Десять великих идей науки. Как устроен наш мир.

Эткинз Питер

В высшей степени впечатляющими являются обнаружение космического фонового излучения и его детальные свойства, которые мы вкратце опишем, фактически составляющие огромный корпус свидетельств говорящих в пользу модели Большого Взрыва. Некоторые космологи сегодня сомневаются, что Вселенная в раннем возрасте прошла через стадию, когда она была очень плотной и очень горячей. Но на самом деле с помощью необычайного сочетания теории, наблюдений и растягивания наших знаний об очень малом для объяснения очень большого, мы можем сегодня со значительной уверенностью проследить историю Вселенной назад во времени, вплоть до малейших долей первой секунды после ее рождения. Астрономическим наследием Хаббла является экспериментальное открытие расширения Вселенной; его интеллектуальное наследие, однако, гораздо значительнее, ибо оно включает в себя самое малое, осознание того факта, что такие карлики, как мы, могут проследить свою историю почти до начала времен. Это интеллектуальное наследие мы исследуем в оставшейся части этой главы и увидим, что научные идеи, рождающиеся в наших лилипутских лабораториях, способны объять космос.

Сверхострый интеллект может увидеть с первого взгляда, что Вселенная расширяется. В 1826 г. немецкий астроном Генрих Вильгельм Ольберс (1758-1840)

видел вполглаза, что Вселенная расширяется, но не понял того, что увидел. Он опубликовал вопрос, известный теперь как парадокс Ольберса, несмотря на то, что проблема была известна с тех пор, как в 1610 г. Кеплер предлагал для нее решение. Ольберс указал на правоту тех, кто озадачен тем фактом, что на небе по ночам темно. Вы и я, с нашими необученными умами, можем думать, что ответ очевиден: Солнце зашло. Но Ольберс напомнил своим читателям, что если Вселенная бесконечна и вечна, то куда бы вы ни провели достаточно далеко в небо линию от вашего глаза, ее конец упрется в звезду. Поэтому небо ночью должно быть таким же ярким, как поверхность Солнца, так как оно по существу является сплошным листом Солнца, покрывающим небеса. Хотя наше солнце может зайти, мириады других солнц не заходят.

Существуют два возможных объяснения. Первое, более простое, заключается в том, что если Вселенная возникла конечное время назад, аргументы Ольберса неверны, поскольку свету от очень отдаленных звезд не хватило времени, чтобы долететь до нас. Поэтому, вместо того чтобы быть листом солнечного света, лист неба имеет щели, в которых звезды находятся слишком далеко для того, чтобы внести вклад в освещенность ночного неба.

Второе объяснение является более утонченным и еще больше уменьшает интенсивность света, который даже из конечной Вселенной должен, по нашим ожиданиям, достичь наших глаз. Когда мы смотрим вдаль, мы смотрим назад сквозь время, так как оно требуется для того, чтобы свет достиг до нас. Мы видим то, что было, когда свет отправился в путь, а не то, что происходит, когда свет достигает наших глаз. Даже чтение этой страницы уже является частью истории, поскольку вы видите ее такой, какой она была около одной миллиардной секунды назад (10 ^{– 9}секунд, 1 наносекунда), а не такой, какой она является в этот момент. Большинство зрителей спортивных соревнований видят их так, как если бы они проходили в прошлом году, или, точнее, в прошлой микросекунде, не в тот самый момент, когда забивается гол, а примерно на микросекунду позже. Удаленные астрономические объекты излучили свет, который сейчас достигает нас, миллиарды лет назад, когда температура Вселенной была столь высокой, что все небо светилось с интенсивностью солнца. Глядя в это «далеко» и в это «давно», мы могли бы ожидать, подобно Ольберсу, что увидим небо, залитое светом. Но с тех пор Вселенная расширилась, и волны света, типичного для объектов, разогретых до 10 тысяч градусов (10 ⁴К), чрезвычайно растянулись. Вместо длин, измеряемых в нанометрах, при которых волны видимы, они приобрели длины, измеряемые в миллиметрах, и стали невидимыми. Эти волны теперь характеризуют гораздо более холодное тело с температурой около 3 градусов около абсолютного нуля (3 К). Ночное небо действительно светится чем-то, приближающимся по интенсивности к свечению поверхности звезды, но этот звездный свет является столь древним и растянутым, что мы воспринимаем небо темным.

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.