• Главная
• Контакты
• Нашёл ошибку
• Прислать материал
• Добавить в избранное

С точки зрения инфляционной космологии следует признать, что Вселенная досталась нам задаром.

(Алан Гут)

 Как-то раз в самый обычный зимний день 1980 года, около полудня, я сидел в тесно набитой гарвардской аудитории, слушая самый поразительный доклад из всех, что мне довелось посетить за много лет. Молодой физик из Стэнфорда Алан Гут рассказывал о новой теории происхождения Вселенной. Раньше я не встречался с Гутом, но знал о том, как неожиданно этот прежде никому не известный ученый вдруг стал знаменитостью. Всего месяцем раньше он принадлежал к кочевому племени "постдоков" — молодых исследователей, перебивающихся временными контрактами в надежде однажды отличиться и осесть на постоянной работе в каком-нибудь университете. Для Гута все складывалось не лучшим образом: в свои 32 года он был уже немного староват для этого молодого племени, и поток контрактных предложений уже начинал потихоньку пересыхать. Вот тогда-то его и осенила удачная мысль, переменившая все вокруг.

Гут оказался невысоким подвижным молодым человеком, за долгие годы "постдоковских" скитаний ничуть не утратившим мальчишеского энтузиазма. Он сразу дал понять, что не пытается опровергнуть теорию Большого взрыва. В этом не было нужды. Позиции этой теории были очень сильны, а свидетельства в ее пользу — очень убедительны.

Самый сильный аргумент — это расширение Вселенной, открытое в 1929 году Эдвином Хабблом. Он обнаружил, что далекие галактики стремительно разлетаются от нас. Если проследить движение галактик назад во времени, то в некоторый момент в прошлом все они сливаются вместе, что и говорит о взрывном возникновении Вселенной.

Другим важным подтверждением Большого взрыва служит космическое микроволновое излучение. Космос заполнен электромагнитными волнами примерно той же частоты, что в обычных микроволновых печках. Интенсивность этого излучения снижается по мере расширения Вселенной, так что мы сейчас наблюдаем лишь слабый отсвет раскаленного первичного огненного шара.

Теория Большого взрыва служит космологам для изучения того, как этот огненный шар расширялся и остывал, как возникали атомные ядра и как из бесформенных газовых облаков возникали грандиозные спирали галактик. Результаты этих исследований прекрасно согласовывались с астрономическими наблюдениями, и это практически не оставляло сомнений в том, что теория развивается в правильном направлении. Однако она описывала только последствия Большого взрыва и ничего не говорила о нем самом — выражаясь словами самого Гута, «что "взорвалось", как "взорвалось" и что послужило причиной "взрыва"».[1]

Вдобавок ко всему при ближайшем рассмотрении Большой взрыв выглядит весьма странно. Вообразите себе булавку, стоящую на острие: малейший толчок — и она упадет. Так же и с Большим взрывом. Окружающий нас огромный мир, полный галактик, образуется только при том условии, что энергия первичного взрыва выверена с немыслимой точностью. Ничтожное отклонение приводит к космологической катастрофе: либо огненный шар коллапсирует под действием собственного тяготения, либо Вселенная оказывается почти пустой.

Космология Большого взрыва просто постулирует, что огненный шар обладал требуемыми свойствами. Среди физиков преобладало мнение, согласно которому наука может описать, как развивалась Вселенная из заданной начальной конфигурации, но попытки разобраться, почему все началось именно с этого конкретного состояния, выходят за рамки физики. Вопросы, связанные с этим начальным состоянием, считались "философией", что на языке физиков означает напрасную трату времени. Впрочем, это мнение не делало Большой взрыв менее загадочным.

И вот теперь Гут рассказывал нам о том, что завесу тайны, окружающую Большой взрыв, можно приподнять. Новая теория могла раскрыть его природу и объяснить, почему первичный огненный шар был так тонко настроен. Аудитория затихла. Все были заинтригованы.

Новая теория давала Большому взрыву необыкновенно простое объяснение: Вселенная раздувалась отталкивающим тяготением! Ключевую роль в теории играла гипотетическая сверхплотная материя с крайне необычными свойствами. Самым необычным среди них было то, что она порождала мощное отталкивающее гравитационное поле. Гут предположил, что в ранней Вселенной было некоторое количество такой материи. Много ему не требовалось: достаточно было крошечного кусочка.

Рис. 1.1. Кусочек гравитационно отталкивающей материи.

Внутреннее гравитационное отталкивание заставило бы этот кусочек очень быстро расширяться. Если бы он состоял из обычного вещества, его плотность падала бы с расширением, но странная антигравитационная материя ведет себя совсем по-другому: ее второе ключевое свойство состоит в неизменной плотности, так что ее общая масса пропорциональна объему, который она занимает. По мере роста размеров кусочка его масса увеличивается, так что его отталкивающая гравитация становится все сильнее и он все быстрее расширяется. Короткий период такого ускоренного расширения, которое Гут назвал инфляцией, может увеличить крошечный исходный кусочек до чудовищных размеров, превосходящих всю наблюдаемую сегодня Вселенную.

Поразительный рост массы в ходе инфляции может на первый взгляд показаться нарушением самого фундаментального закона природы — принципа сохранения энергии. Согласно знаменитой формуле Эйнштейна Е = mc² энергия пропорциональна массе. (Здесь Е — энергия, m — масса, а c — скорость света.) Выходит, энергия раздувающегося куска материи должна вырасти в колоссальное число раз, тогда как закон сохранения энергии требует, чтобы она оставалась постоянной. Этот парадокс исчезает, если учесть вклад в энергию, который дает гравитация. Уже давно известно, что гравитационная энергия всегда отрицательна. Раньше это казалось не столь уж важным, но теперь приобрело поистине космическое значение. В то время как положительная энергия материи растет, его компенсирует растущая отрицательная гравитационная энергия. Полная энергия остается постоянной, как и требует закон сохранения.

Чтобы обеспечить период инфляции завершением, Гут ввел условие, что гравитационно отталкивающаяся материя должна быть нестабильной. При распаде ее энергия порождает горячий огненный шар элементарных частиц. Он продолжает по инерции расширяться, но теперь уже состоит из обычной материи, его гравитация становится притягивающей, и расширение постепенно замедляется. Момент распада антигравитационной материи отмечает конец инфляции и в данной теории играет роль Большого взрыва.

Красота этой идеи заключалась в том, что одним махом инфляция объясняла, почему Вселенная столь велика, почему она расширяется и почему вначале она была такой горячей. Необъятная расширяющаяся Вселенная появилась практически из ничего. Все, что было нужно, — это микроскопический кусочек гравитационно отталкивающего материала. Гут честно признавал, что не знает, откуда взялся этот кусочек, но отрицать его достижения было трудно. "Часто говорят, что нельзя получить нечто из ничего, — говорил он, — но в конечном счете Вселенная могла достаться нам даром".

Все это предполагает, что гравитационно отталкивающая материя действительно существует. В ней не было недостатка у авторов научно-фантастических романов, которые применяли ее во всевозможных летательных аппаратах — от боевых машин до антигравитационных ботинок. Но могут ли профессиональные физики всерьез рассматривать возможность отталкивающей силы гравитации? Могут, конечно. И первым сделал это никто иной, как Альберт Эйнштейн.

"Мы оседлали гравитацию!" — выпалил Профессор и повалился на пол.

(Из научно-фантастического романа[2])

Эйнштейн создал две поразительно красивые теории, которые навсегда изменили наши представления о пространстве, времени и гравитации. Первая из них, получившая название специальной теории относительности, была опубликована в 1905 году, когда Эйнштейну было 26 лет и по всем параметрам он мог считаться неудачником. Его крайняя независимость и неаккуратное посещение занятий не снискали ему симпатий профессуры Цюрихского Политехникума, где он получил свой диплом. Когда пришло время искать работу, все выпускники его группы были приняты в Политехникум ассистентами, а Эйнштейну не удалось получить никакой научной должности. Он был счастлив, заняв благодаря содействию бывшего одноклассника место клерка в патентном бюро. К плюсам этой работы надо отнести то, что она была небезынтересна и оставляла массу времени для исследований и других интеллектуальных занятий. Эйнштейн проводил вечера, обсуждая свои мысли о физике с друзьями, куря трубку или читая Спинозу и Платона. Он также играл струнные квинтеты в необычной компании из юриста, переплетчика, школьного учителя и тюремного охранника. Никто из них не подозревал, что их вторая скрипка знает нечто поразительное о природе пространства и времени.

Свою специальную теорию относительности Эйнштейн создал меньше чем за шесть недель чрезвычайно интенсивной работы. Из нее следовало, что интервалы пространства и времени сами по себе не имеют абсолютного смысла, но зависят от состояния движения наблюдателя, который их измеряет. Если два наблюдателя движутся друг относительно друга, каждый из них обнаружит, что часы второго тикают медленнее, чем его собственные. Одновременность тоже относительна. События, которые одновременны для одного наблюдателя, для другого могут происходить в разное время. В повседневной жизни мы не замечаем таких эффектов, поскольку при обычных скоростях они совершенно ничтожны. Но если относительное движение наблюдателей происходит с околосветовой скоростью, результаты их измерений могут очень сильно различаться. Но все же существует одна вещь, по поводу которой все наблюдатели сойдутся между собой: свет всегда распространяется с одной и той же скоростью — примерно 300 000 километров в секунду.

Скорость света — это абсолютный предел скорости во Вселенной. Когда вы прикладываете силу к физическому объекту, он ускоряется. Его скорость растет, и если вы будете продолжать прикладывать силу, он в конце концов подойдет к скорости света. Эйнштейн показал, что по мере приближения к ней для ускорения требовалось бы все больше и больше энергии, так что предела достичь невозможно.

Пожалуй, наиболее известное следствие специальной теории относительности выражено формулой Эйнштейна Е = mc². Если нагреть предмет, его тепловая энергия возрастет, а значит, его вес тоже должен увеличиться. Это может навести на мысль, что перед взвешиванием лучше принять холодный душ. Но такая хитрость, скорее всего, уменьшит наш вес не больше чем на несколько миллионных долей грамма. Если пользоваться привычными единицами измерения, такими как метры и секунды, коэффициент c² для перевода энергии в массу оказывается очень большим, и, чтобы существенно изменить массу макроскопического тела, требуется громадное количество энергии. Физики часто пользуются другой системой единиц, в которой с = 1, так что энергия просто равна массе и может измеряться в килограммах.[3] Как правило, я буду следовать этой традиции, не делая различий между энергией и массой.

Слово "специальная" в названии теории относительности указывает на то, что она применима только к особым условиям, когда влияние гравитации незначительно. Это ограничение сняла вторая теория Эйнштейна — общая теория относительности, которая по сути является теорией гравитации.

Общая теория относительности выросла из простого наблюдения: движение тел под действием гравитации не зависит от их массы, формы и любых других свойств при условии, что всеми силами, кроме тяготения, можно пренебречь. Это было обнаружено еще Галилеем, который убедительно обосновал этот тезис в своих знаменитых "Диалогах". В то время вслед за Аристотелем принято было считать, что более тяжелые тела падают быстрее. Действительно, арбуз падает быстрее перышка, но Галилей понял, что различие возникает только из-за сопротивления воздуха. По легенде, он сбрасывал камни разного веса с наклонной Пизанской башни, желая удостовериться, что они достигнут земли одновременно. Однако в действительности он экспериментировал с мраморными шарами, скатывая их по наклонной плоскости, и обнаружил, что движение не зависит от массы. Он также предложил теоретическое доказательство того, что Аристотель не может быть прав. Предположим, говорит Галилей, что тяжелый камень падает быстрее, чем легкий. Представьте теперь, что они соединены друг с другом очень легкой струной. Как это повлияет на падение тяжелого камня? С одной стороны, отстающий легкий камень должен заставить более тяжелый падать несколько медленнее, чем прежде. С другой стороны, два камня, рассматриваемые вместе, массивнее тяжелого камня, а значит, должны падать быстрее. Это противоречие показывает, что аристотелевская теория непоследовательна.

Эйнштейн много размышлял над этим странным видом движения, полностью независимым от самого движущегося объекта. Оно напоминало ему движение по инерции: в отсутствие действующих на него сил тело движется по прямой с постоянной скоростью независимо оттого, из чего оно сделано. В сущности, движение тела в пространстве и времени — это свойство самих пространства и времени.

И тут оказались очень полезны идеи профессора Германа Минковского, чьи лекции по математике Эйнштейн не слишком ценил в годы учебы. Сам Минковский считал Эйнштейна лентяем и не ждал от него чего-то стоящего. К чести Минковского следует отметить, что он быстро изменил свое мнение после знакомства со статьей Эйнштейна 1905 года.

Минковский понял, что математические выкладки специальной теории относительности становятся проще и красивее, если рассматривать пространство и время не отдельно, а как единую сущность, называемую пространством-временем. Точки в пространстве-времени — это события. Поэтому оно имеет четыре измерения. Имея перед собой пространство-время целиком, вы знали бы все о прошлом, настоящем и будущем Вселенной. История каждой частицы представляется линией в пространстве-времени, которая указывает положение частицы в каждый момент времени. Это так называемая мировая линия частицы. (Георгий Гамов, один из создателей космологии Большого взрыва, назвал автобиографию "Моя мировая линия".)

Равномерное движение частиц в отсутствие гравитации представляется прямыми линиями в пространстве-времени. Но гравитация заставляет частицы отклоняться от этих простых траекторий, так что мировые линии перестают быть прямыми. Это привело Эйнштейна к поистине удивительной гипотезе, что даже отклоняющиеся частицы с искривленными мировыми линиями могут по-прежнему следовать самому прямому возможному пути в пространстве-времени, но само оно должно быть искривлено вблизи массивных тел. Тогда гравитация — не что иное, как кривизна пространства-времени!

Рис. 2.1. Массивное тело вызывает искривление пространства.

 Искажение геометрии пространства-времени массивным телом можно проиллюстрировать на примере тяжелого предмета, лежащего на горизонтально натянутом резиновом листе (рис. 2.1). Поверхность резины искривляется вблизи предмета подобно тому, как пространство-время искривляется вокруг гравитирующего тела. Если вы попробуете сыграть в бильярд на этом резиновом листе, то обнаружите, что шары отклоняются на искривленной поверхности, особенно когда проходят вблизи больших масс. Эта аналогия не идеальна: она иллюстрирует только искривление пространства, а не пространства-времени, но позволяет уловить суть идеи.

Больше трех лет поистине героических усилий потребовалось Эйнштейну, чтобы облечь эти идеи в математическую форму. Уравнения новой теории, которую он назвал общей теорией относительности, связывают геометрию пространства-времени и материальное наполнение Вселенной. В случае медленных движений и не очень сильных гравитационных полей эта теория повторяла закон тяготения Ньютона, согласно которому тяготение обратно пропорционально квадрату расстояния. Была также небольшая поправка к этому закону, совершенно ничтожная для движения всех планет, кроме самого близкого к Солнцу Меркурия. Эта поправка вызывала медленную прецессию, то есть смещение его орбиты. Астрономические наблюдения действительно показывали едва заметную прецессию, которая в ньютоновской теории оставалась необъясненной, но находилась в идеальном согласии с вычислениями Эйнштейна. Именно это дало ему уверенность в том, что теория верна. "Я несколько дней был вне себя от восторга", — писал он своему другу Паулю Эренфесту".[4]

Рис. 2.2. Уравнения Эйнштейна.

Возможно, самая замечательная черта общей теории относительности — то, как мало она требует экспериментальных предпосылок. Ключевой факт, который Эйнштейн положил в основу своей теории, — то, что движение тел под действием гравитации не зависит от их массы, — был известен уже Галилею. На этой скромной основе он построил теорию, которая в соответствующем предельном случае воспроизводила закон всемирного тяготения Ньютона и объясняла отклонение от этого закона. Если задуматься, закон Ньютона в известном смысле произволен. Он постулирует, что сила притяжения двух тел обратно пропорциональна второй степени расстояния между ними, но не говорит почему. С равным успехом там могла быть степень 4 или 2,03. В противоположность этому общая теория относительности не оставляет свободы выбора. Представление гравитации как кривизны пространства-времени с неизбежностью ведет к уравнениям Эйнштейна, а из них вытекает закон обратных квадратов. В этом смысле теория относительности не описывает, а объясняет гравитацию. Логика теории была столь убедительна, а ее математическая структура столь красива, что Эйнштейн чувствовал: она просто обязана быть верной. Обращаясь к своему старшему коллеге Арнольду Зоммерфельду, он писал: "Вы будете убеждены в правильности общей теории относительности, как только изучите ее. Так что я не собираюсь защищать ее ни единым словом".[5]

Когда общая теория гравитации была готова, Эйнштейн немедля применил ее ко всей Вселенной. Его не интересовали тривиальные подробности вроде положения конкретных звезд или планет. Вместо этого он стремился найти решение своих уравнений, которое в общих чертах описало бы строение всей Вселенной как единого целого.

В то время о распределении вещества во Вселенной мало что было известно, поэтому Эйнштейну пришлось делать определенные допущения. Он выдвинул простейшее предположение о том, что материя распределена в космосе в среднем однородно. При этом, конечно, существуют локальные отклонения от однородности, где концентрация звезд немного выше или ниже средней. Но в достаточно больших масштабах, согласно предположению Эйнштейна, Вселенная с хорошей точностью может считаться совершенно однородной. Это подразумевает, что наше положение в космосе ни в малейшей степени не является выделенным: все места во Вселенной более или менее одинаковы. Эйнштейн также предположил, что Вселенная в среднем изотропна, то есть из любой точки она выглядит примерно одинаково во всех направлениях.

И наконец, Эйнштейн предположил, что в среднем свойства Вселенной не меняются во времени. Иными словами, Вселенная статична. Хотя у Эйнштейна было мало наблюдательных подтверждений этого тезиса, картина вечной неизменной Вселенной выглядела очень привлекательно.

Охарактеризовав искомую модель Вселенной, Эйнштейн мог теперь попытаться найти решение своих уравнений, которое описывало бы мир с желаемыми характеристиками. Однако ему не потребовалось много времени для того, чтобы выяснить: теория не допускает подобных решений. Причина была очень проста: массы, распределенные по Вселенной, отказывались оставаться в покое, а вместо этого "хотели" упасть одна на другую под действием своего гравитационного притяжения.

Это обстоятельство сильно озадачивало и сбивало с толку Эйнштейна. После года упорной работы он решил, что уравнения общей теории относительности следует модифицировать так, чтобы они допускали существование статического мира.

Эйнштейн знал, что, не нарушая физических принципов теории, в его уравнения можно включить дополнительный член. Эффект этого нового члена состоит в наделении пустого пространства, то есть вакуума, ненулевой энергией натяжения. Каждый кубический сантиметр пустого пространства получает фиксированное количество энергии (а значит, и массу). Эйнштейн назвал эту постоянную плотность энергии вакуума космологической постоянной.[6]

Математическая структура уравнений Эйнштейна диктует, что натяжение вакуума в точности равно его плотности энергии и потому определяется той же постоянной. Натяжение вакуума аналогично растяжению резиновой ленты, которая сжимается, если ее отпустить. Натяжение противоположно давлению, которое заставляет предметы расширяться подобно тому, как шарик раздувается под давлением сжатого воздуха. То есть натяжение действует как отрицательное давление.

Если вакуум обладает энергией и натяжением, то как получается, что они не оказывают никакого влияния на нас? Почему мы не видим, что пустое пространство сжимается из-за собственного натяжения? Все дело в том, что не так-то просто заметить постоянную энергию или натяжение. Если увеличить давление в воздушном шарике, он раздуется. Но если на такую же величину увеличить давление воздуха вокруг него, то никакого эффекта не будет. Энергия вакуума неуловима, поскольку ее невозможно извлечь. Нельзя сжечь вакуум, нельзя использовать его для работы автомобиля или фена: его энергия задана космологической постоянной и не может уменьшаться. Выходит, что энергия и натяжение вакуума необнаружимы — за исключением их гравитационного воздействия.

Как оказалось, гравитация вакуума скрывала большой сюрприз. Согласно общей теории относительности, давление и натяжение дают вклад в силу тяготения массивных тел. Если вы сжимаете предмет, его тяготение усиливается, если растягиваете — ослабевает. Обычно этот эффект очень мал, но если удастся растягивать предмет, не разрушая его, то в принципе можно ослабить его тяготение вплоть до полной нейтрализации или даже отталкивания. Именно это имеет место в случае вакуума. Отталкивающая гравитация натяжения вакуума значительно превосходит гравитационное притяжение его же массы, что в целом приводит к отталкиванию.

Это в точности то самое, что требовалось Эйнштейну для разрешения его проблемы. Он мог подобрать значение космологической постоянной так, чтобы притягивающая гравитация материи находилась в равновесии с отталкивающей гравитацией вакуума, давая в итоге статическую вселенную. Из своих уравнений он вывел, что баланс достигается, когда космологическая постоянная равна половине плотности энергии вещества.

Поразительным следствием модифицированных уравнений было то, что пространство статической вселенной должно быть искривленным и замыкаться само на себя подобно поверхности сферы. Космический корабль, движущийся прямо вперед в такой замкнутой вселенной, в конце концов вернулся бы в исходную точку. Это замкнутое пространство называется трехмерной сферой. Ее объем конечен, хотя у нее нет границы.

Эйнштейн описал свою замкнутую модель Вселенной в статье, опубликованной в 1917 году. Он признавал, что у него нет наблюдательных подтверждений ненулевого значения космологической постоянной. Единственной целью ее введения было спасение статической картины мира. Более десяти лет спустя, когда расширение Вселенной было уже открыто, Эйнштейн сожалел, что вообще выдвинул эту идею, и называл ее величайшей ошибкой в свой жизни.[7] После этого неудачного дебюта отталкивающая гравитация почти на полвека исчезает из мейнстрима физических исследований, но лишь для того, чтобы позднее вернуться с новыми силами.

Как ученый я просто не верю, что Вселенная началась со взрыва.

(Сэр Артур Эддингтон)

В начале 1920-х годов вряд ли кто-то мог предположить, что замерзающий и голодный Петроград станет одним из тех мест, где случится очередной прорыв в космологии. Занятия в Петроградском университете едва возобновились после шестилетнего перерыва, вызванного войной и революцией. В холодной аудитории молодой профессор в очках читал лекции группе студентов, закутанных в шинели и меховые шапки. Профессора звали Александр Фридман. Лекции его были подготовлены тщательнейшим образом и подчеркнуто строги в математическом плане. В своем курсе Фридман затрагивал широкий круг тем: от математики и метеорологии — основных областей его специализации — до последнего увлечения молодого ученого — общей теории относительности.

Он восхищался теорией Эйнштейна и погрузился в ее изучение со свойственным ему энтузиазмом. "Я неуч, — часто говорил он. — Я ничего не знаю. Я буду еще меньше спать и не позволю себе никаких отвлечений, поскольку вся эта так называемая жизнь — лишь бесполезная растрата времени".[8] Он словно бы знал, что у него в запасе всего несколько лет, а сделать предстоит еще много.

В совершенстве освоив математику общей теории относительности, Фридман сконцентрировался на проблеме, которую считал центральной, — строении Вселенной в целом. Из статей Эйнштейна он знал, что без космологической постоянной теория не имеет статических решений, но хотел выяснить, какие варианты решений все же возможны. И тут был совершен радикальный шаг, обессмертивший его имя. Вслед за Эйнштейном Фридман предположил, что Вселенная однородна, изотропна и замкнута, то есть имеет геометрию трехмерной сферы. Но он отбросил статическую парадигму и позволил Вселенной двигаться. Радиус сферы и плотность вещества могли теперь изменяться во времени. Отказавшись от требования статичности, Фридман обнаружил, что уравнения Эйнштейна имеют решение. Они описывают сферическую вселенную, которая начинается с точки, расширяется до некоторого максимального размера, а потом вновь сжимается в точку. В начальный момент, который мы теперь называем Большим взрывом, все вещество Вселенной упаковано в единственную точку, в которой плотность вещества бесконечна. Она убывает, пока Вселенная расширяется, и растет, пока та сжимается обратно, чтобы опять стать бесконечной в момент "большого схлопывания", когда Вселенная вновь становится точкой.

Большой взрыв и "большое схлопывание" отмечают начало и конец Вселенной. Из-за исчезающе малого размера и бесконечной плотности материи математические величины, фигурирующие в уравнениях Эйнштейна, становятся неопределенными, а пространство-время не может продолжаться за этими точками. Такие точки называют сингулярностями пространства-времени.

Рис. 3.1. Расширяющаяся и вновь сжимающаяся Вселенная.

Двумерную сферическую вселенную можно представлять расширяющимся и сжимающимся воздушным шаром (рис. 3.1). Закорючки на его поверхности изображают галактики, и по мере расширения шара расстояния между ними будут расти. Таким образом, наблюдатель в любой галактике видит, что остальные галактики разбегаются. Расширение постепенно замедляется гравитацией и в конце концов останавливается, сменяясь сжатием. На фазе сжатия расстояния между галактиками будут убывать, и все наблюдатели увидят, что галактики приближаются к ним.

Не имеет большого смысла спрашивать, куда расширяется Вселенная. Мы изображаем вселенную воздушного шара расширяющейся в окружающее пространство, но это не имеет никакого значения для ее обитателей. Они привязаны к поверхности шара и не представляют себе третьего, радиального измерения. Подобным образом для наблюдателя в замкнутой вселенной трехмерное сферическое пространство — это все существующее пространство, и вне его ничего нет.

Вскоре после публикации этих результатов Фридман открыл другой класс решений с иной геометрией. Вместо искривления "на себя" пространство в этих решениях в определенном смысле искривляется "от себя", что приводит к бесконечным (открытым) вселенным. Двумерным аналогом этого типа пространства является поверхность седла (рис. 3.2).

Рис. 3.2. Двумерный аналог открытой вселенной.

И вновь Фридман обнаруживает, что расстояние, разделяющее любую пару галактик в открытой вселенной, растет, начиная с нулевого значения в сингулярности. Сначала расширение замедляется, но в данном случае гравитация недостаточно сильна, чтобы обратить его вспять, и со временем галактики приближаются к постоянной скорости удаления.

На границе между открытыми и закрытыми моделями находится вселенная с плоской, евклидовой геометрией.[9] Она хоть и расширяется без ограничений, но делает это как будто на пределе, так что скорость расширения становится со временем все меньше и меньше.

Замечательная особенность решений Фридмана состоит в том, что они устанавливают простую связь между геометрией Вселенной и ее конечной судьбой. Если Вселенная замкнутая, она должна вновь сколлапсировать, а если открытая или плоская, то будет расширяться вечно.[10] В своих статьях Фридман не отдавал предпочтения ни одной из моделей.

К сожалению, Фридман не увидел, как его работа стала основанием современной космологии. Он умер от брюшного тифа в 1925 году в возрасте 37 лет. И хотя его статьи были опубликованы в ведущем немецком физическом журнале, на них почти не обратили внимания.[11] Они были извлечены из небытия лишь в 1930-х годах, вслед за открытием Хабблом расширения Вселенной.[12]

Что бы ни говорили решения Фридмана о будущем Вселенной, самая неожиданная и интригующая их особенность — наличие начальной сингулярности, Большого взрыва, где перестает работать математика общей теории относительности. В сингулярности вещество сжимается до бесконечной плотности, и становится невозможно распространить решение на более ранние моменты времени. Таким образом, если воспринимать все буквально, Большой взрыв должен рассматриваться как начало Вселенной. Было ли это сотворением мира? Возможно ли, чтобы целая Вселенная началась с единственного события, случившегося конечное время назад?

Для большинства физиков это было чересчур. Такой одномоментный старт Вселенной выглядел как божественное вмешательство, которому, по их мнению, не должно быть места в физической теории. Но хотя для многих ученых "начало мира" было — и в большой мере остается — источником дискомфорта, оно дает и некоторые преимущества. Оно помогает избавиться от возмутительных парадоксов, которыми полна картина статической, вечной и неизменной Вселенной.

Для начала, вечность Вселенной, по-видимому, противоречит одному из самых фундаментальных законов природы — второму началу термодинамики. Этот закон гласит, что физические системы эволюционируют от более упорядоченных состояний к менее упорядоченным. Если тщательно разложить бумаги по стопкам на столе, и в окно неожиданно дунет порыв ветра, листы будут беспорядочно разбросаны по полу. Но вы никогда не увидите, чтобы ветер поднял бумаги с пола и сложил их аккуратными стопками на столе. Такое спонтанное уменьшение беспорядка не является принципиально невозможным, но оно настолько маловероятно, что увидеть подобное никогда не удается.

Математически степень беспорядка характеризуется величиной, называемой энтропией, а второе начало термодинамики говорит, что энтропия изолированной системы может только возрастать. Неуклонное возрастание беспорядка ведет в конце концов к состоянию максимально возможной энтропии, которое называется тепловым равновесием. В этом состоянии вся энергия упорядоченного движения превращается в тепло, и по всей системе устанавливается одинаковая температура.

На космические следствия второго начала термодинамики впервые указал немецкий физик Герман фон Гельмгольц в середине XIX века. Он отметил, что вся Вселенная может рассматриваться как изолированная система (поскольку по отношению к Вселенной не существует ничего внешнего). А раз так, то к вселенной как к целому применимо второе начало термодинамики, и она должна неотвратимо приближаться к "тепловой смерти" — состоянию термодинамического равновесия. В этом состоянии звезды умрут и будут иметь одинаковую температуру с окружающей средой, а все движения, кроме беспорядочной тепловой толкотни молекул, остановятся.

Еще одно следствие второго начала термодинамики состоит в том, что если Вселенная вечна, то она должна была уже достичь термодинамического равновесия. И раз мы не находимся в состоянии максимальной энтропии, значит, Вселенная не могла существовать всегда.[13]

Гельмгольц не акцентировал этот второй вывод, а больше говорил о той части, которая касалась "смерти" (надо сказать, что такие настроения во многом поддерживались апокалиптической прозой конца XIX — начала XX века). Однако другие физики, в том числе такие титаны, как Людвиг Больцман[14], хорошо понимали эту проблему. Больцман видел выход в статистической природе второго начала. Даже если Вселенная действительно находится в состоянии максимального беспорядка, он может неожиданно чисто случайно уменьшиться. Такие события, называемые тепловыми флуктуациями, достаточно обычны в масштабе нескольких сотен молекул, но становятся все более невероятными по мере увеличения масштабов. Больцман предположил, что все наблюдаемое вокруг нас — это гигантская тепловая флуктуация в совершенно беспорядочной Вселенной. Вероятность возникновения такой флуктуации невыразимо мала. Однако даже невероятные вещи иногда случаются, если ждать достаточно долго, и они обязательно произойдут, если у вас в распоряжении бесконечное количество времени. Жизнь и наблюдатели могут существовать только в упорядоченных частях Вселенной, и это объясняет, почему нам повезло наблюдать столь неправдоподобно редкое событие[15].

 Трудность больцмановского решения состоит в том, что упорядоченная часть Вселенной выглядит чрезмерно большой. Для существования наблюдателя хватило бы превращения хаоса в порядок на масштабах, близких к размерам Солнечной системы. Это было бы намного более вероятно, чем флуктуация размером в миллиарды световых лет, необходимая для существования наблюдаемой нами Вселенной.

Другая проблема, имеющая более длинную предысторию, возникает, если предположить, что Вселенная бесконечна, а звезды более или менее однородно распределены по всему ее пространству. В этом случае, в каком бы направлении мы ни взглянули на небо, луч зрения в конце концов неизбежно должен упираться в звезду. А значит, все небо должно постоянно и ослепительно светиться. Встает простой вопрос: почему ночью темно? Иоганн Кеплер в 1610 году первым обратил внимание на эту проблему и пришел к заключению, что Вселенная не может быть бесконечной.

Как проблема энтропии, так и парадокс ночного неба естественным образом разрешаются, если возраст Вселенной конечен. Если она возникла лишь определенное время назад и изначально пребывала в высокоупорядоченном состоянии (с низкой энтропией), тогда сегодня мы наблюдаем деградацию от этого состояния к хаосу и не должны удивляться, что состояние максимальной энтропии еще не достигнуто. Парадокс ночного неба разрешается, поскольку во Вселенной конечного возраста свету очень далеких звезд еще не хватило времени, чтобы дойти до нас. Мы можем наблюдать лишь звезды, находящиеся в пределах радиуса горизонта, равного рас стоянию, пройденному светом за время, равное возрасту Вселенной. Ясно, что число звезд в пределах этого радиуса конечно, даже если вся Вселенная бесконечна.

После таких аргументов как может хоть кто-то верить, что Вселенная существовала вечно? Но дело, конечно, в том, что идея возникновения космоса конечное время назад тоже порождает проблемы, способные поставить в тупик. Если Вселенная появилась в некоторый момент в прошлом, то чем определялись начальные условия Большого взрыва? Почему Вселенная началась с однородного и изотропного состояния? Ведь она могла возникнуть в любом другом. Должны ли мы приписать этот выбор Творцу? Неудивительно, что физики не торопились бросаться в объятия космологии Большого взрыва и предприняли множество попыток увильнуть от разрешения "проблемы начала".

Поначалу некоторые специалисты считали сингулярность Большого взрыва чисто формальным следствием предположений о строгой однородности и изотропности, которые Фридман использовал для решения уравнений Эйнштейна. Если в коллапсирующей Вселенной все галактики приближаются к нам по радиальным траекториям, то неудивительно, что они столкнутся в одном большом схлопывании. Но если движение галактик будет хоть немного отличаться от радиального, можно предположить, что они пронесутся друг мимо друга и начнут снова разлетаться. В таком случае сингулярности удастся избежать, а вслед за сжатием последует новое расширение. Была надежда, что таким способом удастся построить осциллирующую модель Вселенной без начала с чередующимися периодами расширения и сжатия.

Оказалось, однако, что притягивающая природа гравитации делает такой сценарий невозможным. Британские физики Роджер Пенроуз и Стивен Хокинг, тогда еще аспиранты, доказали серию теорем, показывающих, что в очень широком диапазоне условий космологической сингулярности избежать нельзя. Основные предположения, использованные в этих доказательствах, состоят в том, что общая теория относительности Эйнштейна верна и что материя во всей Вселенной обладает положительными плотностью энергии и давлением. (Более строго: давление не должно столь существенно уходить в отрицательные значения, чтобы гравитация становилась отталкивающей.) Таким образом, пока мы держимся в рамках общей теории относительности и не предполагаем существования экзотической гравитационно отталкивающей материи, сингулярность будет при нас, а вопрос о начальных условиях останется неразрешенным.

Самой известной попыткой избежать этой проблемы была, без сомнений, теория стационарного состояния, выдвинутая в 1948 году в Кембриджском университете британским астрофизиком Фредом Хойлом и двумя австрийскими эмигрантами Германом Бонди и Томасом Голдом. Они настаивали, что в своих общих чертах Вселенная всегда остается неизменной, так что во всех местах и во все времена она выглядит более или менее одинаково. Может показаться, что этот взгляд находится в резком противоречии с расширением Вселенной: если расстояния между галактиками растут, как Вселенная может оставаться неизменной? Чтобы компенсировать расширение, Хойл с друзьями постулировали, что вещество постоянно создается из вакуума. Это вещество заполняет пустоты, открывающиеся между удаляющимися галактиками, так что на их месте могут формироваться новые. Кембриджские физики признавали что у них нет подтверждений спонтанного рождения материи, однако требуемый темп ее возникновения был столь низким — всего несколько атомов на кубический сантиметр в столетие, — что нет и наблюдений, свидетельствующих против него. Защищая свою теорию, они ссылались на то, что непрерывное возникновение материи, по их мнению, было ничуть не более сомнительным, чем одномоментное рождение всей материи в большом взрыве. Кстати, сам термин "Большой взрыв" был придуман именно Хойлом, когда он высмеивал конкурирующую теорию в популярном ток-шоу на радио "Би-Би-Си".

Впрочем, и теория стационарного состояния вскоре столкнулась с серьезными трудностями. Самые далекие галактики видны такими, какими они были миллиарды лет назад, поскольку столько времени нужно свету, чтобы добраться до нас. Если верна теория стационарного состояния и Вселенная в то время была такой же, как сегодня, тогда далекие галактики должны быть более или менее похожи на те, что наблюдаются в наших окрестностях. Однако по мере накопления данных становится все более очевидно, что находящиеся вдалеке галактики в действительности совсем другие и показывают отчетливые признаки своей молодости. Они меньше, имеют неправильные формы и населены очень яркими короткоживущими звездами. Многие из них являются мощными источниками радиоволн, что гораздо реже встречается среди близких к нам галактик.[16] По-видимому, нет никакой возможности объяснить эти наблюдения в рамках теории стационарного состояния.

Шерлок Холмс любил говорить: "Отбросьте все невозможное; то, что останется, и будет ответом, каким бы невероятным он ни казался".[17] По мере того как перспективы теории стационарного состояния становились все более туманными и за отсутствием в поле зрения других жизнеспособных альтернатив, представления стали меняться. Физики постепенно склонялись к картине эволюционирующей Вселенной, начавшейся со взрыва.

Элементы были приготовлены быстрее, чем готовится утка с жареной картошкой.

(Георгий Гамов)

Идея первичного огненного шара родилась в голове Георгия Гамова, очень колоритного физика российского происхождения, с которым мы еще не раз встретимся на этих страницах. Его коллега Леон Розенфельд (Leon Rosenfeld) писал, что это был "славянский гигант с огненной шевелюрой, очень ярко говорящий по-немецки; в действительности он был ярок во всем, даже в своей физике".[18] Еще аспирантом Гамов прослушал фридмановский курс лекций по общей теории относительности в 1923-1924 годах в Петрограде, так что знал о расширяющейся вселенной, можно сказать, из первых рук. Он хотел вести исследования в области космологии под руководством Фридмана, однако неожиданная смерть последнего не позволила этим планам реализоваться. В итоге Гамову пришлось писать диссертацию по динамике маятника — теме, которую он называл "в высшей степени унылой".[19]

В 1928 году с подачи своего прежнего профессора Ореста Хвольсона Гамов получил стипендию и провел лето в Германии, в Геттингенском университете. Это было время, когда полным ходом шла разработка квантовой механики, и Геттинген являлся одним из ведущих центров этих исследований. Физики пытались ухватить суть новой теории и внести вклад в ее стремительное развитие. Дискуссии, начинавшиеся днем в семинарских аудиториях, продолжались вечерами на улицах и в кафе, и было трудно не заразиться этой волнующей атмосферой открытия. Гамов решил исследовать, что может сказать квантовая механика о строении атомных ядер, и очень быстро получил первые результаты. Он использовал так называемый туннельный эффект — проникновение квантовой частицы через барьер — для объяснения радиоактивного распада ядер. Его теория прекрасно согласовывалась с экспериментальными данными.

Когда в конце лета пришло время возвращаться в Петроград (уже ставший Ленинградом), Гамов решил сделать остановку в Дании и посетить легендарного Нильса Бора, одного из основоположников квантовой теории. Рассказ о работе по радиоактивности (которая еще не была опубликована) произвел на Бора такое впечатление, что он предложил Гамову место научного сотрудника в своем институте в Копенгагене. Конечно, приглашение было с восторгом принято, и Гамов продолжил работу в области ядерной физики, став вскоре признанным авторитетом.

В 1930 году Гамова пригласили сделать большой доклад на конгрессе по атомному ядру в Риме. Он уже готовился пересечь Европу на своем маленьком мотоцикле, когда выяснил в советском посольстве, что его паспорт не подлежит продлению и ему придется вернуться в Советский Союз, прежде чем ехать куда-либо еще. Прибыв в Ленинград, Гамов сразу понял, что дела плохи. Сталинский режим закручивал в стране гайки. Наука и искусство должны были соответствовать официальной марксистской идеологии, и всякий, кого обвиняли в "буржуазных" идеалистических взглядах, подвергался жестоким преследованиям. Квантовая механика и теория относительности Эйнштейна были объявлены ненаучными и противоречащими марксизму-ленинизму. Когда Гамов упомянул о квантовой физике на публичной лекции, сотрудник органов прервал его выступление и распустил аудиторию. Гамова предупредили, чтобы он не повторял таких ошибок. Еще до этого инцидента ему было велено забыть о зарубежных поездках и не утруждать себя обращениями за паспортом. Железный занавес плотно закрылся. Гамов понял со всей ясностью: он должен любой ценой вырваться из Советского Союза.

Вместе со свой женой Любой, которая вышла за него вскоре после возвращения в Ленинград, он готовился к побегу. План состоял в том, чтобы пересечь Черное море и добраться в Турцию из Крыма. Идея эта кажется ребяческой, но они намеревались проделать это на байдарке. У Гамовых был недельный запас провизии и простой навигационный план: грести прямо на юг. Однако Черное море не зря называют черным. Ранним утром, затемно, когда двое искателей приключений отправились в путь, оно было идеально спокойным, но к вечеру ветер усилился, и поднялась волна. Ночью им с колоссальным трудом удавалось удерживать лодку на плаву. Признав свое поражение, они теперь стремились просто добраться до берега, и когда на следующий день им это удалось, чувствовали себя счастливчиками.

Когда летом 1933 года Гамову сообщили, что ему доверено представлять Советский Союз на престижном Сольвеевском конгрессе по ядерной физике в Брюсселе, это стало для ученого полной неожиданностью. Он был вне себя от восторга, но не понимал, как это получилось. Все объяснилось после прибытия на конгресс. Когда Гамов не появился в Риме, Нильс Бор забеспокоился и стал разыскивать своего старого друга. Он попросил французского физика Поля Ланжевена, члена Французской коммунистической партии, использовать свои связи, чтобы организовать приезд Гамова на Сольвеевский конгресс. Однако Гамов был потрясен, когда узнал, что Бор лично поручился Ланжевену за Гамова, пообещав, что тот вернется в Советский Союз! В тот вечер за ужином Гамов оказался за столом рядом с Марией Кюри, знаменитой первооткрывательницей радия и плутония, и рассказал ей о невыносимой ситуации, в которую попал. Мадам Кюри близко знала Ланжевена (ходили слухи, что даже очень близко); она сказала, что поговорит с ним. После бессонной ночи и дня тревожного ожидания Гамов узнал от нее, что вопрос улажен и он может не возвращаться. На следующий год он получил пост профессора в университете Джорджа Вашингтона в Соединенных Штатах.

Гамов понимал, что ранняя Вселенная была не только сверхплотной, но также и очень горячей. Причина в том, что газы разогреваются, когда их сжимают, и охлаждаются при расширении. (Велосипедисты говорят, что им это хорошо известно: когда шины накачивают воздухом, они становятся теплыми.)

Чтобы понять, почему расширение вызывает остывание, рассмотрим газ, заключенный в большой ящик. Молекулы газа можно представить в виде маленьких шариков, которые отскакивают от стенок ящика. Вообразите теперь, что эти стенки раздвигаются. Как повлияет их удаление на молекулы? Если вы на тренировке бросите теннисный мяч в стену, он отлетит к вам с той же скоростью. Но представьте на мгновение, что стена от вас удаляется. Скорость мяча относительно стены будет тогда меньше, и он отскочит назад медленней, чем вы его бросили. Аналогично и молекулы в расширяющемся ящике будут замедляться при каждом отскоке от стены. Температура пропорциональна средней энергии молекул, и, следовательно, в ходе этого процесса она будет убывать. Конечно, в расширяющейся Вселенной нет движущихся стен, но частицы отскакивают друг от друга, и это точно так же влияет на температуру. Увеличиваясь, Вселенная становится все холоднее и холоднее. А значит, чем дальше мы отступаем в прошлое, тем горячее она должна быть, если же продолжить экстраполяцию до самой сингулярности, Вселенная становится бесконечно горячей.

При температурах свыше нескольких сотен градусов Кельвина[20]  связи, удерживающие атомы в молекулах, уже не способны противостоять теплу, и молекулы распадаются. Дальнейшее повышение температуры ведет к постепенному разрушению атомов. Сначала, около 3 000 градусов Кельвина, электроны отрываются от атомных ядер[21], затем, примерно при миллиарде градусов, ядра распадаются на протоны и нейтроны (собирательно называемые нуклонами), и, наконец, с приближением к триллиону градусов нуклоны разбиваются на свои элементарные составляющие, называемые кварками.

Помимо частиц материи, из которых состоят атомы, первичный огненный шар содержал также огромное количество квантов излучения — фотонов. Фотоны — это пакеты электрической и магнитной энергии; из них состоит обычный видимый свет. Движущиеся заряженные частицы испускают и поглощают фотоны, поэтому довольно быстро устанавливается равновесие, при котором фотоны поглощаются в том же темпе, что и излучаются. Чем выше температура, тем больше плотность энергии фотонов в равновесии. Кажется, что рецепт горячего космического супа выглядит очень просто: раздробите все на самые мелкие части, перемешайте и не скупясь приправьте фотонами. Однако есть в нем и кое-что еще.

Чем дальше мы продвигаемся назад во времени, тем энергичнее становятся частицы, тем теснее им и тем чаще они сталкиваются друг с другом. Чтобы понять состав огненного шара, надо знать, что случается при таких высокоэнергичных соударениях. Сталкивать элементарные частицы — любимое занятие ученых, специализирующихся на физике высоких энергий. Для этого строятся колоссальные агрегаты, называемые ускорителями, где частицы разгоняют до чудовищных энергий, позволяют им врезаться друг в друга и смотрят, что получится. Это гораздо увлекательнее, чем наблюдать за столкновением бильярдных шаров, поскольку частицы при столкновении часто меняют свой тип, как если бы красный и синий шары при столкновении превращались в желтый и зеленый. Количество частиц также подвержено изменениям: две исходные частицы могут породить фейерверк из десятков новых, разлетающихся из точки столкновения. Подобные события повсеместно происходили в первые мгновения после Большого взрыва.

В таких столкновениях нельзя точно предсказать, что должно случиться. Существует множество возможных исходов, и физики, используя квантовую теорию, вычисляют их вероятности. Но это все, что можно сделать: в квантовом мире нет места определенности. Диапазон возможного ограничивается лишь несколькими законами сохранения, которые строго соблюдаются. Например, законы сохранения энергии и электрического заряда требуют, чтобы полная энергия и суммарный заряд до и после столкновения были одинаковыми. Таким образом, любой процесс, не запрещенный законами сохранения, разрешен и будет происходить с ненулевой вероятностью. В ранней Вселенной частицы безостановочно сталкиваются друг с другом, и огненный шар наполняется всеми типами частиц, какие только могут быть созданы в этих столкновениях.

Для каждого типа частиц есть античастицы с такой же массой и противоположным электрическим зарядом. Частицы и античастицы часто рождаются парами. Например, два фотона с энергиями больше той, что соответствует массе электрона (по формуле Е = mc²), могут столкнуться и превратиться в электрон и его античастицу, называемую позитроном. Обратный процесс называется аннигиляцией пары: электрон и позитрон сталкиваются и превращаются в два фотона.

При температурах свыше 10 миллиардов градусов энергии частиц становятся достаточными для порождения электрон-позитронных пар. Как результат, огненный шар наполняется газом из электронов и позитронов, плотность которого примерно равна плотности фотонного газа. При еще более высоких температурах появляются все более тяжелые частицы. Физики занесли в свои реестры целый зоопарк различных частиц с массами, распределенными в весьма широком диапазоне. На верхнем конце этого диапазона располагаются W- и Z-частицы, которые в 300 000 раз массивнее электрона, и топ-кварк, у которого масса еще вдвое больше. Это самые тяжелые частицы, полученные к сегодняшнему дню на ускорителях. Они существуют в огненном шаре при температурах выше 3 000 триллионов градусов. По мере приближения к этим температурам наши знания о частицах становятся все более приблизительными, а представления об устройстве первичного огненного шара — все менее и менее надежными.

Уравнения Фридмана можно использовать для определения температуры и плотности огненного шара в любой момент времени. Например, спустя одну секунду после Большого взрыва температура составляет 10 миллиардов градусов, а плотность — около 1 тонны на кубический сантиметр. Чтобы не повторять каждый раз слова "после Большого взрыва", я буду использовать сокращение ПБВ. Самая насыщенная событиями часть истории огненного шара, для которой характерна быстрая смена поколений экзотических частиц, приходится как раз на первую секунду его существования. W-, Z- и более тяжелые частицы широко распространены только в первую 0,00000000001 секунды ПБВ. Мюоны — частицы, похожие на электроны, но в 200 раз более тяжелые, — аннигилируют со своими античастицами около 0,0001 секунды. Примерно в то же время триплеты кварков соединяются вместе, образуя нуклоны. Последними аннигилируют электрон-позитронные пары. Они исчезают около 1 секунды ПБВ. Чтобы в наше время осталось некоторое количество электронов и нуклонов, в тот период должен иметь место небольшой избыток кварков по сравнению с антикварками и электронов по сравнению с позитронами.[22] По истечении первой секунды в составе космического супа остаются нуклоны, электроны и фотоны.[23]

Частицы вроде кварков, W и Z не были известны во времена Гамова, он не слыхал даже об электрон-позитронных парах. Больше всего его интересовала история космоса после 1 секунды ПБВ. Еще в начале своей карьеры Гамов увлекся проблемой происхождения атомов. В природе обнаруживается 92 различных типа атомов, или химических элементов. Некоторые из них, такие как водород или гелий, распространены очень широко, тогда как другие, например золото или уран, встречаются крайне редко. Гамов хотел понять причину этого: чем определяется распространенность элементов?

Алхимики пытались получить золото из более распространенных элементов, но, как мы теперь знаем, есть весьма серьезные причины, не позволившие им достичь успеха. Чтобы превратить один элемент в другой, надо научиться изменять состав атомных ядер. Однако энергии частиц, необходимые для ядерных трансформаций, в миллионы раз больше тех, что связаны с химическими реакциями, и выходят далеко за пределы того, что было доступно алхимикам. Такие энергии достигаются в водородной бомбе, но ни в каких естественных процессах на Земле они не встречаются. Поэтому наблюдаемая нами сегодня распространенность элементов в точности такова, как и 4,6 миллиарда лет назад, в эпоху формирования Солнечной системы.[24]

Вопрос о происхождении элементов естественным образом наводит на мысль о недрах звезд. Эти гигантские раскаленные газовые шары скрепляются силами гравитации. Наше Солнце состоит в основном из водорода — простейшего элемента, ядра которого представляют собой одиночные протоны. Температура в центральных областях Солнца превышает 10 миллионов градусов — этого достаточно для протекания ядерных реакций. Цепочка реакций преобразует водород в гелий с выделением энергии, которая питает наше светило. Теория ядерных реакций, происходящих в недрах Солнца, была разработана в конце 1930-х годов Гансом Бете, физиком немецкого происхождения, который позднее получил за эту работу Нобелевскую премию. Однако для объяснения распространенности элементов его теория мало что давала. Производство гелия в звездах обеспечивает лишь малую долю от его огромного количества, наблюдаемого во Вселенной. Другой загадкой было присутствие дейтерия (тяжелого водорода), у которого очень хрупкие ядра. Они быстро разрушаются в горячих звездных недрах, и было трудно понять, откуда они вообще могли взяться.

Гамов придерживался мнения, что звезды попросту недостаточно горячи, чтобы стать той кухней, в которой готовились элементы, — он считал, что придумал идею получше: подходящей печью он считал саму Вселенную вскоре после Большого взрыва. Для изучения ядерных процессов в горячей ранней Вселенной Гамов обратился за помощью к двум молодым физикам — Ральфу Альферу и Роберту Херману. Они рассмотрели горячую смесь нуклонов, электронов и излучения, однородно заполняющую Вселенную. Когда температура падает до 1 миллиарда градусов, протоны и нейтроны могут соединиться, образуя ядра дейтерия (рис. 4.1). Последующие присоединения протонов и нейтронов быстро превращают дейтерий в гелий (ядра которого содержат по два протона и нейтрона). Однако на этом образование ядер фактически останавливается. Дело в том, что из-за некоторых особенностей ядерных сил стабильных ядер, состоящих из пяти нуклонов, не существует, а одновременное присоединение более чем одного нуклона крайне маловероятно. Это так называемый пятинуклонный провал. Расчеты показывают, что около 23% нуклонов входят в состав ядер гелия, а почти все остальные остаются в форме водорода. Образуется также небольшое количество дейтерия и лития.[25]

Рис. 4.1. Простейшие атомные ядра.

Протоны и нейтроны обозначаются соответственно p и n.

Современный анализ, опирающийся на самые последние данные о ядерных реакциях и суперкомпьютерные модели, дает точные значения распространенности элементов после того, как они покинули космическое горнило. То, насколько хорошо результаты этих вычислений согласуются с астрономическими наблюдениями, весьма впечатляет. Астрономы могут определять химический состав далеких объектов, изучая спектр испущенного ими света. Теория горячего Большого взрыва твердо предсказывает, что ни одна галактика во Вселенной не должна содержать меньше двадцати трех процентов гелия: поскольку он производится в звездах, его первоначальная распространенность может только возрастать. И действительно, ни одной такой галактики до сих пор не обнаружено. Предсказанная распространенность дейтерия — чуть меньше одной десятитысячной, лития — менее одной миллиардной. Весьма примечательно, что столь сильно различающиеся значения подтверждаются наблюдениями. Можно было бы сказать, что 23% гелия — это просто счастливая догадка, но вероятность случайного совпадения целого набора чисел крайне низка.

Но как обстоят дела с тяжелыми элементами? Несмотря на все усилия, Гамов и его команда не смогли найти мост через пятинуклонный провал. Тем временем по другую сторону Атлантики главный защитник модели стационарного состояния Фред Хойл разрабатывал альтернативную теорию происхождения элементов. Он знал, что звезды, которые подобно нашему Солнцу пережигают водород в гелий, недостаточно горячи для этой задачи. Но что происходит, когда звезда исчерпывает свой водород? Тогда она больше не может противостоять собственной гравитации, ядро звезды начинает сжиматься, а его плотность и температура возрастают. После того как в центре температура достигает 100 миллионов градусов, открывается новый канал ядерных реакций: три ядра гелия сливаются и образуют ядро углерода. Когда весь гелий в центральной области израсходован, звезда сжимается дальше, пока температура не поднимется настолько, чтобы запустить реакции ядерного горения углерода. По мере развития этого процесса образуется слоистая структура, в которой более тяжелые элементы находятся ближе к центру (поскольку для их приготовления требуются более высокие температуры). В звездах, подобных Солнцу, этот процесс не заходит слишком далеко, но в более массивных светилах он проделывает весь путь вплоть до образования железа. За этой точкой топлива для ядерного горения не остается. Не поддерживаемая больше ядерными реакциями внутренняя часть ядра звезды коллапсирует, достигая невероятной плотности и температуры около 10 миллиардов градусов. Это приводит к гигантскому взрыву, называемому вспышкой сверхновой, при котором все внешние слои, содержащие наработанные элементы, выбрасываются межзвездное пространство. Элементы тяжелее железа образуются во время коллапса и взрыва ядра. Обогащенный межзвездный газ служит сырьем для новых звезд и планетных систем. Получавшаяся по расчетам Хойла и его сотрудников распространенность тяжелых элементов хорошо согласовывалась с наблюдениями.

Хойл и Гамов разрабатывали свои идеи в 1940-х и 1950-х годах, и тогда их теории рассматривались как две конкурирующие модели происхождения элементов. Однако в итоге оказалось, что оба они были правы: легкие элементы образовались преимущественно в ранней Вселенной, а тяжелые — в звездах. Почти все известное вещество Вселенной находится в форме водорода и гелия, а на долю тяжелых элементов приходится менее 2%. Но они тем не менее исключительно важны для нашего существования: Земля, воздух и наши тела состоят в основном из тяжелых элементов. Как писал кембриджский астрофизик Мартин Рис, "Мы — звездная пыль, пыль давно умерших звезд".[26]

Процесс образования гелия начинается примерно через 3 минуты ПБВ и завершается менее чем за минуту. Вселенная продолжает расширяться в чудовищном темпе, а плотность и температура очень быстро падают. Но после насыщенных событиями первых минут темп космической драмы замедляется. С частицами вещества мало что происходит, наиболее значительные изменения касаются наполняющего огненный шар излучения.

На микроскопическом, квантовом уровне излучение состоит из фотонов, однако макроскопически его можно изображать состоящим из электромагнитных волн — колеблющихся узоров электрической и магнитной энергии. Волны разной частоты вызывают разные физические эффекты, и мы знаем их под разными названиями. Видимому свету соответствует лишь узкая полоска во всем электромагнитном спектре. Волны с более высокой частотой называют рентгеновским излучением, а еще более высокочастотные — гамма-лучами. Двигаясь по частотам вниз, мы встретим микроволны, а за ними радиоволны. Все они распространяются со скоростью света.

По мере убывания температуры огненного шара интенсивность излучения снижается, а его частота постепенно сдвигается от гамма-лучей через рентгеновский диапазон к видимому свету. Важное событие происходит примерно через 300 000 лет ПБВ, когда температура становится достаточно низкой, чтобы электроны и ядра могли объединяться в атомы. До этого электромагнитные волны часто рассеивались на заряженных электронах и ядрах. Однако с нейтральными атомами излучение взаимодействует очень слабо, так что после образования атомов волны начинают свободно распространяться по Вселенной, практически ни на чем не рассеиваясь. Другими словами, Вселенная вдруг становится прозрачной для света. Что случится после этого с космическим излучением? Ничего особенного, кроме того, что частота электромагнитных волн и соответствующая ей температура продолжат убывать по мере расширения Вселенной. В момент образования нейтральных атомов температура излучения составляла 4 000 градусов, немного ниже, чем на поверхности Солнца. Если бы мы оказались там и смогли выдержать столь нездоровые условия, то увидели бы Вселенную залитой ярко-оранжевым светом. К моменту 600 000 лет ПБВ мы заметили бы, что цвет сменился на красный. Около одного миллиона лет излучение смещается за пределы видимого диапазона, в инфракрасную часть спектра. Так что для нас Вселенная погрузилась бы в полную темноту. Частота волн продолжает медленно уменьшаться, и к настоящему времени, которое соответствует космическому возрасту около 14 миллиардов лет, она опускается до микроволнового диапазона.

Эту историю космического огненного шара изучали молодые сотрудники Гамова Альфер и Херман. Они проследили ее вплоть до настоящего времени и пришли к удивительному выводу: мы должны быть окружены морем микроволн с температурой около 5 градусов Кельвина.

Работа Альфера и Хермана была опубликована в 1948 году. Вы, верно, подумаете, что она побудила большое число наблюдателей заняться поиском космических микроволн. В самом деле, первичное излучение — это прямая улика, буквально дымящееся ружье Большого взрыва, и его открытие должно было иметь колоссальное значение. Вы можете подумать, что, когда это излучение было зарегистрировано, за его предсказание была присуждена Нобелевская премия. Увы, на самом деле события разворачивались иначе.

Может показаться странным, но предсказание космического излучения полностью игнорировалось на протяжении двух десятилетий — до тех пор пока его случайно не открыли в 1965 году. Два радиоастронома Арно Пензиас и Роберт Вильсон, работая в Bell Telephone Laboratories в штате Нью-Джерси, регистрировали постоянный шум в своей высокочувствительной антенне. Шум характеризовался температурой около 3 градусов Кельвина и не зависел от времени суток и точки, куда была направлена антенна. В своей непреклонной решимости найти источник проблемы Пензиас и Вильсон тщательнейшим образом исключили все возможные помехи, которые им удалось придумать. Они даже выселили пару голубей, свивших гнездо в антенне, и удалили то, что Пензиас называл "белым диэлектрическим веществом", которое они после себе оставили. Но ничто не помогало — источник шума по-прежнему оставался загадочным.

Между тем в полусотне километров от них, в Принстонском университете, группа физиков занималась сооружением собственного радиоприемного устройства. Руководил работой Роберт Дикке, выдающийся физик, одинаково хорошо владевший как теорией, так и экспериментом. Он понял, что от ранних горячих стадий в истории Вселенной должно остаться послесвечение, и спроектировал антенну для его поиска. Когда принстонская группа уже была готова начать свои измерения, ее сотрудникам стало известно о затруднениях Пензиаса и Вильсона. Сразу стало ясно, что надоедливый шум, который те так настойчиво пытались устранить, как раз и является теми самыми космическими микроволнами, которые принстонцы еще только надеялись зарегистрировать!

Чрезвычайно интересен вопрос, почему космическое излучение было открыто случайно. Почему никто не прислушался к Альферу  и Херману? Даже если в их статье что-то было упущено, почему потребовалось более 15 лет, чтобы кто-то другой пришел к тому же заключению? Ведь, в конце концов, это же было прямым следствием гамовской теории горячего Большого взрыва.

Одной из причин, похоже, было то, что физики попросту не верили в реальность ранней Вселенной. "Как часто бывает в физике, — писал нобелевский лауреат Стивен Вайнберг, — ошибка не в том, что мы слишком серьезно относимся к своим теориям, а в том, что не воспринимаем их достаточно всерьез".[27] Не в пользу Георгия Гамова был, возможно, и его характер, слишком яркий для того, чтобы к его обладателю внимательно прислушивались в научном сообществе. Склонный к розыгрышам, сочинявший непечатные лимерики и часто сильно выпивавший в баре, он явно не был типичным физиком. Наконец, в середине 1950-х ни Гамов, ни Альфер с Херманом не занимались активно теорией Большого взрыва: Гамов все больше интересовался биологией и выступил с важнейшей догадкой о генетическом коде, в то время как Альфер с Херманом ушли из науки и занялись бизнесом. Нельзя не задуматься о том, что отсутствие признания их работы, вероятно, сыграло роль в этом решении. К середине 1960-х, когда Пензиас и Вильсон возились со своей антенной, работа группы Гамова была почти забыта.

Пензиас и Вильсон измерили интенсивность излучения на одной частоте (на которую была настроена их антенна), но теория предсказывала, что оно охватывает целый диапазон частот, а его интенсивность должна следовать простой формуле, выведенной Максом Планком еще на исходе XIX века. Это предсказание было блистательно подтверждено в 1990 году спутниковым экспериментом СОВЕ (Cosmic Microwave Background Explorer — Исследователь космического микроволнового фона), выявившим соответствие с формулой Планка с погрешностью менее одной десятитысячной.

Открытие космического микроволнового излучения было, без сомнения, эпохальным событием для космологии. Этот доступный непосредственному измерению реликт первичного огненного шара придал ученым уверенности в том, что все это им не приснилось, что Вселенная действительно имела горячее начало около 14 миллиардов лет назад. Пензиас и Вильсон получили в 1978 году Нобелевскую премию "за открытие космического микроволнового излучения". За его теоретическое предсказание никакой премии присуждено не было.

Если бы вначале Вселенная была совершенно однородной, она оставалась бы такой и в наши дни. Однородный разреженный газ, заполняющий Вселенную, становился бы все менее плотным, мир вечно оставался бы во тьме, а космическое излучение медленно сдвигалось бы в сторону все более низкочастотных радиоволн. Но одного взгляда на ночное небо достаточно, чтобы убедиться: наша Вселенная не столь безрадостна. Она залита сиянием звезд, которые разбросаны по космосу, образуя иерархию структур. Элементарные единицы этой структуры — галактики — содержат порядка 100 миллиардов звезд. Галактики группируются в скопления, которые в свою очередь образуют сверхскопления, простирающиеся на несколько сотен миллионов световых лет[28]  — всего в 100 раз меньше размеров наблюдаемой части Вселенной.

Космологи связывают происхождение всех этих величественных структур с крошечными неоднородностями, существовавшими в первичном огненном шаре. Они могли разрастись до размеров галактик вследствие так называемой гравитационной неустойчивости. Допустим, что в некоторой области пространства плотность чуть выше, чем в ее окружении. Тогда у нее будет более сильное тяготение, и она притянет больше вещества, чем соседние области. В результате контраст плотности будет увеличиваться, и первоначально почти однородное распределение вещества станет превращаться в сильно неоднородное. Космологи считают, что именно так образовались галактики, скопления и сверхскопления. Согласно этой теории, первые галактики сформировались примерно через миллиард лет ПБВ. Звездный свет залил Вселенную, и темная эпоха закончилась. Процесс формирования галактик завершился не так уж давно — когда возраст Вселенной был около 10 миллиардов лет ("всего" четыре миллиарда лет назад).

Можно подумать, что эта история обречена оставаться легендой, поскольку в те времена не было никого, кто мог бы ее подтвердить. Однако, как я уже подчеркивал, мы видим далекие объекты такими, какими они были много лет назад, когда был испущен регистрируемый нами сегодня свет. Так что, изучая более далекие галактики, мы уходим назад во времени. Время движения света от самых далеких галактик, доступных нашему наблюдению, составляет около 13 миллиардов лет, так что мы видим их в то время, когда Вселенной был всего один миллиард лет от роду. По сравнению с грандиозными спиралями, которые окружают нас сейчас, те галактики маленькие и неправильные, что служит признаком их молодости.

Еще более ранние эпохи в истории Вселенной можно наблюдать благодаря космическим микроволнам. Они распространяются без рассеяния почти 14 миллиардов лет с того времени, когда Вселенная стала прозрачной для излучения. Области, где эти волны испытали последнее рассеяние, удалены сейчас на расстояние 40 миллиардов световых лет.[29] (А не 14 миллиардов, как можно было бы подумать, поскольку Вселенная продолжает расширяться.) Таким образом, микроволны приходят к нам с поверхности гигантской сферы радиусом 40 миллиардов световых лет; ее называют поверхностью последнего рассеяния. Излучение, испущенное из областей с чуть более высокой плотностью, должно было преодолеть более сильное тяготение и, приходя к нам, имеет чуть меньшую интенсивность. Как следствие, более плотные области выглядят на микроволновом небе более тусклыми. Составляя карту интенсивности излучения в разных направлениях неба, мы можем получить изображение Вселенной в эпоху последнего рассеяния, когда ей было всего 300 000 лет.

Рис. 4.2. Микроволновое небо, каким его увидел спутник WMAP.

Впервые карту микроволнового неба построила команда эксперимента СОВЕ в 1992 году. Более подробная карта, которую получил 10 лет спустя спутник WMAP[30], представлена на рисунке 4.2. Темные оттенки серого соответствуют более высокой интенсивности излучения, однако разница между светлыми и темными пятнами составляет всего несколько стотысячных. Это означает, что во время последнего рассеяния Вселенная была почти идеально однородной. Все восхитительные структуры, которые мы сегодня видим на небе, были закодированы в этой аморфной ряби почти однородного космического фона.

На рисунке 4.3 представлена история сотворения мира, которую мы до сих пор обсуждали. Эта история подтверждается многочисленными наблюдательными данными, и нет особых оснований сомневаться в том, что в целом она верна. Ее детали продолжают уточняться, а некоторые важные вопросы еще остаются открытыми. Одна из важнейших неизвестных — природа темной материи, которая проявляет себя гравитационным притяжением галактик и скоплений. Имеются веские основания считать, что темная материя состоит не из нуклонов и электронов, а, скорее, из каких-то еще не открытых частиц. От масс и взаимодействия этих частиц зависят детали процесса формирования галактик, но не общая картина, очерченная на рисунке 4.3.

Рис. 4.3. Краткая история Вселенной.

Поистине удивительно, что мы можем наблюдать Вселенную такой, какой она была 14 миллиардов лет назад, и точно описывать события, происходившие спустя долю секунды после Большого взрыва. Это подводит нас невероятно близко к моменту творения. Но что в действительности случилось в тот момент, как всегда, остается загадкой. На самом деле при более близком знакомстве Большой взрыв выглядит даже более странным, чем казался до сих пор.

Можно противостоять вторжению армии, но не идеи, чье время пришло.

(Виктор Гюго)

Представим, что однажды мы получаем из далекой галактики радиограмму, гласящую: "Элвис жив". Мы направляем антенну на другую галактику и с удивлением получаем точно такое же сообщение! Изрядно озадаченные, мы переводим антенну с одной галактики на другую, но отовсюду получаем все то же послание. Один из выводов, к которому мы придем, состоит в том, что мир полон фанатов Элвиса; другой — что все они общаются между собой. Ведь как иначе им удалось бы объявиться с одинаковыми сообщениями?

Как ни глупо это может показаться, но такой пример весьма схож с той ситуацией, в которой мы оказались, наблюдая Вселенную. Интенсивность микроволнового излучения, приходящего к нам со всех сторон в небе, в высшей степени постоянна, а значит, распределение плотности и температуры Вселенной в те времена, когда испускалось это излучение, были исключительно однородными. Из этого наблюдения вытекает наличие определенного взаимодействия между излучающими областями, которое приводит к выравниванию плотностей и температур. Парадокс, однако, в том, что для протекания подобных процессов с момента Большого взрыва прошло слишком мало времени.

Корень проблемы связан с неспособностью физических взаимодействий распространяться быстрее света. Со времени Большого взрыва электромагнитные волны удалились от мест, где они были испущены, на 40 миллиардов световых лет. Это расстояние называют радиусом горизонта. Оно ставит предел тому, как далеко мы можем видеть Вселенную, и задает максимальное расстояние, на котором могла быть установлена связь. Космическое излучение, которое мы наблюдаем, было испущено вскоре после Большого взрыва и приходит к нам с расстояний, примерно равных радиусу горизонту. Рассмотрим теперь излучение, приходящее с двух противоположных направлений на небе (рис. 5.1). Области, где было испущено это излучение, разделены сейчас удвоенным расстоянием до горизонта, а значит, они никак не могли взаимодействовать. Тем более они не могли обмениваться теплом, чтобы уравновесить свою температуру.

Рис. 5.1. Космическое излучение, приходящее с двух противоположных направлений на небе, испущено в областях, которые ныне разделены двойным расстоянием до горизонта.

В более ранние времена эти две области были ближе друг к другу, и может показаться, что это помогло бы им прийти в равновесие. Но в действительности раньше это было еще затруднительнее. Дело в том, что с удалением в прошлое радиус горизонта сокращается быстрее, чем расстояние между областями. В момент последнего рассеяния, когда испускалось излучение, наблюдаемая часть Вселенной была разбита на тысячи целеньких областей, которые не могли сообщаться друг с другом. Итак, мы приходим к выводу, что никакой физический процесс не мог сделать огненный шар однородным, если бы он не был таким с самого начала.

Эту загадочную особенность Большого взрыва часто называют проблемой горизонта. Единственное объяснение удивительной однородности плотности и температуры в ранней Вселенной состоит в том, что такой сделал новорожденную Вселенную Большой взрыв. Логически такое "объяснение" совершенно правомерно. Физические условия в сингулярности не определены, так что сразу после Большого взрыва можно постулировать любое физическое состояние. Однако очень трудно отделаться от чувства, что это совершенно ничего не объясняет.

Другая удивительная особенность Большого взрыва состоит в тонкой сбалансированности вспышки, заставившей разбегаться частицы, и силы притяжения, которая замедляет расширение. Если бы плотность материи во Вселенной была больше, ее гравитационного притяжения хватило бы, чтобы остановить расширение и в итоге заставить Вселенную вновь сколлапсировать. При немного меньшей плотности Вселенная расширяется бесконечно. Наблюдаемая плотность с точностью до нескольких процентов равна критической, отвечающей пограничной линии между этими двумя режимами. Это очень странно и требует объяснения.

Трудность связана с тем, что в ходе космической эволюции Вселенная удаляется от критической плотности. Если, например, мы начинаем со значения на один процент выше критического, то менее чем через минуту получим удвоенную критическую плотность, а уже через три с небольшим минуты вселенная вновь сожмется в точку. Аналогично, если начать с плотности, уступающей критической на один процент, то через год она станет в 300 000 раз ниже критической. Во вселенной с такой низкой плотностью никогда не образуются звезды и галактики; в ней не будет ничего, кроме крайне разреженного газа без каких-либо образований. Чтобы спустя 14 миллиардов лет — то есть при нынешнем возрасте Вселенной — ее плотность оставалась почти равной критической, начальное состояние должно быть выверено с хирургической точностью. Вычисления показывают, что она не должна отличаться больше чем на 1/100000000000000 долю процента.

Все это тесно соотносится с вопросом о геометрии Вселенной. Благодаря Фридману мы знаем о связи между плотностью Вселенной и ее крупномасштабной геометрией. Вселенная замкнута, если плотность выше критической, открыта — при более низкой плотности и плоская, если плотность в точности равна критической. Таким образом, вместо того чтобы спрашивать, почему плотность Вселенной так близка к критической, можно с тем же успехом задаться вопросом, почему геометрия пространства так близка к плоской. Поэтому часто говорят не о загадке тонкой настройки, а о проблеме плоской геометрии Вселенной.

Проблемы горизонта и плоской геометрии были осознаны в 1960-х годах, но почти не обсуждались, поскольку не было ровным счетом никаких идей, как за них взяться. К ним нельзя подступиться, не сталкиваясь с куда большей скрывающейся за ними загадкой: что же в действительности случилось в момент Большого взрыва? Какова была природа силы, которая вызвала космическую вспышку и заставила частицы разлетаться друг от друга? Поскольку почти за полвека на этом направлении не было достигнуто никакого прогресса, физики стали привыкать мысли, что это один из тех вопросов, которые не следует задавать, поскольку либо они лежат за пределами физики, либо физика к ним еще не готова. Так что когда Алан Гут в 1980 году совершил впечатляющий прорыв и предложил способ одним махом справиться с несколькими неподатливыми космологическими загадками, это оказалось полной неожиданностью.[31]

Гут выдвинул идею, согласно которой за раздувание Вселенной отвечает отталкивающая гравитация. Он предположил, что ранняя Вселенная содержала очень необычную материю, которая порождала мощные силы гравитационного отталкивания. Если вы когда-нибудь попробуете прочесть лекцию о подобных идеях, лучше вам припасти в кармане кусок антигравитационного вещества или по крайней мере подготовить очень хорошие аргументы в пользу его существования. К счастью для Гута, он не изобретал никаких волшебных материалов. Ведущие теории элементарных частиц уже наперебой предлагали их под названием ложного вакуума.

"А ты можешь из ничего что-нибудь сделать, дяденька?" — "Нет, дружок, из ничего не выйдет ничего".

(Шекспир, "Король Лир" (пер. Т.Л. Щепкиной-Куперник))

Вакуум — это пустое пространство. Его часто используют как синоним слова "ничто". Вот почему идея энергии вакуума показалась такой странной, когда ее впервые выдвинул Эйнштейн. Однако под влиянием достижений теории элементарных частиц за последние три десятилетия отношение физиков к вакууму коренным образом поменялось. Исследования вакуума продолжаются, и чем больше мы узнаем о нем, тем он кажется сложнее и удивительнее.

Согласно современным теориям элементарных частиц, вакуум — это физический объект; он может быть заряжен энергией и может находиться в разнообразных состояниях. В терминологии физиков эти состояния называют разными вакуумами. Типы элементарных частиц, их массы и взаимодействия определяются лежащим в основе вакуумом. Взаимосвязь между частицами и вакуумом подобна той, что существует между звуковыми волнами и материалом, по которому они распространяются. Вакуум, в котором мы живем, находится в наинизшем энергетическом состоянии, его называют "истинным вакуумом".[32]

Физики собрали массу знаний о частицах, который населяют этот тип вакуума, и силах, действующих между ними. Сильное ядерное взаимодействие, например, связывает протоны и нейтроны в атомных ядрах, электромагнитные силы удерживают электроны на их орбитах вокруг ядер, а слабое взаимодействие отвечает за поведение неуловимых легких частиц, называемых нейтрино. В соответствии со своими именами эти три взаимодействия обладают очень разной силой, причем электромагнитное взаимодействие занимает промежуточное положение между сильным и слабым.

Свойства элементарных частиц в других вакуумах могут быть совершенно иными. Неизвестно, сколько существует разных вакуумов, но физика элементарных частиц позволяет предположить, что их, вероятно, должно быть еще по крайней мере два, причем обладающих большей симметрией и меньшим разнообразием частиц и взаимодействий. Первый из них — это так называемый электрослабый вакуум, в которое электромагнитное и слабое взаимодействия имеют одинаковую силу и проявляются как составляющие одной объединенной силы. Электроны в этом вакууме имеют нулевую массу и неотличимы от нейтрино. Они движутся со скоростью света и не могут удерживаться внутри атомов. Неудивительно, что мы живем не в этом типе вакуума.

Второй — это вакуум Великого объединения, в котором сливаются все три типа взаимодействий между частицами. В этом высокосимметричном состоянии нейтрино, электроны и кварки (из которых состоят протоны и нейтроны) становятся взаимозаменимыми. Если электрослабый вакуум почти наверняка существует, то вакуум Великого объединения — гораздо более умозрительная конструкция. Теории элементарных частиц, которые предсказывают его существование, привлекательны с теоретической точки зрения, но задействуют чрезвычайно высокие энергии, а их наблюдательные подтверждения немногочисленны и в основном носят косвенный характер.

Каждый кубический сантиметр электрослабого вакуума содержит колоссальную энергию и — согласно соотношению Эйнштейна между массой и энергией — громадную массу, около десяти миллионов триллионов тонн (это примерно масса Луны). Сталкиваясь с такими огромными числами, физики переходят на сокращенную запись чисел, выражая их степенями десятки. Триллион — это единица, за которой следует 12 нулей; его записывают как 10¹². Десять миллионов триллионов — это единица с 19 нулями; то есть плотность массы электрослабого вакуума составляет 10¹⁹ тонн на кубический сантиметр. Для вакуума Великого объединения плотность массы оказывается еще больше, причем чудовищно больше — в 10⁴⁸ раз. Излишне упоминать, что этот вакуум никогда не создавался в лаборатории: на это потребовалось бы много больше энергии, чем доступно при современных технологиях.

По сравнению с этими ошеломляющими величинами энергия обычного истинного вакуума ничтожна. Долгое время считалось, что она в точности равна нулю, однако недавние наблюдения указывают на то, что вакуум может обладать небольшой положительной энергией, которая эквивалентна массе трех атомов водорода на кубический метр. Значение этого открытия прояснится в главах 9, 12 и 14.

Высокоэнергичные вакуумы называют "ложными", поскольку, в отличие от истинного вакуума, они неустойчивы. Спустя короткое время, обычно малую долю секунды, ложный вакуум распадается, превращаясь в истинный, а его избыточная энергия высвобождается в виде огненного шара из элементарных частиц. В следующих главах мы гораздо подробнее рассмотрим процесс распада вакуума.

Если вакуум обладает энергией, то, согласно Эйнштейну, он должен иметь и натяжение.[33] Но, как мы обсуждали в главе 2, натяжение создает отталкивающий гравитационный эффект. В случае вакуума отталкивание в три раза сильнее, чем гравитационное притяжение, вызванное его массой, так что в сумме получается очень сильное отталкивание. Эйнштейн использовал эту антигравитацию вакуума, чтобы уравновесить гравитационное притяжение обычной материи в своей стационарной модели мира. Он обнаружил, что баланс достигается, когда плотность массы материи в два раза превосходит вакуумную. Гут предложил другой план: вместо уравновешивания Вселенной он хотел ее раздуть. Поэтому он позволил отталкивающей гравитации ложного вакуума господствовать, не встречая сопротивления.

Что бы случилось, если бы в далеком прошлом пространство Вселенной находилось в состоянии ложного вакуума? Если плотность материи в ту эпоху была меньше, чем требуется для уравновешивания Вселенной, тогда доминировала бы отталкивающая гравитация. Это вызвало бы расширение Вселенной, даже если бы первоначально она не расширялась.

Чтобы сделать наши представления более определенными, будем считать, что Вселенная замкнута. Тогда она раздувается подобно воздушному шару на рисунке 3.1. С ростом объема Вселенной материя разрежается, и ее плотность падает. Однако плотность массы ложного вакуума является фиксированной константой; она всегда остается одинаковой. Так что очень быстро плотность материи становится пренебрежимо малой, мы остаемся с однородным расширяющимся морем ложного вакуума.

Расширение вызывается натяжением ложного вакуума, превосходящим притяжение, связанное с плотностью его массы. Поскольку ни одна из этих величин не меняется со временем, темп расширения остается с высокой точностью постоянным. Этот темп характеризуют пропорцией, в которой Вселенная расширяется за единицу времени (скажем, за одну секунду). По смыслу эта величина очень похожа на темп инфляции в экономике — процентное увеличение цен за год. В 1980 году, когда Гут вел семинар в Гарварде, уровень инфляции в США составлял 14%. Если бы это значение оставалось неизменным, цены удваивались бы каждые 5,3 года. Аналогично, постоянный темп расширения Вселенной подразумевает, что существует фиксированный интервал времени, на протяжении которого размер Вселенной увеличивается вдвое.

Рис. 5.2. Алан Гут в своем кабинете в Массачусетском технологическом институте. Гут — гордый победитель конкурса на самый захламленный кабинет, организованный в 1995 году газетой Boston Globe.

 Рост, который характеризуется постоянным временем удвоения, называют экспоненциальным. Известно, что он очень быстро приводит к гигантским числам. Если сегодня кусок пиццы стоит 1 доллар, то через 10 циклов удвоения (53 года в нашем примере) его цена составит 1024 доллара, а через 330 циклов достигнет 10¹⁰⁰ долларов. Это колоссальное число, единица, за которой следует 100 нулей, имеет специальное название — гугол. Гут предложил использовать в космологии термин инфляция для описания экспоненциального расширения Вселенной.

Время удвоения для вселенной, заполненной ложным вакуумом, невероятно короткое. И чем выше энергия вакуума, тем оно короче. В случае электрослабого вакуума вселенная расширится в гугол раз за одну тридцатую микросекунды, а в присутствии вакуума Великого объединения это случится в 10²⁶ раз быстрее. За столь короткую долю секунды область размером с атом раздуется до размеров, намного превосходящих всю наблюдаемую сегодня Вселенную.

Поскольку ложный вакуум нестабилен, он в конце концов распадается, и его энергия зажигает огненный шар из частиц. Это событие обозначает конец инфляции и начало обычной космологической эволюции. Тем самым, из крошечного исходного зародыша мы получаем громадных размеров горячую расширяющуюся Вселенную. А в качестве дополнительного бонуса в этом сценарии удивительным образом исчезают проблемы горизонта и плоской геометрии, характерные для космологии Большого взрыва.

Суть проблемы горизонта состоит в том, что расстояния между некоторыми частями наблюдаемой Вселенной таковы, что они, по-видимому, всегда были больше расстояния, пройденного светом с момента Большого взрыва. Это предполагает, что они никогда не взаимодействовали друг с другом, а тогда трудно объяснить, как они достигли почти точного равенства температур и плотностей. В стандартной теории Большого взрыва путь, пройденный светом, растет пропорционально возрасту Вселенной, тогда как расстояние между областями увеличивается медленнее, поскольку космическое расширение замедляется гравитацией. Области, которые не могут взаимодействовать сегодня, смогут влиять друг на друга в будущем, когда свет покроет наконец разделяющее их расстояние. Но в прошлом пройденное светом расстояние становится еще короче, чем надо, так что, если области не могут взаимодействовать сегодня, они тем более не были способны к этому раньше. Корень проблемы, таким образом, связан с притягивающей природой гравитации, из-за которой расширение постепенно замедляется.

Однако во вселенной с ложным вакуумом гравитация отталкивающая, и вместо того, чтобы замедлять расширение, она ускоряет его. При этом положение меняется на противоположное: области, которые могут обмениваться световыми сигналами, в будущем потеряют эту возможность. И, что более важно, те области, которые сегодня недосягаемы друг для друга, должны были взаимодействовать в прошлом. Проблема горизонта исчезает!

Проблема плоского пространства разрешается столь же легко. Оказывается, что Вселенная удаляется от критической плотности, только если ее расширение замедляется. В случае ускоренного инфляционного расширения все обстоит наоборот: Вселенная приближается к критической плотности, а значит, становится более плоской. Поскольку инфляция увеличивает Вселенную в колоссальное число раз, нам видна лишь крошечная ее часть. Эта наблюдаемая область выглядит плоской подобно нашей Земле, которая тоже кажется плоской, если смотреть на нее, находясь вблизи поверхности.

Итак, короткий период инфляции делает Вселенную большой, горячей, однородной и плоской, создавая как раз такие начальные условия, которые требуются для стандартной космологии Большого взрыва.

Теория инфляции начала покорять мир. Что же касается самого Гута, то его пребывание в статусе постдока закончилось. Он принял предложение от своей альма-матер, Массачусетского технологического института, где и продолжает работать поныне.

Это могло бы стать счастливым финалом для теории инфляции, если бы не одна серьезная неприятность: теория не работала.

Истина возникает из ошибки гораздо охотнее, чем из беспорядка.

(Фрэнсис Бэкон (1561-1626))

Каждый физик знаком с тяжелым чувством, следующим за обнаружением фатальной ошибки в красивой теории, придуманной несколько дней назад. Увы, такова судьба большинства красивых теорий. Не обошла она и теорию инфляции. Как обычно, дьявол таился в деталях. При более внимательном анализе выяснилось, что ложный вакуум распадается не так гладко, как ожидалось.

Процесс распада вакуума похож на кипение воды. Посреди ложного вакуума случайным образом появляются маленькие пузырьки вакуума истинного (рис. 6.1). Внутренние области растущих пузырьков остаются пустыми, а вся энергия, выделяющаяся при переходе ложного вакуума в истинный, сконцентрирована в расширяющихся стенках пузырьков. Когда пузырьки сталкиваются и сливаются, их стенки распадаются на элементарные частицы. Конечным результатом становится истинный вакуум, заполненный плотной горячей материей.

Рис. 6.1. Маленькие пузырьки истинного вакуума случайно возникают и расширяются. Пузырьки, которые образовались раньше, вырастают до большего размера.

Именно так происходит, если пузырьки возникают в бешеном темпе и весь процесс распада завершается меньше чем за один период удвоения. Это означает, однако, что инфляция заканчивается слишком быстро, намного раньше, чем вселенная становится однородной и плоской. Нас же интересует противоположный случай, когда темп формирования пузырьков низкий, так что вселенная может расшириться во много раз, прежде чем пузыри начнут сталкиваться. Но, как любил говорить швейцарский физик Пауль Эренфест, здесь-то лягушка и прыгает в воду.

Трудность состоит в том, что пространство между пузырьками заполнено ложным вакуумом, а значит, быстро расширяется. Пузырьки растут очень быстро, со скоростью, близкой к скорости света, но это не сравнится с экспоненциальным расширением ложного вакуума. Если пузырьки не столкнутся в течение одного периода удвоения от момента возникновения, то в дальнейшем расстояние между ними будет только расти, так что они уже никогда не столкнутся.

Выходит, инфляция может никогда не закончиться. Пузыри неограниченно растут в размерах, а в промежутках между ними все продолжают появляться новые. В результате замечательная однородность, порожденная инфляцией, полностью разрушается. Отсутствие подходящего финала для инфляционного расширения стали называть проблемой изящного выхода.

Гут осознал эту проблему спустя несколько месяцев после того, как представил свою новую теорию публике. К тому времени его статья об инфляции еще не была написана, причем по очень простой причине: Алан Гут — самый большой в мире любитель откладывать дела на потом. (Я убедился в этом лично, работая с ним в ряде исследовательских проектов.) Он, конечно, был разочарован, обнаружив в теории серьезный прокол, однако продолжал считать, что идея слишком удачна, чтобы быть ошибочной. Дописав наконец к августу 1980 года свою статью, Гут закончил ее словами: "Я публикую эту статью в надежде, что она... побудит других найти способ обойти нежелательные особенности инфляционного сценария".[34]

Чтобы разобраться в истоках проблемы, давайте подробнее обсудим ложный вакуум. Процесс его распада был изучен гарвардским физиком Сиднеем Коулманом (Sidney Coleman), который описал его в терминах так называемых скалярных полей.

Поле — это количественная характеристика, имеющая определенное значение в каждой точке пространства. Его значения могут меняться от точки к точке, а также во времени. Простым примером поля является температура. Северный полюс, мыс Кейп-Код, центр Солнца — все это точки Вселенной, имеющие определенную температуру. Другой знакомый пример — магнитное поле. В дополнение к величине оно обладает также и направлением. Мы не ощущаем магнитного поля, но его присутствие обнаруживается, если взглянуть на компас. Стрелка указывает направление поля, а его напряженность можно определить по тому, насколько сильно оно действует на стрелку, заставляя принять это направление.

Поля, подобно температуре не имеющие направления, называются скалярными. Они описываются одним числом: величиной. Скалярные поля играют важную роль в физике элементарных частиц. Согласно современным теориям, пространство Вселенной заполнено рядом скалярных полей, величины которых определяют энергию вакуума, а также массы частиц и их взаимодействия. Другими словами, эти поля задают вакуум, в котором мы живем. В настоящее время значения скалярных полей соответствуют истинному вакууму, но в прошлом они могли быть иными.

Чтобы проиллюстрировать физику распада вакуума, рассмотрим единственное скалярное поле и сконцентрируемся на том, как оно влияет на энергию вакуума. Каждый кубический сантиметр пространства содержит энергию, которая зависит от величины поля. Точный характер зависимости пока неизвестен, однако в общих чертах он напоминает холмистый ландшафт, как на рисунке 6.2, с максимумами на одних значениях и минимумами на других. Поведение скалярного поля очень похоже на поведение шарика, катящегося по поверхности с рельефом, подобным этому энергетическому ландшафту. В зависимости от начального положения шарик скатится в тот или иной энергетический минимум. Самый нижний минимум имеет почти нулевую плотность энергии; он отвечает истинному вакууму. Более высокий минимум соответствует высокоэнергичному ложному вакууму.

Рис. 6.2. Энергетический ландшафт скалярного поля с ложным и истинным вакуумом. Поле может туннелировать сквозь барьер, разделяющий два вакуума.

Допустим, мы начинаем с ложного вакуума во всех точках пространства. Это соответствует шарику, покоящемуся в верхнем минимуме. Он будет лежать там очень долго, пока что-нибудь не подтолкнет его вверх, сообщив энергию, необходимую для того, чтобы преодолеть барьер и попасть в нижний минимум. Однако, согласно квантовой теории, объект может "туннелировать" сквозь энергетический барьер. Когда вы наблюдаете такое событие, то видите, как шарик исчезает и мгновенно материализуется по другую сторону барьера.

Квантовое туннелирование — вероятностный процесс. Нельзя точно предсказать, когда оно произойдет, но можно вычислить вероятность, с которой оно случится в заданный отрезок времени. Для макроскопических объектов вроде шарика вероятность туннелирования чрезвычайно мала. Если, к примеру, вы хотите, чтобы банка колы туннелировала к вам из торгового автомата, время ожидания намного превысит современный возраст Вселенной. Однако в микроскопическом мире элементарных частиц квантовое туннелирование распространено гораздо шире. Я уже упоминал в главе 4, что Георгий Гамов использовал туннельный эффект для объяснения распада радиоактивных атомных ядер. В случае ложного вакуума вероятность того, что большая область пространства туннелирует в состояние истинного вакуума, совершенно ничтожна. Туннелирование происходит в крошечных, микроскопических областях, приводя к появлению маленьких участков истинного вакуума. Это и есть процесс образования пузырьков, который обсуждался в предыдущей главе. Вероятность туннелирования может быть выше или ниже в зависимости от формы энергетической функции. (Она выше для низких и узких энергетических барьеров.)

Несмотря на сходство между туннелированием шарика и скалярного поля, между ними есть важное различие. Мяч туннелирует между двумя разными точками в пространстве, тогда как скалярное поле — между различными значениями поля в одном и том же месте.

Из нашего анализа следует, что, если между двумя вакуумами имеется энергетический барьер, распад вакуума может происходить только через квантовое туннелирование. Его результатом становятся случайным образом разбросанные пузырьки, которые никогда не сливаются, так что процесс распада никогда не завершается. Но что случится, если мы удалим барьер?

Молодой российский космолог Андрей Линде был первым, кто рассмотрел необщепринятые модели скалярного поля без барьера между истинным и ложным вакуумами.

Как и прежде, предположим, что все начинается с маленькой замкнутой вселенной и скалярного поля в состоянии ложного вакуума. Если барьера нет, шарик, представляющий попе, просто скатывается вниз в сторону истинного вакуума (рис. 6.3). Нет никаких пузырьков, а поле, катясь вниз, остается однородным во всем пространстве. Достигнув нижней точки, оно начинает колебаться вверх и вниз. Энергия этих колебаний быстро рассеивается, порождая огненный шар частиц, а поле успокаивается на минимальной энергии. 

Рис. 6.3. Энергетический ландшафт без барьера. Скалярное поле быстро скатывается к истинному вакууму.

Трудность, однако, состоит в том, что в отсутствие барьера поле будет скатываться вниз очень быстро, и инфляция прекратится слишком рано. Понимая эту опасность, Линде сделал принципиальный шаг: он предположил, что график энергетической функции напоминает по форме холм с очень пологим склоном, как на рисунке 6.4. Плоский участок наверху холма играет роль ложного вакуума. Если поместить шарик где-то на этом участке, он начнет катиться крайне медленно. При этом он будет оставаться практически на одной и той же высоте, поскольку склон очень пологий. Теперь вспомните, что высота на рисунке соответствует плотности энергии скалярного поля, а ее постоянство — все, что требуется для поддержания неизменного темпа инфляции.

Рис. 6.4. Энергетический ландшафт "сплющенного холма". Пока скалярное поле медленно скатывается вниз, инфляция продолжается.

Ключевая идея Линде состояла в том, что вблизи вершины холма скалярное поле катится очень медленно, и потому пройдет много времени, прежде чем оно пересечет эту область. Между тем вселенная продолжает расширяться, колоссальным образом вырастая в размерах. Попав на крутую часть энергетического склона, поле начинает катиться быстрее, а достигнув наконец минимума, осциллирует и расходует свою энергию на порождение горячей смеси частиц. В этот момент мы получаем горячую расширяющуюся вселенную, которая к тому же является однородной и почти плоской. Проблема изящного выхода решена!

Все, что нужно, — это скалярное поле, энергетическая функция которого имеет функцию приплюснутого холма, как на рисунке 6.4. Вы может спросить: а как скалярное поле в самом начале оказалось на вершине холма? Хороший вопрос. Однако отложим его до главы 17.

Статья Линде появилась в феврале 1982 года, и ту же по сути идею независимо опубликовали американские физики Андреас Олбрехт (Andreas Albrecht) и Пол Стейнхардт (Paul Steinhardt). Теория инфляции была спасена.

Рис. 6.5. Андрей Линде (слева) со Славой Мухановым (из Максимилиановского университета в Мюнхене).

Другой важный вопрос — действительно ли подобное скалярное поле существует в природе. К сожалению, этого мы не знаем. Нет никаких прямых свидетельств его существования. Скалярные поля, появляющиеся в простейших теориях электрослабого взаимодействия и Великого объединения, обладают энергетическими функциями, слишком крутыми для инфляционной теории. Однако существует класс так называемых супер-симметричных теорий, включающих множество скалярных полей с плоской энергетической функцией. Теория суперструн, которая на сегодня является основным кандидатом на роль самой фундаментальной теории природы, принадлежит как раз к этому классу. (Мы еще поговорим о суперструнах в главе 15.) 

Следующий акт драмы развернулся в средневековом университетском Кембридже. Летом 1982 года сюда по приглашению Стивена Хокинга съехались около тридцати космологов со всего мира. Они собрались на трехнедельный симпозиум по очень ранней Вселенной, который проводился на средства Фонда Наффилда. Я был очень рад оказаться в числе его участников: Хокинг попросил меня сделать доклад о моих последних работах по космическим струнам.

Я сразу влюбился в Кембридж. Поднимаясь рано утром, я прогуливался по территории колледжа. Готические часовни, колокольни, аскетичные обнесенные стенами дворики с идеально прямоугольными газонами и яркими пятнами цветов — все это были остатки другого, более расположенного к созерцанию века. К девяти часам я возвращался в наше время, ожидая в конференц-зале начала выступлений. К счастью, в день было только по два доклада — один утром, другой после обеда, — так что оставалась масса времени для неформальных дискуссий. Британская кухня едва ли могла послужить гвоздем программы, но вот местное пиво — это другое дело, так что я провел немало вечеров, разговаривая о физике и других предметах за пинтой лагера.

Программа встречи была специально сориентирована на последние достижения космологии, и теория инфляции закономерно оказалась в центре всеобщего внимания. Проблема изящного выхода была уже снята с повестки дня, но оставались и другие серьезные вопросы.

Инфляция и вправду делает вселенную плоской и однородной, но, возможно, она слишком хорошо справляется со своей работой. В идеально однородной вселенной никогда не возникло бы ни галактик, ни звезд. Как уже обсуждалось в главе 4, галактики развиваются из небольших вариаций плотности. Происхождение этих первичных неоднородностей, или возмущений плотности, стало центральным вопросом симпозиума.

Незадолго до его начала Хокинг написал статью, в которой высказал очень интересную идею. Согласно квантовой теории, эволюция всех физических систем не полностью детерминирована, а подвержена непредсказуемым квантовым подергиваниям. Так что, скатываясь вниз, скалярное поле испытывает случайные толчки то вперед, то назад. Направления этих толчков неодинаковы в разных областях Вселенной, и в результате в разных местах скалярное поле не в точности одновременно достигает подножия холма. В областях, где инфляция длилась чуть дольше, плотность вещества оказывалась немного выше.[35] Идея Хокинга состояла в том, что возникающие в результате этого небольшие неоднородности приведут к образованию галактик и их скоплений. Его правота в этом вопросе означала бы, что квантовые эффекты, обычно имеющие значение только на крошечных субатомных масштабах, оказались бы причиной существования самых крупных образований во Вселенной!

Естественно, Гут был очень взволнован такой возможностью. Ведь она не только разрешала трудности теории, но и открывала заманчивую перспективу проверить инфляцию наблюдениями. Возмущения плотности можно наблюдать посредством космических микроволн, а затем сравнивать с предсказаниями теории. Это было чрезвычайно важно!

Расчет плотности образующихся в ходе инфляции неоднородностей — технически очень сложная задача. Статья Хокинга содержала очень мало подробностей, и ее идеи было трудно развивать. Так что Гут объединил усилия с физиком корейского происхождения Со-Янгом Пи (So-Young Pi) чтобы рассчитать возмущения, используя метод, понятный им обоим. К моменту, когда Гут отправился на симпозиум, работа была еще не вполне закончена, и он завершил вычисления в первые дни пребывания в Кембридже. К его удивлению, полученный результат сильно отличался от хокинговского. Оба они нашли, что возмущения зависят от формы энергетического ландшафта скалярного поля, но эта зависимость получалась разной, и результат Гута давал значительно большую величину возмущений.

Хокинг настаивал на своем результате. Когда Гут рассказывал мне об их беседе за ланчем, он выглядел озадаченным. Он не был уверен в правильности своего ответа и сказал, что собирается проверить несколько моментов в расчетах.

Дополнительную неразбериху вносило то, что была еще третья группа, работавшая над той же проблемой. Пол Стейнхардт занимался расчетом неоднородностей в сотрудничестве с двумя другими американскими космологами — Джимом Бардиным (Jim Bardeen) и Майклом Тернером (Michael Turner). Они тоже были не согласны с Хокингом, но их ответ был значительно меньше! Наконец, на симпозиуме присутствовал еще и российский физик Алексей Старобинский, также приглашенный выступить по вопросу о возмущениях плотности, однако он пока отмалчивался, и никто не знал, какие он представит результаты.

Старобинский не был новичком в космологии. Среди прочего он был известен тем, что придумал вариант инфляции примерно на год раньше Гута. Правда, сделано это было по ошибке. Он полагал, что его модель позволит избавиться от начальной сингулярности, что на самом деле было в ней невозможно. Однако он не распознал, что она может решить проблемы горизонта и плоской геометрии. Без этой ключевой идеи на модель в то время не обратили большого внимания, но теперь она рассматривалась как реальная альтернатива моделям со скалярным полем Линде, Олбрехта и Стейнхардта.[36]

По расписанию Старобинский выступал первым. Стиль его доклада был типичен для русской физической школы и восходил к одному из ее создателей, нобелевскому лауреату Льву Ландау. На знаменитых еженедельных семинарах Ландау предполагалось, что докладчик — идиот, и ему давался лишь крошечный шанс объяснить другим свою позицию в самом начале выступления. Поэтому семинары проводились главным образом "для Ландау" — именно его необходимо было убедить в том, что докладчик знает, о чем говорит. При этом никого особо не беспокоило то обстоятельство, что сказанное оставалось непонятным большинству других собравшихся. Добавьте к этому русский акцент и сильное заикание, и вас уже не удивит, что понять доклад Старобинского было непросто. И все же к моменту его завершения одна вещь была ясна: он пришел к выводу, что неоднородности окажутся крупными, как и в расчетах Гута.

На следующий день пришла очередь выступать Хокингу. Легендарный физик страдает болезнью Лу Герига[37] и с начала 1970-х годов прикован к инвалидному креслу. Сегодня он общается при помощи голосового синтезатора, выбирая слова одно за другим в меню на компьютерном экране. Когда проводился симпозиум, он еще мог говорить, хотя и с трудом. Лекция Хокинга воспроизводила аргументацию в его статье, но в конце был припасен сюрприз. Последний шаг вычислений теперь был изменен, и результат согласовывался с тем, что получили Гут и Старобинский! После разговора с Гутом и доклада Старобинского Хокинг, должно быть, нашел ошибку в своих выкладках, хотя никогда не упоминал, что исправил ошибку в своей статье или что его новый результат был получен с учетом работ Старобинского и Гута.

Большинство дискуссий Наффилдовского симпозиума вертелось вокруг вопроса об инфляции, и хотя новая теория будоражила умы, ее было заведомо многовато. Доклады по другим темам, касающимся ранней Вселенной, дарили долгожданное облегчение — это ощущение я постарался выразить на первом слайде своего доклада, посвященного космическим струнам (рис. 6.6). Струны — это линейно протяженные остатки горячей высокоэнергичной эпохи ранней Вселенной. Они представляют собой тонкие трубки ложного вакуума, существование которых предсказывается некоторыми моделями в физике элементарных частиц. В моем докладе обсуждались образование струн и их возможные астрофизические проявления. Доклад был хорошо принят, и теперь я мог сесть, расслабиться и спокойно наблюдать последние рывки в гонке за определением формы возмущений плотности.

Рис. 6.6. Передозировка инфляции — открывающий слайд моего доклада.

Стейнхардт с друзьями все еще продолжали стоять на своем. Беспокоясь о некоторых слабых местах в своих вычислениях, они продолжали интенсивно работать, чтобы их прояснить. Однако ответ, который они получали, по-прежнему оставался меньше исходного хокинговского результата. 

Выступление Гута было запланировано на третью неделю симпозиума. Он волновался, как бы Стейнхардт с компанией не поймали его врасплох, и потому при любой возможности скрывался у себя в номере, чтобы перепроверить различные моменты своих выкладок. Позже даже оказалось, что, готовясь к своему выступлению, он пропустил состоявшийся на симпозиуме банкет.

Но, несмотря на растущее напряжение, битва так и не состоялась. За несколько дней до своего доклада Стейнхардт и его сотрудники признали поражение. Они нашли ошибки в использованных аппроксимациях, и после исправления их результаты стали согласовываться с тем, к чему пришли другие участники соревнования. Доклад Гута прошел очень гладко: он повторил свои ранее полученные результаты. Таким образом, к концу симпозиума все четыре команды-участницы пришли к полному консенсусу.

Однако последний сюрприз этой удивительной гонки стал известен уже после завершения симпозиума. К своему полному смятению, бывшие участники состязаний обнаружили, что проблема возмущений плотности, вызванных квантовыми флуктуациями, над распутыванием которой они так тяжело трудились, уже была решена за целый год до того, как они скрестили свои мечи в Кембридже. Решение опубликовали двое российских ученых — Слава Муханов[38] и Геннадий Чибисов — из Физического института им. Лебедева в Москве.[39] Они рассчитали возмущения для инфляции по версии Старобинского, но выкладки были по сути такие же, как и в модели скалярного поля. Читая русские физические журналы, частенько можно откопать что-то интересное!

Конечным итогом вычислений стала формула для амплитуды возмущений плотности, порожденных квантовой дрожью скалярного поля в процессе скатывания вниз в ходе инфляции. Эта амплитуда зависит от формы энергетического ландшафта, а также от размеров области, в которой случается возмущение. Космические структуры охватывают большой диапазон линейных масштабов. Характерные размеры звезд много меньше, чем галактик, которые, в свою очередь, меньше скоплений галактик. Амплитуда возмущений на этих колоссально различающихся масштабах могла бы оказаться совсем разной. Однако полученная формула говорит, что все возмущения почти в точности одинаковы. Между наименьшими и наибольшими космическими структурами различия в амплитуде составляют не более 30%.

Это свойство масштабной независимости инфляционных возмущений нетрудно понять. Квантовые флуктуации первоначально воздействуют на скалярное поле в крошечной области пространства, но затем возникшее возмущение растягивается до значительно больших размеров экспоненциальным расширением Вселенной. Возмущения, появившиеся раньше, подвергаются растяжению дольше и охватывают большего размера области. Но их амплитуда задается исходными квантовыми флуктуациями, которые почти одинаковы на всех представляющих интерес масштабах.[40]

Масштабную независимость возмущений плотности можно использовать для предсказания вариаций по небу интенсивности космического микроволнового фона и в конечном счете — для проверки идеи инфляции. Тем самым, спекулятивная гипотеза о ранних моментах Вселенной превращается в проверяемую физическую теорию. Однако потребовалось еще десятилетие, прежде чем космологическая инфляция была подвергнута этой проверке. 

На то, чтобы новая теория стала общепризнанной, обычно требуются годы, если не десятилетия. Физики могут восхищаться красотой идеи, но признают ее лишь тогда, когда предсказания теории подтверждаются экспериментами или астрономическими наблюдениями. Это вдвойне верно в отношении космологии, где наблюдателям всегда было тяжело угнаться за воображением теоретиков, и теория Большого взрыва иллюстрирует это не хуже других. Статьи Александра Фридмана при жизни оставались незамеченными, а работа Георгия Гамова едва ли не игнорировалась на протяжении более чем десятилетия. Какой контраст со встречей, оказанной теории инфляции!

Почти 40 работ по новой теории было опубликовано в течение года после выхода первой статьи Гута. Еще через год их число выросло до 200 и оставалось на уровне около 200 статей в год в течение всего следующего десятилетия. Казалось, будто люди бросили все, чем они занимались, и принялись работать над инфляционной теорией.

С чем связан такой молниеносный успех? Отчасти его можно объяснить социологическими причинами. Физики, занимающиеся элементарными частицами, только что завершили разработку теорий сильного и электрослабого взаимодействий. И эта небольшая армия неожиданно обнаружила, что ей нечем заняться. Все новые идеи в физике частиц были связаны с чрезвычайно высокими энергиями. Не было никакой надежды проверить эти теории на существующих ускорителях, и прогресс застопорился. Единственным ускорителем, который мог разогнать частицы до требуемых энергий, оказался Большой взрыв, и физики элементарных частиц все чаще присматривались к космологии как к испытательному полигону для новых идей. В начале 1980-х годов начался массовый переход из физики элементарных частиц в космологию. Переведшие были новичками в этой сфере и искали интересные задачи для применения своих сил.

Именно на этом фоне Гут предложил свою идею инфляции и дал физикам в точности то, что они искали. Особенно помогла незавершенность его теории. Когда вы полностью решаете важную проблему, работа может вызывать восхищение, но индустрию на ней не построишь. Инфляция, напротив, была лишь наброском теории с многочисленными пробелами, которые предстояло заполнить. Она предлагала множество задач для работы и самим ученым, и их аспирантам.

Однако помимо социологии продолжительная популярность инфляции связана с привлекательностью и силой самой этой идеи. В каком-то смысле инфляция похожа на дарвиновскую теорию эволюции. Обе теории предлагали объяснение того, что прежде считалось необъяснимым. Сфера научного исследования, тем самым, значительно расширялась. В обоих случаях объяснение было чрезвычайно привлекательным, а убедительных альтернатив никто не предложил.

Другая параллель с Дарвином состоит в том, что в то время, когда Гут предложил идею инфляции, она уже носилась в воздухе.[41] Главное достижение Гута состояло в ясном понимании того, чем хороша инфляция, и, тем самым, в создании мотивации для решения проблемы изящного выхода и других трудностей инфляционного сценария.

До сих пор мы предполагали, что начальной точкой инфляции была маленькая замкнутая Вселенная со скалярным полем в состоянии ложного вакуума на вершине энергетического холма. Но эти предположения не являются обязательными. Вместо этого мы можем начать с небольшого кусочка ложного вакуума в бесконечной вселенной. Такое начало тоже приводит к инфляции, но несколько неожиданным способом.

Вспомните, ложный вакуум имеет огромное натяжение, которое вызывает его отталкивающую гравитацию. Если он заполняет все пространство, то натяжение повсюду одинаково и нет никаких физических проявлений, кроме гравитационных. Но если он окружен истинным вакуумом, натяжение внутри не уравновешивается никакой внешней силой и заставляет кусочек ложного вакуума сжиматься. Можно подумать, что натяжению противостоит отталкивающая гравитация, но на самом деле это не так.

Анализ, основанный на общей теории относительности Эйнштейна, показывает, что гравитационное отталкивание является чисто внутренним. Так что, если вы принесете кусочек ложного вакуума, чтобы продемонстрировать на лекции, предметы не будут отталкиваться от него, как на рисунке 1.1. Вместо этого они станут притягиваться. Снаружи от ложного вакуума сила гравитации проявляется как обычное тяготение. Результат зависит от размеров кусочка.

Если он меньше некоторой критической величины, побеждает натяжение, и кусочек съеживается, как растянутая резинка. Затем, после нескольких колебаний, он распадается на элементарные частицы. Если размер больше критического, побеждает отталкивающая гравитация, и тогда ложный вакуум начинает раздуваться. В ходе этого процесса он искривляет пространство наподобие воздушного шарика. Этот эффект проиллюстрирован на рисунке 6.7 для случая сферической области ложного вакуума. Показано только два пространственных измерения, так что сферическая граница области представлена окружностью. Натяжение влечет границу внутрь, к центру сферы, и это приводит к уменьшению объема ложного вакуума. Но это сокращение совершенно ничтожно по сравнению с экспоненциальным расширением внутренней части.

Рис. 6.7. Раздувающийся шар ложного вакуума (темный), соединенный с внешним пространством "кротовой норой" и видимый извне как черная дыра.

Расширяющийся шар соединен с внешним пространством узкой "кротовой норой". Снаружи она видна как черная дыра, и внешний наблюдатель никогда не сможет подтвердить или опровергнуть, что внутри этой черной дыры скрывается огромная раздувающаяся вселенная. Аналогично, наблюдатель, который появится внутри раздувающейся вселенной-пузыря, увидит только крошечную часть всего пространства и никогда не узнает, что его вселенная имеет границу, за которой имеется другая большая вселенная.

Поскольку судьба сферы из ложного вакуума так радикально зависит от того, превышает ли ее радиус критическое значение, важно знать, чему же оно равно. Ответ зависит от плотности энергии вакуума: чем больше плотность энергии, тем меньше критический радиус. Для электрослабого вакуума он составляет около 1 миллиметра, а для вакуума Великого объединения — в 10 триллионов раз меньше. Это все, что нужно для создания Вселенной! Воистину, совершенно бесплатный обед. Ну, или почти бесплатный...

Примечания:

1

А.Х. Гут, Инфляционная Вселенная, Addison-Wesley, Reading, 1997, p. 2

2

J. Williams, R. Abrashkin, Danny Dunn and Anti-gravity Paint ("Дэнни Данн и антигравитационная краска"), McGraw Hill, New York, 1957.  

3

K примеру, время можно измерять в годах, а расстояние — в световых годах. (Световой год — это расстояние, проходимое светом за год.) Тогда скорость света c = 1.

4

Письмо Эйнштейна Эренфесту. Цит. По A. Pais. Subtle is the Lord (Oxford University Press, Oxford, 1982).

5

Письмо Эйнштейна Зоммерфельду, 8 февраля 1916 г.

6

Фактически Эйнштейн не дал никакого физического объяснения новому члену. Его современная интерпретация как энергии вакуума и давления была предложена позднее бельгийским физиком Жоржем Леметром.

7

Позднее стало понятно, что эйнштейновская статическая космологическая модель неприемлема даже чисто теоретически, поскольку равновесие притягивающей и отталкивающей гравитации в этой модели является неустойчивым. Если по какой-то причине размеры вселенной Эйнштейна немного увеличатся, плотность вещества уменьшится (поскольку вырастут расстояния между галактиками), тогда как плотность энергии вакуума останется неизменной, будучи зафиксированной космологической постоянной. Следовательно, отталкивающая гравитация вакуума станет теперь сильнее притягивающей гравитации вещества и заставит вселенную расширяться. Это приведет к дальнейшему увеличению объема и еще большей разбалансировке притягивающих и отталкивающих сил. Вселенная, таким образом, войдет в режим ускоряющегося расширения. Аналогично, если размеры статической вселенной немного уменьшатся, притягивающая гравитация вещества победит отталкивание вакуума, и вселенная сколлапсирует в точку. Согласно квантовой теории, небольшие флуктуации размеров вселенной неизбежны, и поэтому вселенная Эйнштейна не может оставаться в равновесии бесконечно долго.

8

Цит. по: Э.А. Тропп, В.Я. Френкель, А.Д. Чернин, "Александр Александрович Фридман", М., "Наука", 1988, с. 133.

9

Фридман не рассматривал случай плоской вселенной. Он был изучен Эйнштейном и де Ситтером в 1932 году.

10

Простая связь между геометрией и судьбой Вселенной сохраняется, только если считать нулевой плотность энергии вакуума (космологическую постоянную). Подробнее об этом в главе 18.

11

Достойным внимания исключением была реакция Эйнштейна на работу Фридмана. Сначала Эйнштейн думал, что Фридман ошибся, и написал короткую заметку в журнал о том, что он считал ошибкой. Однако менее чем через год, после беседы с другом Фридмана Юрием Крутковым, он отказался от своих возражений. Крутков сообщил домой, что он победил в споре с Эйнштейном и что "честь Петрограда спасена!" Но хотя Эйнштейн и согласился с математическими выкладками Фридмана, он по-прежнему верил, что Вселенная статична, а работа Фридмана представляет лишь чисто формальный интерес. В своей второй заметке в журнале он писал, что "убедился в том, что результаты г-на Фридмана корректны и ясны". В первоначальном черновике он добавил, что эти результаты вряд ли могут иметь какое-то значение для физики, но потом зачеркнул данную фразу, видимо, поняв, что она основана в большей мере на его философских предубеждениях, чем на каких-то известных фактах.

12

Модель расширяющейся Вселенной была переоткрыта в 1927 году Жоржем Леметром. Как и работа Фридмана, статья Леметра оставалась совершенно неизвестной вплоть до открытия Хаббла.

13

Источник энергии звезд не был известен во времена Гельмгольца, но теперь мы знаем, что они сжигают ядерное топливо, превращая водород в гелий, а затем и в более тяжелые ядра. Это необратимый процесс, сопровождаемый повышением энтропии, и в конце концов звезды исчерпывают свое ядерное топливо. Некоторые звезды выключают свои ядерные двигатели без большой помпы и потом постепенно остывают, другие взрываются, распыляя газ по межзвездному пространству и оставляя после себя компактный остаток (нейтронную звезду или черную дыру). Выброшенный газ может повторно послужить для формирования нового поколения звезд, но раньше или позже поступления газа иссякнут, поскольку все большая его часть будет заканчивать свой путь в компактных звездных остатках. Спустя триллион лет галактики, вероятно, значительно потускнеют. Процесс постепенного угасания огней может порядком затянуться, но одно ясно: Вселенная, какой мы ее знаем, не может существовать вечно.

14

Больцман установил связь между энтропией и беспорядком, прояснив тем самым смысл второго начала термодинамики.

15

Идея больцмановских флуктуации — это, возможно, первый пример того, что позже стали называть антропной аргументацией (см. главу 13).

16

Первое убедительное свидетельство галактической эволюции было представлено в 1950-х годах кембриджским астрономом Мартином Райлом (Martin Ryle). Он обнаружил, что несколько миллиардов лет назад мощное радиоизлучение встречалось у галактик гораздо чаще, чем ныне.

17

Артур Конан Дойл, "Знак четырех", пер. М. Литвиновой.

18

Цит. по статье Р.Г. Стьюера (R.H. Stuewer) в сб. "Калейдоскоп науки" (The Kaleidoscope of Science, ed. By E. Ullmann-Margalit, Reidel, Dordrecht, 1986, p. 147).

19

Описание жизни Гамова в этой главе основано по большей части на его неоконченной автобиографии "Моя мировая линия" (My World Line, Viking Press, New York, 1970).

20

В шкале Кельвина, часто применяемой физиками, температуры измеряются в единицах стоградусной шкалы начиная от абсолютного нуля (-273 градуса Цельсия). Для очень высоких температур, о которых здесь идет речь, разница между шкалами Цельсия и Кельвина несущественна.

21

Атомы состоят из маленьких положительно заряженных ядер и отрицательно заряженных электронов, "обращающихся" вокруг них. (Я помещаю слово "обращающихся" в кавычки, поскольку в атомах существенна квантовая неопределенность, так что вместо картины электронов, упорядоченно движущихся вдоль своих орбит, подобно планетам вокруг Солнца, более точным было бы рисовать их "размазанными" вокруг этих орбит.) Ядра состоят из двух типов субатомных частиц: протонов, несущих положительный электрический заряд, и нейтронов, которые электрически нейтральны. Химические свойства атома определяются исключительно числом электронов (которое равно числу протонов, так что атомы электрически нейтральны).

22

Происхождение этого дисбаланса между веществом и антивеществом — один из активно исследуемых вопросов в современной космологии. Ее обсуждение см. в книге А.Н. Guth, The Inflationary Universe (Addison-Wesley, Reading, 1997).

23

Присутствуют также очень легкие слабо взаимодействующие частицы — нейтрино. Я их здесь не рассматриваю, поскольку они не важны для нашей истории.

24

Важное исключение составляют радиоактивные элементы, подобные урану, которые самопроизвольно распадаются на более легкие. Атом урана превращается в свинец в среднем за 4,5 миллиарда лет, из-за чего количество урана постепенно уменьшается. В действительности наши лучшие оценки возраста Земли получены путем измерения относительных количеств урана и свинца.

25

Более подробное обсуждение горячего огненного шара и образования элементов можно найти в классическом бестселлере Стивена Вайнберга "Первые три минуты" (РХД, 2000) (Steven Weinberg, The First Three Minutes, Bantam, New York, 1977).

26

M.J. Rees, Before the Beginning ("До начала"), Addison-Wesley, Reading, 1997, p. 17).

27

Steven Weinberg, The First Three Minutes, Bantam, New York, 1977, c. 123.

28

Световой год — это расстояние, проходимое светом за год. Оно составляет около 10 триллионов километров.

29

Мы говорим, что электромагнитная волна рассеивается, когда она поглощается и переизлучается заряженной частицей. Поэтому поверхность последнего рассеяния можно также описать как поверхность, с которой было испущено космическое излучение.

30

Зонд WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe — зонд им. Уилкинсона для изучения анизотропии микроволнового фона).

31

Все подробности пути Алана Гута к открытию инфляции описаны в его блестящей книге "Инфляционная Вселенная: в поисках новой теории происхождения космоса" (The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins, Addison-Wesley, Reading, 1997).

32

Вполне возможно, что наш вакуум не является самым низкоэнергетическим. Теория струн, которая на сегодня является основным кандидатом на роль самой фундаментальной физической теории, предполагает существование вакуумов с отрицательной энергией. Если они действительно существуют, то наш вакуум спонтанно распадется с катастрофическими последствиями для всех содержащихся в нем материальных объектов. Мы обсудим теорию струн в главе 15, а возможность распада вакуума — в главе 18. А пока будем предполагать, что обитаем в истинном вакууме.

33

Этот вывод легко понять из простых энергетических соображений. Сила всегда действует на физический объект в направлении уменьшения его энергии. (Точнее, потенциальной энергии, которая представляет собой составляющую энергии, не связанную с движением.) Например, сила гравитации тянет объекты вниз, в направлении убывания их энергии. (Гравитационная энергия растет с высотой над землей.) Для ложного вакуума энергия пропорциональна объему, который он занимает, и может быть уменьшена только сокращением объема. Поэтому должна существовать сила, вызывающая сжатие вакуума. Эта сила и есть натяжение.

34

A. Guth, "The inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems" ("Инфляционная Вселенная: возможное решение проблемы горизонта и плоской геометрии"), Physical Review, vol. D23, p. 347 (1981).

35

По окончании инфляции плотность вещества постоянно снижается вместе с расширением Вселенной, а значит, области пространства, которые поторопились закончить инфляцию, будут уже немного разреженными к тому времени, когда другие, более медлительные регионы наконец завершат инфляционное расширение.

36

Модель Старобинского основывается на модифицированных уравнениях гравитации Эйнштейна. Данная модификация становится существенной только при очень высокой кривизне пространства-времени. Величина этой кривизны играет в данной теории роль скалярного поля.

37

Официальное название заболевания — боковой амиотрофический склероз.

38

Муханов ныне работает в Максимилиановском университете в Мюнхене; см. рис. 6.5.

39

В истинно русском стиле Муханов и Чибисов написали свою статью "для Ландау", приведя в ней свой результат и минимум пояснений о том, как он был получен. Некоторые участники Наффилдовского симпозиума считают, что в этих выкладках могли быть пропущены важные шаги, и поэтому получение данного результата нельзя полностью отнести на счет Муханова и Чибисова. Я не буду пытаться разрешить здесь этот вопрос.

40

По мере того как скалярное поле медленно скатывается вниз по энергетическому склону, флуктуации становятся слабее, а вызываемые ими возмущения — меньше. Однако скатывание происходит так медленно, что положение не успевает значительно измениться за то время, пока генерируются возмущения для всех доступных астрофизике масштабов.

41

Эраст Глинер, Старобинский и Линде в СССР, Кацухико Сато (Katsuhiko Sato) в Японии и Роберт Брут (Robert Brout), Франсуа Энглер (Francois Englert) и Эдгар Гунзиг (Edgard Gunzig) в Бельгии — все они рассматривали возможность периода экспоненциального расширения в ранней Вселенной. Сато был также в курсе проблемы изящного выхода.