От Дарвина до Эйнштейна. Величайшие ошибки гениальных ученых, которые изменили наше понимание жизни и вселенной
Шрифт:
Ускоряющаяся Вселенная
С конца 1920 годов, когда Хаббл сделал свои наблюдения, мы твердо уверены, что живем в расширяющейся Вселенной. Общая теория относительности Эйнштейна обеспечивала открытию Хаббла естественное толкование: расширение – это растягивание самой ткани пространства-времени. Расстояние между любыми двумя галактиками растет, как растет расстояние между любыми двумя бумажными кружочками, наклеенными на поверхность резинового мячика, когда этот мячик надувают. Однако подобно тому, как притяжение Земли замедляет движение любого предмета, подброшенного вверх, можно ожидать, что расширение Вселенной должно замедляться из-за гравитационного взаимодействия всей материи и энергии в ней. А в 1998 году две группы астрономов независимо открыли, что за последние шесть миллиардов лет расширение Вселенной вовсе не замедлилось [439] – напротив, оно ускорилось! Одну группу – «Supernova Cosmology Project» – возглавлял Сол Перлмуттер из Национальной лаборатории им. Лоуренса в Беркли, а другую – «High-z Supernova Search Team» – Брайан Шмидт из обсерваторий Маунт-Стромло и Сайдинг-Спринг и Адам Рисс из Университета Джона Хопкинса и Института исследований космоса с помощью космического телескопа (STSI).
439
Результаты опубликованы в Riess et al. 1998
Открытие ускоренного расширения Вселенной [440] сначала стало настоящим потрясением, поскольку предполагало наличие какой-то отталкивающей силы вроде той, на которую указывала космологическая постоянная: эта сила должна была подхлестывать расширение Вселенной. К этому неожиданному выводу астрономы пришли на основании наблюдений очень ярких вспышек звезд – так называемых сверхновых типа Ia. Вспышки эти такие яркие (в период максимальной яркости такая сверхновая излучает больше света, чем вся галактика, в которой она находится), что их можно обнаружить даже на расстоянии в половину наблюдаемой Вселенной и еще некоторое время после вспышки наблюдать эволюцию их яркости. Кроме того, сверхновые типа Ia [441] особенно хорошо подходят для подобного рода исследований благодаря тому, что они представляют собой превосходные стандартные свечи – на пике яркости у всех таких сверхновых примерно одинаковая абсолютная светимость, а небольшие отклонения можно откорректировать эмпирически. Поскольку наблюдаемая яркость источника света обратно пропорциональна квадрату расстояния – объект, расстояние до которого в три раза больше, в девять раз тусклее – то если знать его истинную светимость и измерить наблюдаемую, можно вполне надежно определить расстояние до него.
440
Яркие популярные описания открытия дают Kirshner 2002, Livio 2000 и Goldsmith 2000.
441
Считается, что эти сверхновые – результат аккреции массы на белые карлики, которые набирают предельно возможную массу для белого карлика (это называется предел Чандрасекара). В этот момент в центре у них происходит термоядерный взрыв углерода. В результате взрыва белый карлик уничтожается.
Сверхновые типа Ia очень редки, в пределах одной галактики они возникают примерно раз в сто лет. А значит, каждой группе пришлось изучить тысячи галактик, чтобы получить выборку из нескольких десятков сверхновых. Астрономы определили расстояние до этих сверхновых и до их галактик и скорость удаления последних. Располагая этими данными, они сравнили свои результаты с предсказаниями линейного «закона Хаббла». Если бы расширение Вселенной замедлялось, как все думали, то оказалось бы, что галактики, находящиеся на расстоянии, скажем, двух миллиардов световых лет, оказались бы ярче, чем ожидалось, поскольку находились бы несколько ближе, чем предсказывает модель равномерного расширения. И тут Рисс, Шмидт, Перлмуттер и их сотрудники обнаружили, что далекие галактики тусклее ожидаемого, а значит, успели отдалиться сильнее. Точный анализ показал, что такие результаты предполагают космологическое ускорение, происходящее, по крайней мере, примерно в течение последних шести миллиардов лет. В 2011 году Перлмуттер, Шмидт и Рисс получили за свое поразительное открытие Нобелевскую премию.
После 1998 года, когда было открыто ускоренное расширение Вселенной, то и дело появлялись новые детали головоломки, и все они свидетельствовали в пользу того, что существует какая-то неизвестная форма равномерно распределенной энергии, которая продуцирует отталкивающую гравитацию, а та заставляет Вселенную ускоряться. Сначала была значительно расширена выборка сверхновых, и теперь она покрывает большой диапазон расстояний, так что на ее основании можно делать значительно более надежные выводы. Рисс и его сотрудники провели дальнейшие наблюдения и показали, что нынешней фазе ускорения продолжительностью в шесть миллиардов лет в эволюции Вселенной предшествовала эпоха замедления. И складывается прелестная, убедительная картина: когда Вселенная была меньше и гораздо плотнее, гравитация одерживала верх и замедляла расширение. Однако вспомним, что космологическая постоянная потому и постоянная, что не уменьшается: плотность энергии вакуума постоянна. А плотности вещества и излучения, с другой стороны, на заре Вселенной были чудовищно велики, а с расширением Вселенной уменьшались. Когда плотность вещества и излучения упала ниже энергии вакуума, началось ускорение – и это произошло примерно шесть миллиардов лет назад.
Самое убедительное доказательство, что Вселенная расширяется с ускорением, дали нам наблюдения реликтового излучения, полученные с космического аппарата «Wilkinson Microwave Anisotropy Probe» [442] , в сочетании с данными по сверхновым и с добавлением независимых измерений нынешнего темпа расширения (постоянной Хаббла). Сопоставив все ограничения, которые накладывают данные наблюдений, астрономы сумели точно определить предполагаемую долю энергии вакуума в общем энергетическом бюджете нынешней Вселенной. Наблюдения показали, что материя (и обычная, и темная) вместе обеспечивают лишь около 27 % общей плотности энергии во Вселенной, а так называемая «темная энергия» – тот самый равномерно распределенный компонент, который соответствует нашим представлениям об энергии вакуума – составляет около 73 %. То есть необычайно живучая космологическая постоянная Эйнштейна или что-то очень похожее на ее нынешнее обличье – энергия пустого пространства – в настоящее время доминирует во Вселенной!
442
Свежие новости можно найти на сайте WMAP: http://map.gsfc.nasa.gov/.
Поясню, что величина плотности энергии, связанной с космологической постоянной, по данным измерений по-прежнему на 53–123 порядка меньше, чем наивные вычисления количества энергии, которую производит вакуум, однако тот факт, что она точно не равна нулю, очень огорчил многих физиков-теоретиков, которым мечталось совсем о другом. Вспомним, что с учетом неимоверных расхождений между разумным значением космологической постоянной – таким количеством энергии, которую Вселенная может вместить, не треснув по швам, – и ожиданиями теоретиков, многие физики предсказывали, что будет найдена какая-то симметрия, которая приведет к полной аннигиляции этой энергии. То есть они надеялись, что всевозможные начальные энергии, как бы велики они ни были по отдельности, делают свой вклад в общий баланс парами с противоположным знаком, так что в итоге получается ноль. Иногда подобные ожидания опирались на концепции вроде суперсимметрии [443] . Физики, занимающиеся элементарными частицами, предсказывают, что каждой частице из тех, которые мы знаем, любим и ценим, например, каждому электрону и кварку, должен соответствовать
443
Прекрасное популярное описание принципов суперсимметрии см. в Kane 2000. Превосходное техническое описание – Dine 2007.
Антропный принцип
Никто, наверное, не станет спорить, что вопрос «Существует ли внеземной разум?» – один из самых интересных в современной науке. Этот весьма правомерный вопрос проистекает из одного важного соображения: качества нашей Вселенной и законы [444] , которым она подчиняется, допускают возникновение сложных форм жизни. Очевидно, биологические характеристики людей во всем зависят от качеств Земли и особенностей ее истории, однако для материализации любой формы разумной жизни, судя по всему, абсолютно необходимы определенные базовые условия. Например, к числу таких логичных и общих для всех условий относятся галактики, состоящие из звезд, и планеты, вращающиеся по орбитам вокруг некоторых из этих звезд. Подобным же образом нуклеосинтез в недрах звезд должен производить строительные кирпичики жизни – атомы вроде углерода, кислорода и железа. Кроме того, Вселенная должна обеспечивать достаточно благоприятную среду обитания в течение достаточно долгого времени, чтобы эти атомы успели скомбинироваться в сложные молекулы, необходимые для возникновения жизни, и чтобы первобытная жизнь успела развиться до «разумной» фазы.
444
Здесь я в основном повторяю рассуждения из Livio and Rees 2005. Классическая книга об антропной аргументации – Barrow and Tipler 1986. Популярные всесторонние обзоры антропной аргументации и концепции множественной вселенной см. у Vilenkin 2005, Susskind 2006 и Greene 2011.
В принципе, можно представить себе «возможные Вселенные», не способствующие возникновению сложных структур. Представим себе, скажем, Вселенную, где законы природы такие же, как у нас, и все «природные постоянные» имеют те же значения, за исключением одной. То есть электромагнитные, ядерные и гравитационные взаимодействия происходят точно так же, как в нашей Вселенной, и соотношения масс элементарных частиц точно такие же. Однако значение одного-единственного параметра – космологической постоянной – в этой гипотетической Вселенной в тысячу раз больше. В такой Вселенной отталкивающая сила, связанная с космологической постоянной, привела бы к такому стремительному расширению, что галактики не успели бы сформироваться.
Как мы убедились, вопрос, унаследованный от Эйнштейна, звучит так: зачем нам вообще нужна космологическая постоянная? Современные физики переформулировали его следующим образом: почему пустое пространство должно служить источником отталкивающей силы? Однако благодаря обнаружению расширения с ускорением сейчас мы задаем вот какой вопрос: почему космологическая постоянная (или сила, испускаемая вакуумом) так мала? Еще в 1987 году, на заре всех прежних неудачных попыток поймать неуловимую энергию пустого пространства, физик Стивен Вайнберг задал очень смелый вопрос из разряда «А что, если» [445] . А что, если на самом деле космологическая постоянная не фундаментальная (то есть объяснимая в рамках «теории всего»), а случайная? Представьте себе, что существует огромная совокупность Вселенных – «множественная Вселенная», – и космологическая постоянная в разных Вселенных, ее составляющих, принимает разное значение. Некоторые Вселенные – например, та «возможная Вселенная», о которой мы говорили выше, где лямбда больше в тысячу раз, – не допускают создания сложных структур и возникновения жизни. Люди, естественно, должны были появиться только в одной из «биофильных» Вселенных. В таком случае, невозможно создать великую всеобщую теорию, которая позволяла бы вычислить значение космологической постоянной, которое мы измерили по данным наблюдений. Ее значение определялось бы одним простым условием: оно должно попадать в диапазон, допускающий возникновение человека. Во Вселенной, где космологическая постоянная слишком велика, не будет никого, кто задался бы вопросом о ее величине. Физик Брэндон Картер, первым выдвинувший подобного рода доводы в 1970 годы, назвал их «антропным принципом» [446] . А попытки определить совокупность условий, необходимых для возникновения жизни, называются «антропной аргументацией». При каких же обстоятельствах мы можем попытаться применить эту аргументацию для объяснения значения космологической постоянной?
445
Weinberg 1987.
446
Carter 1974.
Чтобы антропная аргументация имела смысл, она должна опираться на три основных допущения.
1) Наблюдения подвержены эффекту селекции – фильтрации физической реальности, – хотя бы по той простой причине, что их проводят люди.
2) Некоторые номинальные «природные постоянные» на самом деле не фундаментальные, а случайные.
3) Наша Вселенная – всего лишь одна из огромной совокупности Вселенных.
Теперь очень кратко рассмотрим каждый пункт и попробуем оценить, насколько он применим к реальности.