Брайан Грин - Элегантная Вселенная. Суперструны, скрытые размерности и поиски окончательной теории
Тем не менее, с учётом последних грандиозных достижений в разработке методов, не опирающихся на теорию возмущений, и успешных применений этих методов к другим задачам теории чёрных дыр, у теоретиков появились большие надежды на то, что разгадка тайн происходящих в глубине чёрной дыры явлений уже не за горами.
Глава 14. Размышления о космологии
На протяжении многих веков истории человечества люди стремились постичь тайну происхождения Вселенной. Возможно, это единственный вопрос, для которого не существует ни культурных, ни временны́х границ, вдохновляющий фантазии наших первобытных предков и побуждающий современных учёных заниматься космологией. В его основе — жажда всех людей понять, почему существует Вселенная, как она приняла свой современный облик, какие принципы движут её эволюцией. Поразительно, что сегодня человечество вступило в ту стадию развития, на которой начинает вырисовываться схема, в рамках которой на некоторые вопросы можно будет дать научный ответ.
Согласно общепринятой сегодня теории, в первые моменты эволюции Вселенная находилась в экстремальных условиях огромных энергий, температур и плотностей. Сейчас ясно, что для описания таких условий требуется и общая теория относительности, и квантовая теория, поэтому проблема возникновения Вселенной является хорошим полигоном для применения идей теории суперструн. Вскоре мы рассмотрим эти новые применения, но сначала обсудим космологическую теорию, существовавшую до открытия теории струн, так называемую стандартную космологическую модель.
Стандартная космологическая модельСовременная теория сотворения мира возникла примерно через пятнадцать лет после создания Эйнштейном общей теории относительности. Хотя сам Эйнштейн отказался посмотреть правде в глаза и признать, что из его теории следует невозможность существования вечной и статической Вселенной, за него это сделал Александр Фридман. Как обсуждалось в главе 3, Фридман нашёл так называемое решение Большого взрыва для уравнений Эйнштейна, т. е. решение, в котором Вселенная развивается из начального состояния бесконечного сжатия и в настоящий момент находится в стадии расширения после этого исходного взрыва. Эйнштейн был так уверен в невозможности подобных меняющихся во времени решений его уравнений, что даже опубликовал короткую статью о якобы найденной им грубой ошибке в работе Фридмана. Однако примерно через восемь месяцев Фридману всё же удалось убедить Эйнштейна в том, что в действительности никакой ошибки не было; Эйнштейн публично, но кратко, снял свои возражения. Очевидно, однако, что Эйнштейн не считал результаты Фридмана имеющими какое-либо отношение к нашей Вселенной. Однако пять лет спустя кропотливые наблюдения Хаббла за несколькими десятками галактик, проводившиеся с помощью стодюймового телескопа в обсерватории Маунт Вильсон, показали, что Вселенная действительно расширяется. Работа Фридмана, переписанная в более систематическом и удобном виде Говардом Робертсоном и Артуром Уокером, до сих пор является основой современной космологии.
Подробнее современная теория космической эволюции выглядит так. Около 15 миллиардов лет назад Вселенная изверглась в результате мощного сингулярного взрыва, разметавшего в стороны всё пространство и материю. (Можно не искать точку, в которой произошёл Большой взрыв: она там, где вы находитесь сейчас, и где находятся все остальные — изначально все различаемые нами отдельные точки пространства находились в одном месте.) Вычисления температуры, которая была у Вселенной лишь спустя 10−43 с после Большого взрыва (так называемое планковское время), приводят к значению порядка 1032 K, что примерно в 1025 раз выше температуры в недрах Солнца. С течением времени Вселенная расширялась и охлаждалась, и в ходе этого процесса в первоначально однородной и горячей первичной космической плазме стали возникать вихри и скопления. Через 10−5 с после Большого взрыва Вселенная достаточно охладилась (примерно до 1013 K, что в миллион раз больше температуры внутри Солнца) для того, чтобы из групп трёх кварков стало возможно образование протонов и нейтронов. Примерно через сотую долю секунды условия стали такими, что в охлаждающейся плазме элементарных частиц уже могли формироваться ядра некоторых лёгких элементов периодической таблицы. В течение следующих трёх минут, пока кипящая Вселенная охлаждалась примерно до 109 K, основная доля образовавшихся ядер приходилась на ядра водорода и гелия и включала небольшую добавку дейтерия («тяжёлого» водорода) и лития. Этот интервал времени получил название периода первичного нуклеосинтеза.
Затем в течение нескольких сотен тысяч лет было мало событий, кроме дальнейшего расширения и охлаждения. Но в конце этого этапа, когда температура упала до нескольких тысяч градусов, летавшие до этого с бешеной скоростью электроны замедлились до скорости, позволяющей атомным ядрам (в основном, ядрам водорода и гелия) захватывать их, образуя электрически нейтральные атомы. Это явилось поворотным моментом: начиная с него Вселенная, в общем и целом, становится прозрачной. До эры захвата электронов она была заполнена плотной плазмой электрически заряженных частиц, одни из которых (например, ядра) несли положительный заряд, а другие (например, электроны) — отрицательный. Фотоны, взаимодействующие лишь с заряженными частицами, испытывали постоянные пинки и толчки со стороны кишащих заряженных частиц и не могли пролететь достаточно далеко, не будучи отклонёнными или поглощёнными этими частицами. Из-за таких препятствий свободному движению фотонов, Вселенная предстала бы перед наблюдателем совершенно непрозрачной, подобной густому утреннему туману или снежной буре. Но когда отрицательно заряженные электроны были рассажены по орбитам вокруг положительно заряженных ядер и образовались электрически нейтральные атомы, препятствия исчезли и густой туман рассеялся. С этого момента фотоны от Большого взрыва стали свободно путешествовать по Вселенной, и постепенно она полностью стала доступной взору.
Примерно миллиард лет спустя, когда Вселенная достаточно успокоилась после неистового начала, из сжатых гравитацией комков первичных элементов стали формироваться галактики, звёзды, а затем и планеты. Сегодня, через 15 миллиардов лет после Большого взрыва, мы можем восхищаться как величием космоса, так и нашей способностью построить разумную и экспериментально проверяемую теорию происхождения космоса.
Но до какой степени можно действительно доверять теории Большого взрыва?
Проверка модели Большого взрываИзучая Вселенную с помощью мощнейших телескопов, астрономы могут видеть свет, испущенный галактиками и квазарами через несколько миллиардов лет после Большого взрыва. Это позволяет им проверить предсказания теории Большого взрыва о расширении Вселенной вплоть до столь ранних этапов её эволюции, и результаты всех проверок оказываются положительными. Чтобы проверить теорию для ещё более ранних этапов, физики и астрономы вынуждены пользоваться менее прямыми методами. Один из наиболее тонких подходов опирается на понятие реликтового космического излучения.
Если читателю приходилось когда-нибудь ощупывать только что накачанную до предела велосипедную шину, он знает, что шина кажется тёплой. Часть энергии, израсходованная на накачку колеса насосом, перешла в теплоту, и температура шины увеличилась. Это есть следствие общего принципа: для широкого класса условий при сжатии тел происходит их нагревание. И наоборот, если не препятствовать расширению, произойдёт охлаждение. На этих принципах устроены кондиционеры и холодильники, в которых вещества типа фреона периодически подвергаются сжатию и расширению (сопровождающимся парообразованием и конденсацией), направляя поток теплоты в нужную сторону. Хотя речь идёт о простых явлениях земной физики, оказывается, что они обладают глубоким смыслом в космосе как целом.
Выше говорилось о том, что после объединения электронов и ядер в атомы фотоны могут беспрепятственно путешествовать во Вселенной. Это означает, что Вселенная заполнена «газом» фотонов, движущихся во всевозможных направлениях и равномерно распределённых в космическом пространстве. Когда Вселенная расширяется, газ свободно летящих фотонов расширяется вместе с ней, так как Вселенная, по существу, является резервуаром для этого газа. Подобно тому, как температуры более привычных для нас газов (например, воздуха в колесе) понижаются при расширении, температура этого фотонного газа тоже падает при расширении Вселенной. Уже давно, после работ Георгия Гамова и его студентов Ральфа Альфера и Роберта Хермана в 1950-х гг., а также Роберта Дикке и Джима Пиблза в середине 1960-х гг., физики поняли, что современная Вселенная должна быть наполнена почти однородным составом из первичных фотонов, охладившимся до нескольких градусов выше абсолютного нуля за 15 миллиардов лет космического расширения.{128} В 1965 г. Арно Пензиас и Роберт Вильсон из Лаборатории им. Белла в штате Нью-Джерси случайно сделали одно из важнейших открытий нашей эпохи. Работая с антенной, предназначенной для спутниковой связи, они зарегистрировали послесвечение Большого взрыва! Позднее и теория, и эксперимент были усовершенствованы, и эти исследования завершились измерениями, полученными с помощью спутника COBE (Cosmic Background Explorer, «зонда космического фона») агентства NASA в 1990-е гг. На основе полученных данных физики и астрономы точно установили, что Вселенная действительно заполнена микроволновым излучением с температурой примерно на 2,7 K выше абсолютного нуля (если бы наши глаза были чувствительны к микроволнам, мы увидели бы рассеянное свечение вокруг нас), что в точности совпадает с предсказаниями теории Большого взрыва. Более точно, в каждом кубическом метре Вселенной (включая тот объём, который вы сейчас занимаете) находится около 400 миллионов фотонов, образующих огромное космическое море микроволнового излучения — эхо сотворения. Часть «снега» на экране телевизора, когда вы переключаетесь на канал, на котором закончилось вещание, объясняется именно этим туманным откликом Большого взрыва. Согласие между теорией и экспериментом служит подтверждением космологической картины Большого взрыва до момента времени, когда фотоны начали свободное движение по Вселенной, т. е. примерно до нескольких сотен тысяч лет после Большого взрыва.
