Воспоминания
Шрифт:
Что такое гравитационная неустойчивость – поясню на модели. Пусть мы имеем бесконечную цепочку одинаковых тяжелых шаров, расположенных на равных расстояниях друг от друга. Пока расстояния в точности равны, шары находятся в покое – силы, действующие на каждый шар слева и справа, уравновешиваются. Но стоит одному из шаров слегка сместиться, скажем вправо, как притяжение к шарам, расположенным слева, уменьшится, а к шарам, расположенным справа, – возрастет (напомню, что сила притяжения по закону тяготения Ньютона обратно пропорциональна квадрату расстояния между шарами). В результате смещение шаров будет возрастать, причем все быстрей и быстрей. В движение придут и остальные шары. Это и есть гравитационная неустойчивость – появление больших неоднородностей из малых начальных. Теорию гравитационной неустойчивости впервые построил Джеймс Джинс (тот самый, книгой которого «Вселенная вокруг нас» я зачитывался в отрочестве). В его теории были, однако, некоторые слабые места.
Строгое и полное исследование гравитационной неустойчивости применительно к космическим моделям Фридмана осуществил Евгений Михайлович Лифшиц в 1946 году. В качестве конкретного выхода своей теории Лифшиц имел в виду объяснить возникновение галактик и их скоплений. Через 10–11 лет после Лифшица некоторые его результаты более простым и наглядным способом воспроизвел Боннор. (У меня при виде этой фамилии невольно возникает вопрос, не из родственников ли он моей жены, разбросанных событиями века по странам и континентам?..)
Теория гравитационной неустойчивости показывает, как возрастают начальные малые неоднородности плотности. Однако, для того чтобы найти эти начальные неоднородности, нужны дополнительные физические соображения или гипотезы. Это одна из главных проблем большой космологии. В своей работе, опубликованной в 1965 году, я как раз пытался исследовать этот вопрос.
Я исходил тогда, вслед за Зельдовичем и многими другими авторами того времени, из так называемой «Холодной модели Вселенной», согласно которой начальная температура сверхплотного вещества предполагалась равной нулю (предполагалось, что вещество нагревается потом за счет тех или иных процессов, включая ядерные реакции). Сейчас «холодная» модель, во всяком случае в ее первоначальной форме, считается безусловно не соответствующей действительности. Наиболее широко принятая модель – «горячая», согласно которой начальное состояние характеризовалось очень высокой температурой.
Использование «холодной» модели в значительной степени обесценило мою первую космологическую работу. Некоторый интерес представляют результаты, относящиеся к теории гравитационной неустойчивости, в том числе (в особенности) квантовой, и гипотезы об уравнении состояния вещества при сверхвысоких плотностях. Квантовый случай неустойчивости я рассмотрел с помощью точного автомодельного решения для волновой функции гармонического осциллятора с переменными параметрами: тут большие трудности представил учет эффектов давления, но я их преодолел (как – отсылаю интересующихся к моей работе; я запомнил день, когда мне удалось найти решение – 22 апреля 1964 года).
В одном из рассмотренных мною гипотетических уравнений состояния плотность энергии при стремлении плотности вещества к бесконечности стремится к постоянной величине. То есть в пределе плотность энергии не зависит от плотности вещества. Давление при этом отрицательно, вещество растянуто. Такое уравнение состояния приводит к расширению Вселенной по закону показательной функции. Независимо, и с большей определенностью, о том же писал в те же годы Глинер. Недавно многие авторы – в их числе первыми были сотрудники ФИАНа Д. А. Киржниц и А. Д. Линде – пришли к выводу, что подобная ситуация может возникнуть в современных теориях элементарных частиц с нарушением внутренней симметрии вакуума. В этих теориях предполагается, что вакуум может существовать в нескольких состояниях, из которых только одно («истинный» вакуум) обладает нулевой (или очень малой по абсолютной величине) плотностью энергии; в остальных состояниях («ложный» вакуум) плотность энергии отлична от нуля и колоссальна по абсолютной величине. Алан Гут сделал следующий шаг, применив эти соображения к реальным космологическим проблемам. «Молодая» Вселенная в состоянии ложного вакуума расширяется по закону показательной функции, ее размеры увеличиваются в колоссальное число раз. Чтоб отличить этот случай от умеренного расширения на более поздних стадиях эволюции Вселенной, говорят о «раздувании». В настоящее время теория «раздувающейся» Вселенной является наиболее популярной в ранней космологии, ее развивают теоретики всего мира. Очень активно и успешно в этой области работает Линде. Из других советских астрофизиков я особо должен упомянуть А. А. Старобинского, который стоял у истоков некоторых альтернативных (впоследствии влившихся в общее русло) идей. Гипотеза раздувания естественно объясняет многие астрофизические факты (отсутствие наблюдаемых изолированных магнитных полюсов – «монополей», почти «плоская» геометрия Вселенной и др.). Впрочем, не исключено, что будут найдены альтернативные объяснения. Неясен основной вопрос – о природе поля, вызывающего раздувание. Возможно, что разные состояния вакуума тут ни при чем – просто мы живем в такой области Вселенной, где с самого начала присутствовало поле, обладающее отрицательным давлением, и поэтому в нашей области Вселенной произошло раздувание. Существование подобных полей предполагается в некоторых современных теориях. В целом ситуация тут далека от ясности. Гипотеза раздувающейся Вселенной безусловно должна быть отвергнута, если обнаружится, что геометрия Вселенной далека от плоской (евклидовой).
Главное значение работы 1965 года для меня – я вновь уверовал в свои силы физика-теоретика. Это был некий психологический «разбег», сделавший возможными мои последующие работы тех лет.
Свидетельством начального горячего состояния Вселенной является так называемое «реликтовое (т. е. остаточное) излучение» – приходящее из космоса микроволновое тепловое радиоизлучение, открытое Пензиасом и Вильсоном примерно в то самое время, когда я отдал свою исходящую из холодной модели работу в печать. История открытия реликтового излучения и вообще горячей модели – очень драматична, я не буду ее тут касаться, отослав читателя к ряду прекрасных книг, в их числе Стивена Вейнберга «Первые три минуты», к дополнениям редактора русского перевода этой книги Зельдовича и к его собственным книгам, написанным совместно с И. Д. Новиковым. Укажу лишь, что первоначальная идея горячей Вселенной принадлежит Гамову.
В своей следующей космологической работе я уже исходил из горячей модели и из следующего многозначительного факта – во Вселенной имеется так называемая «барионная асимметрия» (т. е. есть, насколько мы можем видеть, только барионы и нет антибарионов). При этом, что особенно требует объяснения, барионов гораздо меньше, чем фотонов реликтового излучения – примерно одна стомиллионная или даже миллиардная доля. Тут мне опять потребуются пространные разъяснения.
Напомню прежде всего, что барионы – это собирательное название для протонов и нейтронов (а также для некоторых нестабильных частиц, образующихся из протонов и нейтронов при столкновении частиц высоких энергий). Подобно тому, как у электронов существуют «античастицы» – позитроны – с противоположным знаком электрического заряда, так и у протонов и нейтронов существуют античастицы – антипротоны и антинейтроны, вместе – антибарионы. Антипротон обладает обратным по отношению к протону знаком электрического заряда, у антинейтрона (и антипротона) – обратен знак магнитного момента. Более существенно, однако, другое свойство, общее для всех античастиц – они «аннигилируют» при взаимодействии с частицами (аннигилируют – взаимно уничтожаются). При этом образуются гамма-кванты, пи-мезоны и другие частицы меньших и нулевой масс. Разность числа барионов и числа антибарионов в какой-либо системе называется «барионным зарядом». Например, массовое число атомного ядра (сумма числа протонов и числа нейтронов) есть по этому определению барионный заряд ядра.
До недавнего времени считалось, что при всех процессах в природе барионный заряд сохраняется. Закон сохранения энергии и закон сохранения электрического заряда допускают распад протона на позитрон и какие-либо легкие частицы (гамма-кванты, нейтрино и т. п.). Но весь повседневный опыт свидетельствует о том, что этого не происходит (или происходит крайне редко). Экспериментальный предел для вероятности этого процесса очень низок. В тонне вещества содержится примерно 1030 барионов. Можно утверждать, что за год в одной тонне распадается меньше одного бариона. (Добавление 1987 г. Теперь этот предел еще уменьшился в десять раз.) Если бы распадался ровно один барион в год, то за все время существования Вселенной (10 миллиардов лет) в кубе со стороной один километр распалась бы крупинка в 1/4 миллиметра диаметром – еле видная глазом. Экстраполируя эту потрясающую стабильность, физики сделали вывод, что существует абсолютный закон сохранения барионного заряда.
Именно на этот закон, казавшийся почти незыблемым, и посягнул я в своей работе.
Возвратимся опять к космосу.
Как я уже упомянул, в настоящее время, по-видимому, в наблюдаемой части Вселенной гораздо больше фотонов реликтового излучения (их около 400 в см3), чем барионов (в среднем 10-5 – 10-6 в см3), и – но это уже в какой-то мере предположение – совсем нет антибарионов. Что было раньше, на ранней стадии расширения Вселенной? Легче всего экстраполировать назад фотоны. Их общее число при расширении мало меняется, но меняются, конечно, их плотность (число фотонов в единице объема) и, что очень важно, средняя энергия фотонов, т. е. температура фотонного газа. Изменение температуры (энергии частиц) при изменении объема – это то самое явление, которое мы наблюдаем при накачивании автомобильной шины. Воздух при сжатии нагревается, а при расширении – охлаждается. То же самое происходит с фотонным газом. Поэтому на ранних стадиях его температура была гораздо выше.
Уменьшение энергии фотонов при расширении Вселенной называется космологическим красным смещением. Название связано с тем, что энергия фотонов видимого света максимальна у фиолетового конца спектра и минимальна у красного конца. Поэтому при уменьшении энергии фотонов спектральные линии «смещаются» к красному концу спектра. Именно наблюдение в 1927 году Хабблом и Хьюмансоном смещения спектральных линий в спектрах, испускаемых галактиками, стало наблюдательной основой теории расширения Вселенной. Чем дальше от нас какая-то галактика, тем раньше испущен дошедший до нас сейчас свет и тем сильней поэтому красное смещение. На тех стадиях, когда энергия фотонов превосходила энергию, требуемую для образования пары барион + антибарион, барионы и антибарионы должны были присутствовать, причем в количествах, равных количеству фотонов в том же объеме (с точностью до постоянного численного множителя порядка единицы). В результате в предположении сохранения барионного заряда и полной барионной асимметрии сегодня имеем в некотором объеме Вселенной (числа условные, для иллюстрации):