемирного тяготения можно получить законы расширения и сжатия Вселенной, и ОТО для этого в принципе не нужна!

Это поистине поразительный факт, свидетельствующий лишний раз о том, насколько притягательна идея вечной и стационарной Вселенной. Нам трудно себе представить, что модели расширяющегося мира в принципе могли быть получены за­долго до рождения Эйнштейна, к при­меру, еще во времена Ньютона. И не построены были эти модели по чисто психологическим причинам.

Для самого Ньютона не существо­вал вопрос о начале мира, для него непреложным фактом было сотворение мира Творцом. Человечество не было еще готово к постановке подобного вопроса на научной осно­ве. Прошло два столетия со дня смер­ти Ньютона, и уже великий Эйнштейн не хочет говорить с аббатом Леметром о вопросе начала: “Это слишком похоже на акт творения. Сразу видно, что Вы священник”. А ведь аббат Леметр, будущий президент папской Академии в Ватикане, был одним из тех, кто наряду с Фридманом иссле­довал решения ОТО. Термин “вселен­ные Леметра” прочно вошел в науч­ную литературу. Именно он ввел понятие первичного атома, при взры­ве которого и образовался наш мир.

Парадокс, а может быть, и не­что большее, чем парадокс, состо­ял в том, что и Эйнштейн, и многие другие ученые в течение нескольких лет после выхода в свет работ Фрид­мана (а затем и Леметра) не рас­сматривали всерьез космологические решения ОТО, зависящие от времени. Переворот в сознании и соответст­вующая переоценка произошли лишь после открытия Хаббла.

Закон Хаббла утверждает, что чем дальше от нас находится какая-нибудь галактика, тем с большей скоростью она от нас удаляется. При этом долж­на возрастать величина красного смещения. В конце концов оно станет настолько большим, что мы не смо­жем увидеть источник света. Как говорят в космологии, красное сме­щение создает “горизонт” видимости, за который наш взгляд не может про­никнуть. К тому же расширение Вселенной происходит достаточно быстро. Ну а поскольку свет от объектов, лежащих за горизонтом, мы не можем воспринять, а внутри горизонта число звезд по астроно­мическим масштабам невелико — ≈ 10²⁵, парадокс Ольберса, основан­ный на введении бесконечного числа источников света и бесконечной Все­ленной, разрешается просто в рамках моделей расширяющейся Вселенной.

При анализе закона Хаббла возни­кает еще один вопрос. Если все на­блюдаемые галактики разлетаются от нас, то не находимся ли мы, земные наблюдатели, в центре мира?

Казалось бы на первый взгляд, что наше положение “привилегирован­но”.

Вернемся снова к аналогии с по­верхностью резинового надувного шара. Предположим, что это и есть наша Вселенная (мы не можем поки­нуть поверхность или проникнуть внутрь шара). Нанесем на поверх­ность шара точки и будем считать каждую точку галактикой. Начнем надувать шар от радиуса R до радиуса 2R (модель расширяющейся Вселен­ной!). Все точки (галактики) естест­венно останутся на поверхности шара, расстояние между ними также увели­чится в два раза. Но вот что самое интересное! В какую бы “галактику” на нашей сфере мы ни поместили наблюдателя (А или В), ему будет казаться, что все осталь­ные галактики от него удаляются, и именно он находится в центре мира.

Таким образом, наша Вселенная не имеет выделенного центра. Но давай­те пойдем назад — начнем выпускать воздух из нашего шарика и предполо­жим, что он сожмется в точку. Конечно, с реальным воздушным шариком этого не произойдет, но в качестве мысленного эксперимента подобная операция не вызывает труд­ностей. Тогда мы увидим, что при стремлении радиуса шара к 0 поверх­ность его также стремится к 0, и, естественно, расстояния между точ­ками его поверхности (галактиками) беспредельно уменьшаются.

Именно здесь мы и подходим к одному из основных вопросов космо­логии: что было вначале? Вопрос вполне правомочный. Ведь если Все­ленная расширяется, то когда-то этот процесс должен был начаться. И здесь физика — наука, претендую­щая на то, что она может объяснить любое явление в окружающем нас мире,— обязана была сказать свое слово.

Отголоски начала

Одним из первых физиков, подо­шедших вплотную к этому вопросу, был Г. Гамов. Произошло это, кстати говоря, несколько неожиданно, по­скольку он занимался задачей космологической распространенности раз­личных элементов и изотопов.

Известно, что в природе преобла­дают элементы с избытком нейтро­нов. Гамов хотел “получить” все элементы простым способом: после­довательным присоединением сво­бодных нейтронов к ядру. Но для этого нужны очень высокие темпера­туры, и Гамов пришел к идее горя­чего начала.

Парадоксальным здесь является тот факт, что в целом теория Гамова о синтезе элементов неверна, а вывод о горячем начале Вселенной абсолют­но верен. Более того, Гамов указал, что “отголоски” горячего начала должны быть видны сегодня в виде так называемого “реликтового излу­чения” (термин, предложенный из­вестным советским астрофизиком И. Шкловским). Гамов даже оценил в 1956 году температуру этого излу­чения и получил цифру 5—6 К. Не правда ли, очень низкая температура? Но если взглянуть в прошлое, то тем­пература этого излучения была выше, Вселенная была плотнее и горячее...

В 1964 году в лаборатории фирмы “Белл телефон” была создана новая рупорная антенна. Она предназнача­лась для работы со спутником связи “Эхо”. Но технические характеристи­ки антенны, в частности очень низкий уровень шумов, сразу привлекли к ней внимание радиоастрономов. Пер­выми начали с ней работать А. Пензиас и Р. Вильсон, один из них был радиофизиком, другой радиоастроно­мом. Они решили мерить интенсив­ность радиоизлучения от нашей Га­лактики. Эта задача отнюдь не проста, так как, если вы измеряете радиосиг­налы от какого-то конкретного источ­ника, например, от звезды, то изба­виться от помех, шума довольно прос­то. Для этого надо лишь отклонить антенну от звезды, померить сигнал, а затем снова направить ее точно на звезду и опять провести измерения. Разница между двумя сигналами и будет сигналом от объекта. Но у Пензиаса и Вильсона объектом было фак­тически все небо!

Именно поэтому им необходимо было уменьшить до предела то, что в сегодняшней радиотехнике называет­ся собственным шумом радиоприем­ного устройства. Кроме того, им, ко­нечно, мешали так называемые атмо­сферные шумы. Короче говоря, прежде чем приступить к непосред­ственным экспериментам, они прове­ли огромную подготовительную работу.

Эксперименты были начаты на коротких волнах (около 7,5 сантимет­ра), поскольку считалось, что в этом диапазоне шум должен быть прене­брежимо мал. Это была своего рода проверка качества антенны и прием­ных цепей. Но в первых же прове­денных опытах исследователями был зарегистрирован радиошум в этом диапазоне. Причем интенсивность сигнала не зависела от направления. Это очень существенный факт, и самое естественное его объяснение состояло в том, что шумит сама антенна или цепи радиоприемного устройства. Проверялось абсолютно все. На подозрение была взята даже парочка голубей, которая облюбовала рупор антенны и за время подготовительных работ угнездилась в нем. В 1965 году эксперименты начались снова и снова дали тот же результат. Небо давало микроволновый фон, шум, и величина сигнала не зависела от направления. Откуда же этот шум мог появиться, если всевозмож­ные помехи были учтены и устра­нены?

Пензиас и Вильсон не могли отве­тить на этот вопрос. Для начала они попытались определить характери­стики обнаруженного ими шума и в первую очередь его интенсивность. А интенсивность теплового радиошума очень удобно описывать, пользуясь понятием обычной температуры. Действительно, любое тело “шумит” в радиодиапазоне за счет теплового движения электронов внутри тела. Грубо говоря, чем выше температура, тем выше интенсивность теплового шума. Поэтому в радиотехнике используется понятие “эквивалентной температуры” радиоизлучения. Итак, оказалось, что шум, открытый Пензиасом и Вильсоном, имел температуру около 3,5 К. (Здесь нельзя не сказать о том, что за год до открытия Пензи­аса и Вильсона советские астрофизики А. Дорошкевич и И. Новиков теоре­тически предсказали возможность обнаружения реликтового излучения в сантиметровом диапазоне. Но, к сожалению, на эту работу не обра­тили тогда должного внимания экспе­риментаторы.)

Случай играет не последнюю роль в науке. Ведь Пензиас и Вильсон понятия не имели о том, что такое реликтовое излучение. Они просто натолкнулись на него. А практически в то же время всего в нескольких десятках километров от антенны фир­мы “Белл” группа Р. Дикке, крупного американского астрофизика, строила специальную антенну для поиска отголосков Большого Взрыва.

Дикке знал о работах Гамова и придавал им большое значение. Именно поэтому, когда астрофизики узнали о результатах Пензиаса и Вильсона, Дикке мгновенно объяснил их, и соответствующие публикации в журнале “Nature” появились одновре­менно, но с экспериментальными результатами Дикке опоздал пример­но на полгода. 20 лет размышлял Нобелевский комитет, кому прису­дить премию — счастливчикам Пензиасу и Вильсону или Р. Дикке. Как мы знаем, выиграли счастливчики.

Конечно же, это открытие могло быть сделано и раньше. Ведь о Боль­шом Взрыве говорили и до 1965 года. Но, как указал лауреат Нобелевской премии по физике Е. Вигнер, теория Большого Взрыва не привела к поиску реликтового излучения потому, что физикам было трудно серьезно вос­принять любую теорию ранней Все­ленной: “Это открытие заставило всех нас всерьез отнестись к мысли, что ранняя Вселенная была”.

Большой взрыв

О Большом Взрыве ежегодно публику­ется огромное число статей и в науч­ной и в научно-популярной печати. Но самое-то интересное заключается в том, что взрыва в обычном понимании этого слова не было! Справедливо ли применять слово “взрыв” к начальным стадиям расши­рения Вселенной? Другими словами, можно ли сказать, что огромное дав­ление сжатой в точку Вселенной яви­лось причиной ее расширения (взрыв бомбы)?

Нет! При взрыве расширение про­исходит из-за разности между боль­шим давлением продуктов взрыва и малым давлением окружающего их атмосферного воздуха. Но когда мы рассматриваем раннюю Вселенную, понятия “снаружи” и “внутри” теряют смысл, а давление в однородной Вселенной распределено равномер­но. Между различными частями Все­ленной нет разности давления, а зна­чит, нет и силы, вызывающей расши­рение.

В чем же дело? Почему Вселенная начала расширяться? На этот вопрос сегодня нет общепринятого ответа.

Очень трудно говорить о тех време­нах, когда вся видимая сегодня Все­ленная была величиной с маковое зернышко. Но предполагается, что она действительно миллиарды лет тому на­зад была именно таких размеров (и даже меньше) и действительно стала расширяться.

Сегодня космология еще не в со­стоянии ответить на ряд принципиаль­ных вопросов. Среди них основные: что было до начала наблюдаемого расширения? Будет ли Вселенная веч­но расширяться или опять сожмется в точку (как говорят физики, образует­ся ли снова сингулярность — состоя­ние вещества с бесконечной плотно­стью) ? Мы надеемся, что ответы на эти вопросы будут получены в близ­ком будущем.

Но отсутствие ответов сейчас, се­годня, не мешает физикам рассмат­ривать самые ранние стадии расшире­ния Вселенной. Некоторые теории оперируют с временами 10^-35 секун­ды от начала. Это, по выражению ака­демика Я. Зельдовича, “очень-очень ранняя Вселенная”. Есть теории, кото­рые “заглядывают” в еще более ран­ние моменты времени. Термин “Боль­шой Взрыв” сейчас общепринят, и мы его будем использовать. Тем более что скорости процессов, происходя­щих при “рождении” нашего Мира, в неизмеримое число раз превышают скорости любых известных сегодня взрывных процессов. Поэтому-то рас­ширение Вселенной действительно можно уподобить “сверхвзрыву”, Большому Взрыву.

Почему для нас так важны началь­ные этапы развития Вселенной, поче­му космологи пытаются проанализировать самые ранние моменты, загля­нуть как можно глубже в прошлое на­шего мира? Да потому, что никакая космологическая модель, никакая теория невозможна без достаточно полного понимания начальных этапов развития Вселенной — ведь именно тогда закладывалось ее будущее, все последующие стадии ее формирова­ния. И эти стадии нельзя понять, не зная, какой была ранняя, горячая Все­ленная. Чтобы представить себе раз­витие Вселенной, следует прежде все­го постараться понять, что представ­ляло собой вещество Вселенной, мате­рия на разных этапах ее существова­ния.

Важность постановки такой задачи очевидна. Ведь решения уравнений ОТО, полученные Фридманом, гово­рят о том, что Вселенная расширяет­ся из точки, из сингулярности. Но ре­шения эти, с другой стороны, ничего не говорят о состоянии и поведении вещества вблизи сингулярности, а для нас сейчас, когда мы начинаем рас­сматривать ранние стадии Вселенной, именно это и является самым глав­ным.

До сих пор мы говорили лишь об ОТО, которая описывает процессы расширения и сжатия мира. Но совер­шенно ясно, что сейчас для рассказа о поведении вещества мы должны об­ратиться к другим физическим тео­риям.

Вопросы, рассматриваемые нами, исключительно сложны, а очень мно­гие их аспекты еще ждут своего реше­ния: Но именно эти задачи и являются на сегодня наиболее “горячими точка­ми” современной физики и космоло­гии. Какими же теоретическими “ин­струментами” пользуются современ­ные ученые?

Самая красивая из физических тео­рий — ОТО представляет собой типич­ный пример классической теории. Что это значит? В уравнения ОТО не вво­дится никаких новых фундаменталь­ных физических постоянных. В них присутствуют лишь скорость света и гравитационная постоянная Ньютона.

Другим примером классической теории является электродинамика, со­зданная более ста лет назад Д. Макс­веллом. Всего 80 лет назад большинст­во физиков свято верило, что в приро­де существует лишь два вида фунда­ментальных взаимодействий — гра­витация и электромагнетизм. Они имеют неограниченный радиус дейст­вия и могут быть не только измерены с помощью приборов, но хорошо из­вестны “в быту”: если, например, кир­пич упадет на голову, можно не со­мневаться в том, что вы на практике столкнулись с гравитацией. Электро­магнитные взаимодействия также хо­рошо знакомы каждому человеку, по­скольку самые разнообразные физи­ческие, химические, биологические явления зависят от электромагнетиз­ма.

Однако более 80 лет назад из ми­кромира поступили тревожные сиг­налы о том, что классическая физика не в состоянии описать явления, про­исходящие в масштабах отдельных атомов. Хорошо известно, что соглас­но классической теории электромаг­нетизма электрон в атоме должен “упасть” в конце концов на атомное ядро из-за непрерывного излучения энергии. С этим и другими парадокса­ми оказалась в состоянии справиться лишь квантовая теория поля.

Суть квантовой теории (а именно она вызывала неприятие у Эйнштей­на) состоит в том, что, располагая да­же максимальной информацией о фи­зической системе, квантомеханический подход определяет лишь вероят­ность того или иного события в микро­мире и не предсказывает точного поведения системы.

“Бог в кости не играет”,— говорил Эйнштейн, отрицая вероятностный подход квантовой физики к описанию физических явлений. В течение послед­них лет своей жизни Эйнштейн пытал­ся создать единую теорию поля, об­щую классическую теорию, классиче­скую в том смысле, что физические яв­ления в ней должны полностью описы­ваться, если известны значения всех рассматриваемых физических пере­менных. Мы знаем, что на этом пути Эйнштейн потерпел неудачу. Однако вернемся к ОТО. Как уже го­ворилось о том, что эффекты ОТО наибо­лее заметно проявляются в сильных гравитационных полях. Так почему же мы заговорили о границах ее приме­нимости? “Узкое место” здесь — син­гулярность, начало расширения Все­ленной.

Совершенно ясно, что если считать сингулярность точкой, математиче­ской абстракцией, то нечего вообще говорить ни о каких физических зако­нах в этой точке. Но дело в том, что Вселенная материальна; грубо гово­ря, мы знаем, что она имеет вес. Именно поэтому реальное вещество, материя всегда будет занимать ка­кой-то конечный, отличный от нуля объем.

Поскольку поведение Вселенной во времени описывается уравнениями ОТО, то вопрос о границах примени­мости этих уравнений на ранних ста­диях Вселенной в условиях экстре­мально малых размеров и экстремаль­но больших плотностей вполне право­мочен. Пространство — время чудо­вищно искривлены, и, поскольку мы стремимся к сингулярности, речь идет уже не о маковом зернышке, а о гораздо меньших объемах. Не могут ли здесь играть роль квантовые эф­фекты?

Когда теоретики начали исследо­вать этот вопрос, то оказалось, что “ответ” на него был дан в конце про­шлого века, то есть когда ОТО еще не была создана. “Ответ” был дан М. Планком, одним из творцов кван­товой физики. Планк ввел свою знаменитую постоянную h в теорию излучения в 1899 году и тогда же, добавив к ней скорость света с и постоянную тяготения G, показал, что из этих констант можно составить ве­личины любой размерности, например плотность, длину.

Очень интересно отношение само­го Планка к этим постоянным. Он, как, впрочем, и любой другой великий физик, считал, что цель физики — объяснение устройства мира. Планк глубоко верил, что наука не должна нести в себе отголоски индивидуаль­ного мышления, физические законы должны быть абсолютны во всей Все­ленной.

Глубокие идеи Планка не потеряли своего значения и сегодня, спустя бо­лее 80 лет. Планковские константы се­годня считаются предельными в фи­зике величинами. Именно на планковской длине перестает “рабо­тать” ОТО. На этом масштабе плот­ность вещества чудовищна. Она неиз­меримо превышает плотность атом­ного ядра. Эти величины очень труд­но представить себе наглядно. Дейст­вительно, ядерная плотность равна примерно 10¹⁴ г/см³. Другими слова­ми, один кубический сантиметр атом­ных ядер весил бы сто миллио­нов тонн. А планковская плот­ность вещества превышает ядерную на 80 порядков! Единица с 80 ну­лями!

И здесь в сверхсильных гравита­ционных полях начинают возникать квантовые эффекты. Отметим, что когда речь идет о квантовых эффек­тах в условиях сильной гравитации, то, быть может, сами понятия “прост­ранство” и “время” теряют привыч­ный для них смысл. Как хорошо ска­зано в книге Я. Зельдовича и И. Нови­кова “Строение и эволюция Вселен­ной”: “Насколько легко найти область, где важны квантовые явления, на­столько же трудно выяснить, что про­исходит в этой области. Здесь стано­вится трудно даже сформулировать проблему”.

Действительно, задача о ранней, “планковской”. Вселенной исключи­тельно сложна. Мы просто не знаем, как ведет себя вещество, что оно со­бой представляет в этих бесконечно малых масштабах длин, сочетающих­ся с бесконечно большими плотностями и температурами.

Экспериментаторы “добрались” пока до длин порядка лишь 10^-16 см. Это мир элементарных частиц, сверх­высоких энергий, и именно поэтому физика ранней Вселенной теснейшим образом смыкается с физикой микро­космоса. К сожалению, как сказал лауреат Нобелевской премии по фи­зике С. Вайнберг, “незнание микро­скопической физики стоит как пелена, застилающая взор при взгляде на са­мое начало”.

Космология оперирует с еще мень­шими расстояниями и большими энер­гиями, чем те, что привычны для фи­зики элементарных частиц. Ведь рас­сматривая самые ранние этапы, мы неизбежно приходим к какому-то моменту времени (порядка планковского), когда классическая ОТО не­применима. Здесь предстоит еще огромная работа.

Микрофизика

Согласно бурно развивающейся в последние годы кварковой теории все адроны состоят из “более” эле­ментарных частиц — кварков. Если эта теория верна (а она получает сей­час убедительные доказательства в различных экспериментах), то при тем­пературе около нескольких тысяч миллиардов градусов Кельвина адро­ны, по-видимому, уже не могут су­ществовать, они разбиваются на со­ставляющие их кварки, точно так же, как атомы при нескольких тысячах градусов распадаются на ядра и электроны, а ядра, в свою очередь, при миллиарде градусов — на прото­ны и нейтроны.

Итак, все адроны состоят из квар­ков. И возникает естественный во­прос: где же предел элементарности частиц? Ведь сравнительно недавно круг элементарных частиц был огра­ничен нейтронами, протонами, элект­ронами и фотонами. А сейчас, мало того” что одних адронов порядка сот­ни, оказал