Десять великих идей науки. Как устроен наш мир.

Ученые натолкнулись на это объяснение, когда модель горячего Большого Взрыва утвердилась как теоретическая возможность. На основании этой модели также было предсказано, что температура Вселенной должна падать по мере ее расширения, поскольку длины волн излучения, заполняющего все пространство, растягиваются. В результате то, что когда-то было коротким, становится длинным, а плотность энергии во Вселенной падает. Температура оказывается обратно пропорциональной масштабу Вселенной, так что, когда Вселенная удваивается в размере, ее температура падает до половины предыдущей величины. Для обнаружения излучения, оставшегося от Большого Взрыва, были приложены значительные усилия, но всех опередили обучавшиеся в докторантуре Арно Пензиас (р. 1933) и Роберт Вильсон (р. 1936), которые занимались удалением голубиного помета с большой микроволновой антенны. Однако это не было единственным их занятием: они были радиоастрономами, принявшими в свое ведение эту антенну, ставшую ненужной, когда примитивная передающая система спутника Эхо была заменена на Телстар. Они надеялись использовать ее в интересах более фундаментальной радиоастрономии и поискать источник фонового шипения, докучавшего приему. После исключения всех наземных источников, для чего и требовалось соскоблить голубиный помет и повернуться спиной к Манхэттену, им оставалось лишь прийти к выводу, что излучение имеет космическое происхождение. Они наткнулись на останки огненного шара, его ослепительного излучения, растянувшегося до невидимых микроволн, его электрического грома, приглушенного до почти молчащего электронного шипения.

Подробное изучение микроволнового фонового излученияв последующие годы показало, что оно в точности такое, какое, по ожиданиям, излучало бы тело при температуре 2.728 градусов выше абсолютного нуля (то есть около минус 270 градусов Цельсия, рис. 8.3). С того момента, как было дозволено наше движение вокруг Солнца, движение Солнца вокруг центра нашей Галактики и общий дрейф нашей локальной группы галактик к Великому Аттрактору, это излучение остается одинаковым в любом направлении, куда ни бросишь взгляд. Оно однородно с точностью до одной стотысячной и имеет характеристики, которые отметают множество других предположений, делавшихся для объяснения его происхождения теми, для кого идея горячего Большого Взрыва отвратительна. Нет сомнения в том, что Вселенная когда-то была в высшей степени горячей и в высшей степени плотной.

Рис. 8.3.Интенсивность излучения, заполняющего пустое пространство, может быть измерена для каждой длины волны, и кружочки показывают полученные таким способом величины. Сплошная линия является интенсивностью, предсказываемой законом Планка для излучения черного тела (глава 7), если температура тела равна 2,728 К.

Теперь мы можем соединить вместе наблюдения и теорию и немного поразмышлять об истории мира. Мы знаем (из решения уравнений Эйнштейна, дающих математическое описание гравитационного поля в присутствии массивного тела, глава 9), как будет меняться масштаб Вселенной со временем в зависимости от сделанного предположения о том, как много вещества она содержит. Мы знаем из определения постоянной Хаббла современную скорость ее расширения и знаем, как температура Вселенной связана с ее масштабом. Откуда мы это знаем? Интенсивность излучения волн различной длины зависит от температуры (вспомним наше обсуждение излучения черного тела в главе 7, рис. 8.3), а длины волн при расширении Вселенной растягиваются, поэтому существует связь между температурой и масштабом. Комбинируя связь температуры с масштабом и изменение масштаба во времени, мы можем определить, как меняется со временем температура Вселенной.

Мы можем развернуть эту связь больше, поскольку знаем из наших лабораторных опытов, какие изменения вызывает температура. Мы знаем, как температура Вселенной, космического горнила, потом печки, а позднее и холодильника, менялась во времени, поэтому у нас есть средства для вывода заключений о том, как свойства Вселенной менялись вскоре после ее рождения. Вообще говоря, высокие температуры заставляют вещи разваливаться, и лишь частицы, которые крепко удерживаются вместе, имеют шанс выжить при них, а частицы, удерживаемые слабо, могут выжить лишь при низких температурах. Мы используем этот принцип в кухне, где жарка и варка помогают расщеплять вещества на более мелкие, более легко усваиваемые, более ароматные молекулы, а замораживание помогает хранить их, замедляя реакции, приводящие к разложению. Температура космоса выполняет похожую кулинарную функцию, но припасы, которые мы готовим в космической печи, есть содержимое самой материи.

«Вскоре после» в последнем параграфе является ни к чему не обязывающим оборотом, требующим расшифровки. Когда диаметр объема, в который была упакована современная наблюдаемая Вселенная, равен величине, называемой планковской длиной, несколько меньшей 200 миллиардно-триллионных метра (то есть 1,6x10 ^{– 35}м, фундаментальная величина, с которой мы встретимся в главе 9), наша современная физика спотыкается. Для изучения событий, происходивших, когда Вселенная была столь компактной, нам нужна квантовая теория гравитации. Такая теория начинает возникать, но сегодня мы так мало уверены в ней, что я выделю эту квантово-палеолитическую эру из нашей истории и рассмотрю ее позже отдельно. Туннель, вырытый нами назад сквозь время, выходит из тумана неведения на планковском времени, около 5,4x10 ^{– 44}с после рождения, когда температура принимала свою планковскую величину примерно 1,4x10 ³²градусов Это было около 15 миллиардов лет назад: не в пределах живой памяти, но и не так ужасно далеко, чтобы невозможно было себе представить. И это в самом деле совершенно замечательно, что так много всего произошло за такое короткое время. Мы не можем, как епископ Ашер с его дотошным анализом Библии, дать точную дату, вроде 23 октября 4004 г. до н.э., полдень, время завтрака [38] , но точность нашего определения момента рождения возрастает по мере роста нашего понимания динамики эволюции Вселенной, и мы можем надеяться вскоре пришпилить его с точностью до миллиарда лет или большей.

38

Часто цитируют неправильно как 26-го в 9 утра, см.

http://www.merlyn.demon.co.uk/critdate.htm.

Имеется еще одна характеристика начала, на которую нам надо обратить внимание. Часто спрашивают, гдепроисходил Большой Взрыв? Ответ прост и точен (каким и бывает всегда хороший ответ): он происходил везде. Вселенная не взрывалась вочто-то, и в той мере, в какой название Большой Взрыв создает впечатление взрыва, оно неудачно. Большой Взрыв заполнял все пространство: он происходил всюду. И нет необходимости, чтобы Вселенная когда-то была точкой. Если Вселенной предназначено расширяться вечно (без обратного схлопывания), то всегдавне любой заданной области находилась масса, большая, чем внутри нее, даже в момент творения. То есть если Вселенная «открыта» и должна расширяться вечно, она всегда уже была бесконечной. Поэтому, даже если видимая Вселенная, Вселенная, с которой мы взаимодействуем — которая простирается на 15 миллиардов световых лет от нас во всех направлениях и свет которой сотворен на таком расстоянии, чтобы ему как раз хватило времени достичь нас сегодня, — была когда-то спрессована в бесконечно малую точку, мир все же был бесконечной областью вне этой точки. Только если Вселенная «замкнута», то есть подвергнется Большому Хлопку в некотором отдаленном времени в будущем — событие, представляющееся все более маловероятным по мере накопления свидетельств, связанных со скоростью расширения, — было бы правильным представлять себе всю Вселенную первоначально упакованной в одной точке.

Нам также необходимо понять, как описывать расширение Вселенной. В дальнейшем я буду говорить не о размере Вселенной, которая, по-видимому, бесконечна во все времена, и не о размере видимой Вселенной, который соответствует радиусу около 15 миллиардов световых лет, но раньше был меньше, а о ее масштабе. Под этим «масштабом» я имею в виду множитель, связанный с расстоянием между двумя точками, которые сегодня отделяет друг от друга 1 метр. Так, при масштабе 100, эти точки будет разделять 100 метров, когда масштаб был одна миллиардная (10 ^{– 9}), две точки были разделены расстоянием в одну миллиардную метра (10 ^{– 9}м). Эйнштейновские уравнения гравитационного поля можно использовать для расчета зависимости масштабного множителя от времени в разных моделях Вселенной. Первые достаточно реалистические решения были получены русским математиком, авиатором, испытателем воздушных шаров и метеорологом Александром Александровичем Фридманом (1888-1925), который предложил их незадолго до своей смерти от тифа. Они известны, как модели Фридмана (рис. 8.4). Похожие решения были найдены бельгийским духовным лицом, аббатом Жоржем Леметром (1894-1966) в 1925 г.; он был первым, кто проследил их назад во времени и обнаружил то, что назвал «космическим яйцом», а мы теперь называем Большим Взрывом.

Рис. 8.4.История фридмановской Вселенной. Если плотность Вселенной меньше определенной величины, то она «открыта» и расширяется вечно. Если плотность Вселенной больше этой величины, то она «замкнута» и после начальной фазы расширения сожмется обратно к Большому Хлопку. Если плотность Вселенной в точности равна критической, она будет расширяться вечно, но постепенно останавливаться при времени, приближающемся к бесконечности. Современные измерения заставляют предположить, что Вселенная не является замкнутой. Имеются новые наблюдаемые свидетельства в пользу предположения о том, что Вселенная открыта и, может быть, недавно вошла в фазу ускорения.

На сегодняшний день космологи верят, что Вселенная является ни открытой и ни замкнутой, она является «плоской». Плоская Вселенная похожа на открытую Вселенную по характеру расширения, и ее масштаб будет растягиваться всегда, но ее расширение постепенно замедляется и становится бесконечно медленным, когда масштаб приближается к бесконечности. В плоской Вселенной, как и в открытой Вселенной, не существует предела для удаления друг от друга двух точек, разделенных сегодня одним метром. Следствием плоскости, так же как и открытости, является то, что Вселенная всегда имела бесконечную протяженность, и поэтому Большой Взрыв происходил всюду в бесконечном объеме пространства. Когда люди говорят, что Вселенная была изначально очень маленькой, они имеют в виду — им следует иметь в виду, — что масштаб был изначально крайне малым и что две точки, разделенные теперь расстоянием в 1 метр, были разделены тогда мельчайшей долей метра. При том огромном количестве вещества, которое было спрессовано в крошечном пространстве, вы можете представить себе, какова была его плотность; фактически оно было примерно в 10 ⁹⁷раз более плотным, чем вода. И оно было таким плотным везде, везде в бесконечном объеме Вселенной было, всегда было и всегда будет, ужасно много.

И последней подготовительной деталью, иногда мешающей пониманию, является то, что, несмотря на возрастание масштаба Вселенной со временем, объекты, которые она содержит, не становятся больше. Мы сами и наши измерительные палочки со временем не расширяемся, как и расстояния между звездами внутри Галактики. Есть несколько способов понять это, иногда ставящее в тупик, явление. Простейшим является принятие той точки зрения, что описывающие расширение решения Фридмана основаны на модели, в которой вещество берется усредненным по всей Вселенной, а галактики представлены просто точками, указывающими положение в пространстве. Увеличение масштаба относится только к этой «усредненной Вселенной» и умалчивает о поведении крошечных систем, населяющих пространство. Другим способом прийти к тому же заключению является замечание, что если две точки, такие как две звезды в галактике, связаны вместе силами притяжения, то растяжение масштаба не превозмогает эти силы, и точки остаются на том же самом расстоянии друг от друга, как бы долго мы ни ожидали.

Более утонченный пуристский способ понимания этого мудреного, но важного обстоятельства состоит в том, что решения Фридмана говорят нам о том, как две точки будут двигаться друг от друга, при условии, что они двигались друг от друга изначально. Это немного похоже на уравнения движения Ньютона, которые говорят нам, как вычислить положение летящего мяча, если мы знаем, как быстро он летел первоначально. Если мяч покоился, то, как бы долго мы ни ожидали, он будет оставаться на том же месте. Подобным же образом, если две точки в пространстве — ваша голова и пятки — не двигались врозь изначально, то, как бы долго мы ни ожидали, они будут оставаться в том же относительном положении. Расширение Вселенной растягивает нас не в большей мере, чем мяч, покоящийся в классической физике, двигается к другому месту.