Космические рубежи теории относительности
Шрифт:
В середине 1960-х годов специалисты из лаборатории «Белл телефон компани» в Нью-Джерси (США) приступили к разработке весьма чувствительной антенны для приема сигналов от спутников связи «Эхо» и «Телстар». В 1965 г. Роберт У. Вильсон и Арно А. Пензиас провели ряд экспериментов с новой антенной, чтобы проанализировать все источники помех, которые неизбежны для всех радиоприемников и вообще электронных устройств (рис. 17.1). К их большому удивлению, они обнаружили наличие слабого шума, причины которого не поддавались объяснению. Ещё более удивительным был тот факт, что этот слабый фон приходил, по-видимому, из всех областей неба с одинаковой интенсивностью.
РИС. 17.1. Вильсон
Исследователи компании «Белл» не знали, что в Принстонском университете, всего в нескольких километрах от них, группа теоретиков, в которую входили Р. Г. Дикке, П. Дж. Э. Пиблз, П. Дж. Ролл и Д. Т. Уилкинсон, вела интересные расчёты. Исходя из высказанных ранее Толменом и Гамовым предположений, члены Принстонской группы рассматривали некоторые последствия гипотезы о Большом Взрыве. Если Вселенная начала существовать 18 миллиардов лет назад с первичного взрыва, то температура Вселенной на ранней стадии её существования должна быть чрезвычайно высокой. В частности, через 1 с после рождения Вселенной её температура должна была составлять около 10 миллиардов градусов. Принстонская группа применила здесь важный термодинамический закон: если что-нибудь (вроде газа) расширяется, то его температура обязательно падает. Значит, и температура Вселенной должна уменьшаться в ходе расширения Так, через два часа после своего рождения температура Вселенной, по-видимому, должна была понизиться до 100 миллионов градусов. Когда Вселенной было 100 лет, её температура спустилась уже немного ниже одного миллиона градусов. А сегодня, 18 миллиардов лет спустя после этапа первичного огненного шара, эта температура должна составлять около 3 градусов выше абсолютного нуля, т.е. 3 К.
Один из фундаментальных законов физики связывает температуру тел с характером испускаемого ими излучения. Так, тело, нагретое до 6000 К (такую температуру имеет поверхность Солнца), испускает главным образом видимый свет. Очень горячие объекты, температура которых достигает миллионов градусов, испускают рентгеновские лучи. Достаточно холодные объекты дают радиоволновое излучение. А если температура объекта равна 3 К, то он должен испускать радиоволны в основном с длиной волны от 1 мм до 100 см. Антенна компании «Белл» была настроена на 7,53 см, т. е. почти в точности на середину этого диапазона.
Узнав об этих расчётах, выполненных в Принстоне, Вильсон и Пензиас сразу же подумали, что таинственным источником обнаруженного ими шумового фона на самом деле может быть излучение остывшего первичного огненного шара. Были проведены наблюдения на разных длинах волн, и полученные результаты дали точки, уложившиеся на теоретическую кривую для температуры 2,7 градуса выше абсолютного нуля. Теперь все считают, что это фоновое излучение является остывшим «отголоском» Большого Взрыва.
РИС. 17.2. Фоновое излучение. Приходящие со всех сторон неба слабые радиоволны соответствуют средней температуре Вселенной 2,7 К выше абсолютного нуля.
Одним из самых замечательных особенностей реликтового фона является его чрезвычайная изотропия. В любой момент дня или ночи, в любое время года радиоастрономы всегда принимают фоновое излучение одной и той же интенсивности со всех участков неба. С точки зрения астрофизика, это удивительно, так как нет явных причин, почему температура во Вселенной в одном направлении должна быть точно такой же, как и в любом другом направлении.
С различным успехом предпринимались разные попытки объяснить изотропию реликтового фонового излучения. Например, в конце 1960-х годов Чарлз Мизнер из Мэрилендского университета предложил теорию «Вселенной - смесителя» (миксмастер-модель), исходя из необычного класса решений уравнений Эйнштейна. Миксмастер-модель претерпевает резкие сжатия попеременно во всех направлениях; считают, что она должна описывать состояние Вселенной вскоре после Большого Взрыва. Хотя работа Мизнера и позволяет понять важные аспекты возможного
В то время как изотропия 3-градусного фона убедительно свидетельствует об эффективных процессах перемешивания и выравнивания, которые происходили, когда возраст нашей Вселенной был менее 1 с, вся Вселенная не стала полностью однородной. Если бы 18 миллиардов лет назад вся Вселенная приобрела полную однородность, она оставалась бы однородной и теперь. Но в ней существуют скопления вещества в виде звёзд и галактик, планет и нас с вами. Значит, процессы, приводившие к выравниванию поля излучения, не были особенно эффективны в смысле выравнивания распределения и движения вещества во Вселенной.
В начале 1970-х годов выдающийся английский астрофизик Стивен У. Хоукинг (рис. 17.3) приступил к глубокому анализу явлений, сопутствовавших катастрофическому рождению Вселенной. Прежде всего он отметил, что в обычном процессе эволюции звёзд практически невозможно рождение чёрных дыр с массами менее 3 солнечных. Звёзды, масса которых меньше, чем 3 массы Солнца, умирая, становятся белыми карликами или нейтронными звездами, о чем говорилось в гл. 7. Основной причиной, из-за которой существует эта нижняя граница для массы обычной чёрной дыры, является то обстоятельство, что рождение чёрной дыры обусловлено исключительно действием гравитационного притяжения. Лишь в том случае, когда масса умирающей звезды превышает 3 солнечные массы, гигантский вес триллионов триллионов тонн вещества, давящий со всех сторон в направлении к центру звезды, преодолевает сопротивление всех остальных физических сил и вызывает появление чёрной дыры. Ничто не может стать чёрной дырой, если его масса меньше, чем 3 солнечные массы, просто потому, что в природе существуют силы (например, давление вырожденных электронного и нейтронного газов), которые всегда останавливают процесс коллапса.
РИС. 17.3. СтивенУ. Хоукинг (слева) обсуждает проблему первичных чёрных дыр с автором этой книги в Калифорнийском технологическом институте. (С разрешения Ч. Кейеса.)
Описанное традиционное представление о массах чёрных дыр установилось начиная с середины 1960-х годов. Во Вселенной, как мы её теперь знаем, чёрной дырой не могут стать, скажем, кирпич или арбуз. В этих телах слишком мало вещества, чтобы создавалось всесокрушающее гравитационное поле. Допустим, однако, что удалось сжать до чрезвычайно малого объёма тело с малой массой. Если бы было возможно сжать кирпич или арбуз так, чтобы их размеры стали чрезвычайно малы (меньше чем размеры электрона), то и эти объекты исчезли бы за своим горизонтом событий и получилась бы очень маленькая чёрная дыра. Хотя такие процессы сейчас явно невозможны, Хоукинг догадался, что если на раннем этапе существования Вселенной процессы в ней были такими энергичными, что смогли привести к изотропии фонового излучения, то их энергии оказалось бы достаточно, чтобы «спрессовать» множество крошечных чёрных дыр! Таким путём Хоукинг постулировал существование первичных чёрных дыр, которые могут обладать массами намного меньшими, чем масса Солнца. Непосредственно после Большого Взрыва мощные катастрофические процессы могли привести к появлению первичных чёрных дыр с массами даже в 1/100000 г. Поэтому возможно, что повсюду во Вселенной разбросаны многочисленные очень маленькие чёрные дыры.
К середине 1970-х годов Хоукинг пришел к выводу, что эти первичные чёрные дыры должны по своим свойствам сильно отличаться от обычных, больших чёрных дыр. Чтобы понять, почему это так, рассмотрим обычную чёрную дыру, родившуюся при смерти массивной звезды. Гравитационное поле такой чёрной дыры даёт о себе знать на миллионы километров в окружности. Даже очень далеко от чёрной дыры по орбитам вокруг неё могли бы обращаться планеты подобно тому, как они обращаются вокруг Солнца. Но в случае первичной чёрной дыры уже на расстоянии нескольких метров от неё пространство-время является практически плоским. Когда вы стоите в нескольких метрах от скалы, весящей миллиарды тонн, вы не ощущаете её притяжения. Аналогично если бы вы стояли в нескольких метрах от первичной чёрной дыры, вобравшей в себя миллиарды тонн вещества, вы едва ли ощутили бы гравитационное притяжение к ней.