157389 (Проблемы космологии), страница 2

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.