Читаем без скачивания Мечта Эйнштейна. В поисках единой теории строения - Барри Паркер

Вскоре после обнародования теории «альфа-бета-гамма» на неё обратил внимание Энрико Ферми. Ферми не понравилось, что у Альфера получилась такая аккуратная кривая. На основе других доступных ему данных (которые не давали столь гладкой кривой, особенно там, где дело касалось лёгких элементов) он поручил своему студенту (А. Туркевичу) тщательно проверить график. Туркевич обнаружил, что теория Гамова годится только для элементов до гелия, потом шёл разрыв (такой же разрыв существовал для немного более тяжёлых элементов). Почти одновременно это заметили Альфер и Гамов. Оказывается, более тяжёлые элементы не могли образоваться ни в ранней Вселенной, ни в звёздах. Бете раньше уже указал на эту трудность, занимаясь другими задачами, связанными со звёздами.

Теперь, однако, о реакциях на звёздах было известно гораздо больше, и по предложению Ферми Мартин Шварцшильд начал изучать спектры звёзд, чтобы определить, есть ли там следы образования тяжёлых элементов. Некоторые доказательства он нашёл. Задача заключалась в объяснении таинственного преодоления разрыва. В 1951 году он поручил эту задачу своему студенту Эдвину Салпитеру, и тот вскоре показал, что есть способ её решения: серия реакций с участием бериллия (который должен быть на звёздах) позволяет получить из гелия углерод.

Один из важных прогнозов, который позволяла сделать теория Гамова, касался температуры Вселенной. После Большого взрыва излучение распространилось по Вселенной и «остыло», но по Гамову его температура должна была равняться примерно 25 K. Позднее Альфер и Герман повторили расчёты и определили, что температура должна составить всего около 5 K. Считая, что на том уровне техники, который существовал в 1948 году, зарегистрировать столь слабое излучение невозможно, они даже не пытались этого сделать и не советовали другим, так как были уверены, что его нельзя будет заметить на фоне излучения звёзд.

В начале пятидесятых, когда учёные обнаружили, что на звёздах могут образовываться элементы, теория Гамова быстро отошла на второй план, но лет через десять снова привлекла к себе внимание. Исследуя содержание гелия во Вселенной, Фред Хойл сделал интересное открытие: в звёздах мог возникнуть не весь гелий, имеющийся во Вселенной; большая его часть – до 90% – должна была образоваться в другом месте. Первым кандидатом на эту роль стала ранняя Вселенная; вскоре было доказано, что именно там и появился гелий.

К середине 60-х годов большинство астрономов приняло концепцию происхождения Вселенной в результате Большого взрыва, предполагавшую, что в начале своего существования Вселенная имела бесконечно малые размеры. Многим трудно согласиться с мыслью о том, что вся масса Вселенной когда-то содержалась в ядре, меньшем чем атом. Однако есть нечто ещё труднее воспринимаемое в этой идее первичного ядра. Нам кажется, что оно существовало в некотором бесконечном пространстве, где и взорвалось, однако астрономы утверждают, что это не так. Вокруг этого ядра не было пространства: ядро и было Вселенной. Взорвавшись, оно создало пространство, время и материю. Позднее мы внимательнее рассмотрим этот взрыв и увидим, как из него развилась Вселенная, но прежде вернёмся назад во времени к этому взрыву.

Чтобы вернуться к самому началу, нужно знать возраст Вселенной. К сожалению, пока он точно не известен, поэтому возьмём общепринятый – 18 миллиардов лет. Это означает, что 18 миллиардов лет назад произошёл колоссальный взрыв, в результате которого родилась наша Вселенная.

Сейчас галактики разбегаются от нас во всех направлениях, а если представить себе, что мы движемся во времени вспять, то нам покажется, что Вселенная сжимается. Теперь галактики расположены так далеко друг от друга, что для их сближения потребовалось бы около 16 миллиардов лет. Представим себе, что мы бессмертные существа, путешествующие против течения времени; для нас миллиард лет – одна минута. Мы увидим вспыхивающие и гаснущие в нашей Галактике звёзды; они образуются из межзвёздных газа и пыли, проходят свой жизненный цикл и либо взрываются, разбрасывая вещество в пространство, либо медленно угасают. Издали всё это похоже на расцвеченную огнями новогоднюю ёлку. Двигаясь дальше назад во времени, мы увидим, что светимость некоторых галактик немного возрастает, но постепенно все они тускнеют из-за того, что в них становится всё больше газа и всё меньше звёзд. Но вот погасла последняя звезда, и не осталось ничего кроме гигантской бурлящей массы газа. Каждая из огромных спиралей газа растёт в размерах, постепенно приближаясь к другим спиралям, а потом, когда Вселенной становится лишь несколько сот миллионов лет от роду, эти колоссальные газовые сгустки рассеиваются и всё пространство оказывается заполненным очень разреженным, но весьма однородным газом. Тем не менее в нём всё же есть заметные флуктуации плотности. Астрономы пока ещё точно не знают, отчего они образовались, но скорее всего это было вызвано своеобразной ударной волной, пронёсшейся через несколько секунд (или минут) после взрыва.

В возрасте около 10 миллионов лет Вселенная имела температуру, которую мы сейчас называем комнатной. Может показаться, что она в то время была абсолютно пуста и чёрна, но на самом деле там было сильно разреженное вещество будущих галактик.

Чем ближе к моменту рождения Вселенной, тем больше разогревается газ; за несколько миллионов лет до этого события появляется слабое свечение, которое постепенно приобретает тёмно-красный оттенок, – температура на этом этапе составляет примерно 1000 K. Вселенная производит жутковатое впечатление, но всё ещё прозрачна и однородна; постепенно цвет её меняется и становится оранжевым, а затем жёлтым. И вдруг при температуре 3000 K происходит нечто странное – до этого момента Вселенная была прозрачной (правда, смотреть в ней было не на что, но свет сквозь неё проходил), а теперь всё заволок ослепительно сияющий жёлтый туман, через который ничего не видно.

Двигаясь ещё дальше назад во времени, мы увидим, что Вселенная состоит почти целиком из плотного излучения, в которое кое-где вкраплены ядра атомов. По мере роста температуры яркость тумана всё возрастает. Повсюду появляются лёгкие частицы и их античастицы – Вселенная на этом этапе представляет собой смесь излучения, электронов, нейтронов и их античастиц. Наконец, при ещё более высоких температурах, появляются тяжёлые частицы и их античастицы, а также чёрные дыры. Вселенная превращается в невообразимую кашу – частицы и излучение врезаются друг в друга с колоссальной силой. Теперь она очень мала, размером с надувной мяч, а ещё через долю секунды может превратиться в сингулярность. Но до того перед нами закроется «занавес». Мы не в состоянии сказать, что в действительности произойдёт в последнюю долю секунды, потому что не в силах заглянуть за «занавес», о котором я говорил, занавес нашего неведения. При таких условиях отказывает не только общая теория относительности, но, возможно, и квантовая теория, поэтому мы и не можем сказать наверняка, появляется ли сингулярность.

Вселенская сингулярность или состояние близкое к ней, о чём шла речь выше, аналогична сингулярности в чёрной дыре. Однако в чёрной дыре того типа, о котором мы говорили раньше, сингулярность имела массу, равную массе крупной звезды; теперь же речь идёт о сингулярности, содержащей всю массу Вселенной. Но помимо этого есть ещё одно фундаментальное отличие. В случае сколлапсировавшей звезды был горизонт событий, в центре которого помещалась сингулярность; иными словами, чёрная дыра находилась где-то в нашей Вселенной. В случае вселенской чёрной дыры сразу же возникают трудности – если вся наша Вселенная сколлапсировала в чёрную дыру, значит всё вещество и пространство исчезли в сингулярности, т.е. не останется ничего, в чём можно было бы находиться – не будет Вселенной. Более того, в случае вселенской чёрной дыры (может быть, вернее будет сказать, квазичёрной дыры) нельзя быть уверенным в том, что имеешь дело с истинной сингулярностью.

Но даже если сингулярности не было, остаётся вопрос, что было раньше, намного раньше. Один из ответов на него может выглядеть так: раньше была другая Вселенная, которая сколлапсировала, превратившись или почти превратившись в сингулярность, из которой затем возникла наша Вселенная. Возможно, что такие коллапсы и возрождения происходили неоднократно. Такую модель называют осциллирующей моделью Вселенной.

Упрощённое изображение эпох Вселенной, начиная с Большого взрыва

Посмотрим теперь, когда отказывает общая теория относительности; это происходит через 10-43 с после начала отсчёта времени (интервал, называемый планковским временем). Это как раз тот момент, когда задёргивается «занавес»; после него во Вселенной царит полный хаос, но с помощью квантовой теории мы можем хотя бы грубо представить себе, что там происходило.