Методические материалы, статьи

Нечаянное открытие века

Вселенная во младенчестве

В прошлое нельзя ступить, но его можно — иногда — сфотографировать. История Арно Пензиаса и Роберта Вильсона доказывает это с полной убедительностью. Они сфотографировали нашу Вселенную в ее младенчестве, когда ей было всего 300 тысяч лет отроду, получили за эту фотографию Нобелевскую премию по физике 1978 года и тем самым вызвали к жизни целый ряд последующих важных событий вплоть до появления этого рассказа.

Все началось в 1964 году, когда двое вышеупомянутых радиоастронома были приняты на работу в фирму «Лаборатории Белл» для обслуживания новой радиоантенны, предназначенной для слежения за американским спутником «Эхо». Спутник передавал на сантиметровых волнах, и антенна была самым чувствительным по тем временам детектором волн в этом диапазоне. А размещалась она на пригорке Холмдел, в штате Нью-Джерси, около Нью-Йорка.

Три астронома. Миниатюра так называемой «Псалтири Бланки Кастильской»

Наблюдение за спутником занимало немного времени, и молодые ученые испросили согласия начальства в свободное время заняться исследованиями по специальности. Существование космических источников радиоволн было открыто совсем недавно, и их изучение привлекало многих. Вильсон, например, давно рвался исследовать радиоизлучение газового ореола, окружавшего, по его убеждению, наш Млечный Путь.

Предварительно, однако, следовало исключить возможные помехи, а для этого проверить антенну на такой длине волны, которая заведомо не излучается никакими источниками. Пензиас и Вильсон выбрали для проверки «пустую» длину волны 7,35 сантиметра, направили свой раструб в небо и мгновенно поняли, что антенна не в порядке, потому что она регистрировала посторонний сигнал. У него была очень низкая температура, но самое странное состояло в том, что его величина не менялась даже при систематическом обшаривании всего небосвода. Сигнал, идущий от любого космического источника, Солнца или Млечного Пути, не мог покрывать собою все небо равномерно. Дело выглядело так, будто он приходил от Вселенной в целом.

Попытки Пензиаса и Вильсона устранить загадочную помеху растянулись почти на год. За это время неведомо для них произошло несколько событий. Физик Джим Пиблз, ученик выдающегося экспериментатора Дикке, прочел некую лекцию в соседнем Принстонском университете. Эту лекцию услышал радиоастроном из Вашингтона Тернер и рассказал о ней своему коллеге Бурке. А этот Бурке по случаю оказался приятелем Пензиаса. В результате этой цепочки случайностей Бурке, услышав от Пензиаса в телефонном разговоре о настырной помехе, посоветовал ему обратиться за советом к Дикке в Принстон, благо это рядом. Пензиас знал Дикке и его группу, знал даже, что они затеяли какой-то радиоастрономический проект, но какой именно, не имел понятия. И хорошо, что не имел, иначе не получил бы Нобелевскую премию.

Чтобы объяснить эту туманную фразу, нам придется теперь вернуться далеко назад, к самому началу современной науки о космосе. Основы этой науки заложил Эйнштейн, создавший в 1916 свою теорию тяготения. Когда он записал уравнения для равномерно заполненной звездами Вселенной, то получил решение, в котором кривизна пространства была такой, что оно «замыкалось» само на себя. Размеры такой «замкнутой» Вселенной были конечны, хотя границ у нее не было. В модели была, однако, одна трудность: притяжение звезд друг к другу должно было бы стянуть такую замкнутую Вселенную в точку. Поэтому Эйнштейну пришлось дополнить свои уравнения неким придуманным полем, которое призвано было породить своего рода «антигравитационную» силу, способную уравновесить гравитацию и удержать Вселенную от сжатия.

Поскольку в пределах Земли или даже Солнечной системы действие этой гипотетической силы не обнаруживалось, следовало думать, что если она и существует, то на малых расстояниях ничтожно мала и значительна лишь на очень больших дистанциях (почему и способна компенсировать гравитацию в масштабах Вселенной в целом). Это означало, что, в отличие от гравитации, антигравитационная сила должна быть прямо пропорциональна расстоянию, но коэффициент пропорциональности (так называемая космологическая постоянная), видимо, очень мал. После введения этой силы модель Эйнштейна стала соответствовать «астрономической реальности» того времени: она была не только статичной, но и способной существовать в таком состоянии вечно. «И он посмотрел на получившиеся формулы, и увидел он, что это хорошо…» Действительно, модель Эйнштейна устраняла два давних докучных вопроса: «Что было до начала Вселенной?» (ничего, потому что у этой модели нет начала) и «Что лежит за границами Вселенной?» (ничего, потому что у нее нет границ).

Эйнштейн считал, что его модель в силу ее «соответствия реальности» — единственное возможное решение уравнений теории тяготения, и поэтому был весьма обескуражен, когда российский математик Александр Фридман в серии статей, опубликованных в 1922 — 1924 годах, показал, что эти уравнения допускают целый спектр решений, только не статичных, а динамических. Эйнштейн встретил работу Фридмана в штыки, однако затем признал свою неправоту и даже назвал работу Фридмана «проясняющей», но не более того (в черновике было даже хуже: «Трудно приписать этим расчетам какое-либо физическое значение»). Еще несколько лет подряд Эйнштейн упорно держался своей статичной модели с «космологической постоянной», но затем, когда Хаббл доказал, что Вселенная действительно расширяется, окончательно отрекся от нее и признал введение этой постоянной в уравнения тяготения «самой большой ошибкой своей жизни».

Отбросив допущение Эйнштейна о статичности Вселенной (а следовательно, и ставшую ненужной «антигравитационную» силу), Фридман показал, что в этом случае уравнения теории тяготения имеют целых три типа решений. Если средняя плотность вещества (или поля) во Вселенной больше определенной критической величины, то пространство такой Вселенной будет замкнутым, а сама она начнет расширяться от нулевого размера, достигнет некоторого максимального радиуса и затем станет сжиматься обратно к нулю. Если средняя плотность Вселенной будет меньше критической, произойдет обратное — пространство будет «открытым», а сама Вселенная будет бесконечно расширяться. Иными словами, Вселенная, «замкнутая в пространстве», замкнута и во времени; Вселенная, «открытая в пространстве», открыта и во времени.

Промежуточный, очень специальный случай составляют решения для плотности, строго равной критической величине: пространство такой Вселенной — «плоское», то есть эвклидово, а сама Вселенная расширяется с таким замедлением, что скорость ее расширения бесконечно приближается к нулю. Таким образом, геометрия Вселенной определяет ее судьбу, а эта геометрия, в свою очередь, зависит от соотношения в каждый данный момент двух параметров — средней плотности Вселенной и критической плотности. Подсчитано, что критическая плотность, выше и ниже которой Вселенная отличается от «плоской», не так уж велика — около 10 водородных атомов на кубометр пустоты в среднем. Как мы увидим далее, наша реальная Вселенная не имеет и этого (Подробнее о космологической постоянной и сценариях развития Вселенной см. в статье А. Волкова «Впишите в хронологии слово «вечность»!)

В работах Фридмана еще не было подчеркнуто, что любое расширение Вселенной должно иметь «начало». Важность этого момента первым осознал бельгийский ученый, аббат Жорж Леметр, опубликовавший знаменитую работу «К теории первичного атома», в которой, независимо от Фридмана, нашел решение уравнений тяготения для расширяющейся замкнутой Вселенной. В исходном состоянии его модель представляла собой небольшой статичный «шарик», в котором гравитация была уравновешена космологической постоянной; в какой-то момент («начало») шарик получал некий толчок наружу и, поскольку равновесие сил при этом нарушалось, начинал расширяться. Этот исходный шарик Леметр назвал «первичным атомом».

Так возникло первое представление о «начале Вселенной», впрочем, пока еще без названия и даже без того эффектного взрыва, каким мы представляем себе рождение Вселенной сегодня. Нынешнее название этому безымянному «началу начал» дал, как ни странно, заядлый противник теории Леметра — знаменитый английский астрофизик Фред Хойл. («Может ли теория быть научной, — громыхал Хойл с лекционных трибун, — если ее придумал поп, а одобрил папа римский?!» Кстати, Ватикан не просто одобрил теорию, но даже объявил ее научным подтверждением доктрины «сотворения мира».) Именно Хойл на одной из своих публичных лекций обозвал внезапное раздувание «первичного атома» Биг Бэнгом, в переводе с английского «Большой хлопушкой», и это насмешливое прозвище неожиданно для автора закрепилось в качестве научного термина. У Хойла были основания высмеивать «Большую хлопушку». В то время у теории Биг Бэнга не было других экспериментальных подтверждений, кроме хаббловских, а они были весьма и весьма сомнительны.

Следующий шаг в развитии теории Биг Бэнга сделал ученик Фридмана Георгий Гамов, который в 1931 году эмигрировал в США. Будучи специалистом в физике элементарных частиц (он учился у Резерфорда и Бора), Гамов понял, что те огромные плотности, которые неизбежно должны были царить в «первичном атоме» Леметра, создавали необходимые условия для синтеза атомных ядер из более элементарных и легких частиц. Но он осознал также, что такой синтез может пойти по разным путям в зависимости от температуры Биг Бэнга, то есть от того, была ранняя Вселенная горячей или холодной.

В «горячем» Биг Бэнге, по его расчетам, столкновения исходных частиц должны были вести к образованию ядер водорода, затем — через тяжелый водород, дейтерий, — ядер гелия и частично лития. Но поскольку при высоких температурах скорости частиц были достаточны, чтобы разрушить ядра дейтерия, то и образование гелия приостанавливалось.

В «холодном» же Бэнге синтез гелия должен был продолжаться. Гамов был убежден, что «первичный атом» («илем», в его терминологии) имел температуру в миллиарды градусов, и потому нынешняя Вселенная должна состоять на 75 процентов из водорода и дейтерия и лишь на 25 процентов из гелия и какой-то ничтожной доли лития. (В нынешней Вселенной есть еще около 0,000001 процента более тяжелых атомов, но они были созданы позднее, в «печах» так называемых сверхновых звезд.)

«Эхо Большого Взрыва»: результаты измерений реликтового излучения, проведенных телескопами «Бумеранг» и «Максима», а также спутником «СOBE», четко вписываются в модель «плоской Вселенной»: 1 — относительная интенсивность температурных колебаний реликтового излучения; 2 — угол небосвода, градусы; 3 — «Максима»; 4 — «Бумеранг»; 5 — «СOBE»; 6 — лучшая модель Вселенной

Позднее астрономические наблюдения подтвердили полную точность гамовских предсказаний и его модели «горячей» ранней Вселенной. Но в сороковые годы, когда эта теория только создавалась, она вызывала серьезные возражения прежде всего потому, что Гамов вслед за Хабблом и Леметром принимал абсурдно малый возраст Вселенной. И тогда в поисках других подтверждений своей теории горячего Биг Бэнга Гамов выдвинул новую идею.

На сей раз он указал, что горячая ранняя Вселенная неизбежно должна была порождать мощнейшее излучение на всех длинах волн. Фотоны этого излучения совместно с первыми родившимися элементарными частицами (сейчас мы знаем, что это были кварки, нейтрино и электроны) создавали ту «первичную плазму», которая и была новорожденной Вселенной. Плотность этой плазмы была так велика, что фотоны то и дело натыкались на частицы и меняли направление полета. В результате они не столько летали, сколько «ползали» в этой гуще. (Отдаленным и слабым подобием этого «ползанья» может служить движение фотона, выходящего из недр нашего Солнца. Кто-то подсчитал, что из-за столкновений с частицами вещества этот фотон тратит миллион лет (!) на то, чтобы добраться до поверхности Солнца, и всего восемь с лишним минут, чтобы долететь оттуда до Земли.)

Но поскольку Вселенная расширялась, она продолжала охлаждаться, и в какой-то момент (позднее было подсчитано, что это произошло примерно через 300 тысяч лет после Биг Бэнга) температура плазмы упала до 3000 — 2700 градусов. При такой температуре средняя энергия фотонов (снижавшаяся вместе с температурой) вдруг стала меньше кулоновского притяжения электронов и протонов друг к другу, и эти частицы смогли беспрепятственно объединиться в атомы водорода («рекомбинировать»). Оказавшись связанными в атомах, частицы перестали мешать движению фотонов, и Вселенная внезапно стала «прозрачной» для излучения: произошло так называемое расцепление света и вещества. Излучение отделилось от вещества и повело совершенно независимую жизнь. Оно, конечно, осталось в той же Вселенной, куда еще ему было деться, но, начиная с этого момента, практически перестало взаимодействовать с веществом. Такое «остаточное излучение», рассудил Гамов, может быть важным свидетельством в пользу теории «горячего» Биг Бэнга.

Где, однако, искать следы того, что произошло через 300 тысяч лет после Биг Бэнга, то есть практически 15 миллиардов лет назад? Ученики Гамова Альфер и Харманн занялись этим вопросом и в 1948 году опубликовали статью, где утверждали, что следы этого остаточного излучения (которое за 15 миллиардов лет должно было стать, по их оценке, до 10 градусов Кельвина) могут и по сей день сохраняться в космосе и именно там их и следует искать. Но, увы, они сочли, что следы эти слишком слабы, чтобы их обнаружить, и поэтому вся их идея вскоре забылась без последствий.

Однако спустя пятнадцать лет она была переоткрыта заново. Ее переоткрывателем стал уже упомянутый выше Роберт Дикке, в начале шестидесятых годов возглавивший в Принстоне отдел исследования гравитации. Дикке независимо от Гамова своим путем пришел к гипотезе горячей ранней Вселенной и к выводу, что такая Вселенная должна была оставить по себе некое «остаточное излучение». Но, в отличие от Гамова и его учеников, он решил поискать следы этого излучения. Практическую часть задачи он поручил своим ученикам, Роллу и Вилкинсону, а теоретическую — Пиблзу. Тот быстро подсчитал, что остаточное излучение должно быть изотропным и холодным (он тоже оценил его нынешнюю температуру примерно в 10 градусов Кельвина).

Именно эти результаты Пиблз доложил в начале 1965 года на той лекции, что слушал Тернер, рассказавший о ней Бурке, который упомянул о ней Пензиасу, посоветовав ему связаться с Дикке. К этому времени в Принстоне практически уже была готова установка для поиска остаточного излучения. Говорят, что когда Дикке по звонку Пензиаса снял трубку и услышал о «неустранимой помехе» и ее странных особенностях — изотропности и низкой температуре, он повернулся к своим ученикам, случайно оказавшимся в кабинете, и сказал им: «Ребята, нас обскакали». Он мгновенно понял, что молодым радиоастрономам на Холмделе улыбнулась неслыханная удача: сами того не зная, не понимая и, в сущности, даже не ища, они совершили великое открытие века — обнаружили то остаточное излучение, в котором запечатлелся облик Вселенной на огненной заре ее долгой жизни. В сущности, «прорубили окно» в невероятную вселенскую рань, где скрывались тайны Биг Бэнга.

А они-то поначалу думали, что это помехи от голубиного помета…

Дикке с учениками приехали на Холмдел, убедились, что их действительно «обскакали», и быстренько договорились: Пензиас и Вильсон пишут в «Астрофизический журнал» о своем открытии, а Дикке с учениками направляют туда же теоретическую статью с объяснением этих результатов. Пензиас и Вильсон были довольны: они не хотели связывать свое открытие с тем или иным толкованием. Эта осторожность пошла им на руку. Прочитав статью Дикке и его учеников, Гамов пришел в ярость, поскольку его вклад в ней попросту игнорировался. Последовал обмен разъяснениями, но это не помогло. В кругах физиков возникло ощущение некой неловкости, почти скандала, тем более что Альфер и Харманн вскоре после этого вообще ушли из физики. В результате, когда в 1978 году зашла речь о Нобелевской премии за открытие остаточного излучения, никто из замешанных в скандал теоретиков ее не получил — она была разделена между Пензиасом и Вильсоном.

Такой могла бы выглядеть наша Вселенная: сферической, плоской (евклидовой) или гиперболической. Недавние исследования, проведенные с помощью телескопов «Бумеранг» и «Максима», окончательно доказали, что мы живем в плоской, вечно расширяющейся Вселенной

Но самое пикантное в этой истории состояло в том, что в ту самую пору, в конце 1964 года, когда будущие лауреаты возились со своей «чертовой помехой», на другой сторонке земного шарика, в Москве, два молодых физика, Новиков и Дорошкевич, опубликовали обзор всех известных на тот момент источников космического радиоизлучения. В конце этого обзора они бегло упомянули, что существует, возможно, еще и остаточное излучение ранней горячей Вселенной (их учитель Яков Зельдович догадывался об этом), причем в сантиметровых волнах, где его не перекрывают другие источники, но оно, если есть, так ничтожно, что обнаружить его могут лишь очень чувствительные телескопы. Самым подходящим для этого инструментом, заключали авторы, была бы антенна «Лабораторий Белл», что в Холмделе. Та самая. Даже холодок по спине. До Холмдела, однако, этот обзор дошел лишь через много лет, Пензиас упомянул о нем в своей Нобелевской речи 1978 года.

Еще позже стало известно, что остаточное излучение наблюдали многие экспериментаторы еще в пятидесятых годах (один из них, Шмонаев, даже сделал на этом диссертацию), но никто не догадался, что именно он наблюдает, не было с ними рядом ни Дикке, ни Зельдовича. Однако все это осталось в прошлом: остаточное излучение было открыто, опознано, названо, и оставалось понять, что же оно рассказывает о рождении Вселенной. Действительно, что?

Галактические зародыши и «морщины времени»

Остаточное излучение, испущенное Вселенной в возрасте 300 тысяч лет, было своего рода окошком, позволявшим «увидеть» процесс рождения Вселенной. Ученым безумно хочется понять, что тогда происходило, но они располагают для этого только теоретическими возможностями. Гипотез много, а выбрать между ними позволяют лишь экспериментальные данные. Открытие остаточного излучения как раз и принесло первые такие данные.

Постепенно, по мере того как другие ученые вслед за Пензиасом и Вильсоном исследовали его на разных миллиметровых, сантиметровых и дециметровых волнах (да, такая вот обыденность: его непрестанное «шипенье» в дециметровом диапазоне составляет около одного процента всех шумов в наших телевизорах), выяснилось, что его спектр (распределение энергии по разным длинам волн) близок к спектру равновесного теплового излучения, как если бы его излучало тело, нагретое примерно до трех градусов Кельвина. И на всех длинах волн оно демонстрировало завидное постоянство: в любой точке неба его температура была одинакова. Значит, в момент «расцепления света с веществом» все излучающие участки Вселенной тоже имели одинаковую температуру, то есть находились, как говорят, в тепловом равновесии друг с другом.

Но если вдуматься, в этом предсказании была некая неувязка. Если Вселенная была совершенно однородной, как могли образоваться те галактики, которые мы видим в ней сегодня? А тем более тот сложный пространственный узор, который они образуют, собираясь в огромные плоские скопления вроде «стенок», разгораживающих космос на «пустые ячейки», а также в «струны», прорезающие эти «стены»?

Теория Биг Бэнга решала вопрос о происхождении галактик, предполагая, что случайные сгущения вещества, ставшие зародышами будущих галактик, образовались много позже «расцепления света с веществом». Но подсчеты теоретиков показали, что в таком случае эти зародыши даже за 15 миллиардов лет не могли образовать такую сложную пространственную структуру, которая наблюдается сегодня. Однако те же подсчеты постепенно начали выявлять в стандартной теории Биг Бэнга и другие противоречия, настоятельно требовавшие решения. Такие решения выдвигались, но для их проверки нужен был более тонкий «щуп», чем первоначальная грубая карта остаточного излучения Пензиаса — Вильсона, позволявшая различить только детали больше десяти угловых градусов.

Например, чтобы решить, существовали ли зародыши галактик уже в ранней (горячей) Вселенной, нужна была карта с десятикратно более высоким разрешением. По всему поэтому решено было запустить в космос специальный спутник, который бы «заснял» эту карту без земных помех и с помощью более чувствительных приборов. Этот спутник, получивший название COBE (Cosmic Background Explorer), был запущен НАСА в 1999 году, но сбор данных и их обработка потребовали такого времени, что результаты были объявлены только в 1992 году. Они произвели сенсацию. На второй «фотографии прошлого», сделанной с разрешением в один угловой градус, выявились некие поразительные детали, которые научный руководитель эксперимента Джордж Смут метафорически назвал «морщинами времени» на «лице Бога». Его фраза облетела мир, сделала его знаменитым и принесла ему гонорар в 600 тысяч долларов за книгу об этих «морщинах», а также укоры со стороны некоторых коллег. Что, однако, означала эта фраза? Чтобы понять ее, нам снова придется немного углубиться в теорию.

Мы уже говорили, что критическая средняя плотность вещества в «плоской» Вселенной должна быть около десяти атомов водорода на кубометр пустоты. А какова эта плотность в нашей реальной Вселенной? Она подсчитана, и оказалось, что с учетом всего видимого вещества видимой части Вселенной плотность эта составляет не более одного атома водорода на кубометр пустоты, или 0,1 критической плотности. Вселенная наша должна быть «открытой».

Между тем другие наблюдения показывают, что она гораздо ближе к плоской, чем к «открытой». Опять парадокс.

Но, может быть, все-таки наша Вселенная не «плоская»? Стандартная теория Бинг Бэнга не дает никакого ответа на этот вопрос. Он вообще выше ее понимания истории Вселенной. Вдумаемся сами: «плоское» состояние с его точным равенством плотностей в каждый момент расширения Вселенной так же неустойчиво, как карандаш, стоящий на острие, — малейшее отклонение от равновесия будет только увеличиваться со временем. Если принять, что наша Вселенная сегодня близка к «плоской», то раньше она была бы к этому состоянию еще ближе.

Недаром теоретики, задумавшиеся над всеми этими парадоксами, постепенно пришли к выводу, что стандартная теория Биг Бэнга что-то недоучитывает. Они забили тревогу. Дикке и Пиблз (те принстонские теоретики, которые чуть не получили Нобелевскую премию вместе с Пензиасом и Вильсоном) стали разъезжать с лекциями, извещавшими коллег о сложившейся ситуации. Одна такая лекция («Почему наша Вселенная такая плоская?») состоялась у Дикке в Балтиморе, и одним из его слушателей там был молодой теоретик Алан Гут. Ему-то и суждено было предложить первый внятный ответ на все эти вопросы. Зимой 1979 года (он даже пометил в дневнике дату — 6 декабря) ему и пришла в голову мысль о том, как можно решить парадоксы стандартной теории Биг Бэнга, перечисленные в лекции Дикке. Еще около года у него ушло на строгую разработку того, что впоследствии стало называться «новой», или «инфляционной теорией Биг Бэнга». Сегодня она является основной в современной космологии, все другие теории и гипотезы так или иначе отталкиваются от нее.

Самое интересное в истории Алана Гута состоит в том, что он не был специалистом в космологии, а специализировался в физике элементарных частиц, и в то время был занят поисками решения другого парадокса из своей области, так называемого парадокса магнитных монополей — гипотетических частиц, имеющих только один магнитный полюс. Теория говорила, что такие монополи должны иметь огромную (для частицы) массу и во Вселенной их должно быть не меньше, чем протонов или нейтронов. Не заметить их казалось невозможным, и тем не менее никто их почему-то не обнаруживал.

Размышляя над только что прослушанной лекцией Дикке, Гут вдруг сообразил, что все трудности могут быть устранены одним и тем же способом. Действительно, стоит допустить, что на самой заре жизни Вселенная пережила период быстрого и громадного, как говорят — экспоненциального расширения («инфляции»), и эти трудности исчезнут. За счет такого дополнительного расширения границы Вселенной отодвинутся так далеко, что в наблюдаемой ее части останется крайне мало монополей. С другой стороны, это расширение «растянет» Вселенную, как надувание растягивает воздушный шарик. Поверхность шарика при большом раздувании становится (на небольших участках) практически плоской, и пространство Вселенной после инфляции должно стать (в небольших объемах, например в объеме видимой нами части Вселенной) тоже практически «плоским», причем независимо от начальных условий, не требуя никакой их «тонкой подгонки».

Наконец, если Вселенная за время инфляции чудовищно увеличилась в размерах, значит, то, что мы видим сейчас большим, например видимая часть Вселенной, до инфляции было очень и очень маленьким. Все ее участки вполне могли тогда же обменяться энергией и прийти в тепловое равновесие; поэтому ничего удивительного, что в сегодняшнем остаточном излучении точки, находящиеся даже на противоположных краях небосвода, имеют одинаковую температуру.

Единственную еще не решенную трудность представлял вопрос об образовании галактик, точнее, их зародышей в ранней Вселенной. Чтобы ответить и на этот вопрос, Гут предположил, что в какой-то момент инфляция прекратилась так же резко, как началась. Скорость расширения Вселенной резко упала, и, подобно тому, что происходит при всяком резком торможении, выделилась огромная энергия, которая тотчас, по закону эквивалентности массы и энергии, превратилась в вещество. Но такое превращение энергии в вещество и обратно управляется законами квантовой физики, а среди них есть известное соотношение неопределенностей Гейзенберга, которое, грубо говоря, означает, что возникшая при окончании инфляции энергия не во всех точках постинфляционной Вселенной была одинакова, в ней были микроскопические, как говорят — квантовые, флуктуации плотности! Где она была чуть больше, плотность возникшего вещества тоже оказалась чуть больше, и наоборот. Иными словами, квантовые флуктуации энергии привели к микроскопическим неоднородностям вещества. Это и были зародыши будущих галактик.

Возникает вопрос: почему последующее (постинфляционное) расширение Вселенной не разорвало эти зародыши? Ответ поразительный: темпы этого (уже равномерного, а не экспоненциального, как при инфляции) расширения были слишком малы, чтобы превозмочь стягивающее действие гравитации. Кто-то проделал компьютерное моделирование этого процесса и показал, что гравитация в условиях хотя бы ничтожного превышения плотности над средней начинает очень быстро притягивать к этому уплотнению окружающее вещество, и это ведет к очень быстрому росту зародыша.

Теория инфляции предсказывает кое-что еще относительно зародышей. Когда эти сгусточки возникают, они «расталкивают» окружающее вещество. От этого толчка возникает волна, которая затем бежит по всему объему, ограниченному «горизонтом» волны (уже не световой, а механической, звуковой). Волны, порожденные разными флуктуациями, пронизывают весь объемчик, создавая в нем систему сгущений и разрежений вещества. Вселенная «зву-чит» — она поет песнь своего творения. Это продолжается миллионы лет. В момент расцепления света и вещества освобожденный свет (будущее остаточное излучение) рассеивается на этих узлах и пучностях. Там, где вещество чуть гуще, свет должен преодолевать большее его притяжение — он теряет энергию и выходит чуть более холодным.

Расчеты показывают, что карта остаточного излучения должна поэтому быть испещрена пятнами более низкой температуры размером в один угловой градус и меньше. Карта Пензиаса и Вильсона их не могла показать, потому что ее разрешение было слишком малым. Приборы спутника СОВЕ были рассчитаны специально на то, чтобы эти пятна найти или не найти (что означало бы крах инфляционной теории). И они их нашли! Именно эти следы галактических «зародышей», выросших за 300 тысяч лет из постинфляционных квантовых флуктуаций, Смут и назвал «морщинами времени». Выходит, картина рождения Вселенной «по Гуту» оказалась правильной? А инфляционная теория Биг Бэнга (в отличие от прежней, «стандартной») — абсолютно верной?

Как сказать? Лучше всего так: «Верной. Но опять не абсолютно».

«Бумеранг» над Антарктикой

Спутник действительно обнаружил в пространственном распределении остаточного излучения более холодные (на несколько стотысячных долей) пятна, но — не указанного размера. Его карта оказалась «смазанной».

Казалось бы, главное предсказание теории все равно подтверждено: наличие пятен, вызванных существованием в ранней Вселенной «зародышей» будущих галактик, доказано. Но вот что пишет по этому поводу сам создатель инфляционной теории Алан Гут: «В силу нерезкости своего зрения СОВЕ не смог увидеть тонкие детали в распределении температур остаточного излучения. Тем не менее даже те широкие пятна, которые он увидел, показали волнующую картину неоднородности Вселенной в очень ранние времена ее жизни, совпадавшую с предсказаниями теории инфляции. Однако из-за своей нерезкости эта картина совпадала также и с предсказаниями других теорий, которые утверждали, что эти неоднородности порождены не инфляцией, а так называемыми космическими струнами (огромные загадочные скопления вещества в виде струн длиной в сотни миллионов световых лет, пересекающие в разных направлениях космическое пространство), которые могли образоваться благодаря превращениям некоторых особых полей на ранних стадиях существования Вселенной».

Отмеченная Гутом неоднозначность результатов СОВЕ ставила под сомнение и другие предсказания теории инфляции, и прежде всего — о «плоском» характере видимой части нашей Вселенной. А между тем именно этот вопрос начал к тому времени (1992 год) приобретать едва ли не первостепенное значение. Если наблюдаемая нами часть Вселенной, как утверждает инфляционная теория, является «плоской», то нужно срочно искать еще что-то «темное», невидимое, что дополняло бы среднюю плотность до критической, а такие поиски уводят очень далеко, к совершенно кардинальной перестройке представлений о Вселенной.

Как видим, космология опять оказалась на распутье, в том чреватом многими волнующими возможностями состоянии, когда предстоит выбор между радикально различными теориями. Этот выбор означал переход к новому этапу современной космологии с его очередным расширением картины Вселенной и очередными дерзкими гипотезами. Первым шагом к нему стали новые эксперименты, имевшие целью желанное уточнение результатов СОВЕ. Два таких эксперимента — «Бумеранг» и «Дэйзи» (так произносится сокращение DASI — Degree Angular Scale Interferometer) — было намечено провести в Антарктике, где сочетание требуемых условий было наиболее благоприятным, третий — «Максима» — в Техасе. В гонку включились сразу три научные группы: Калифорнийского технологического института (Калтех), Чикагского университета и Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли (Калифорния).

Первыми к финишу пришли калтеховцы. В конце 1998 года они запустили над Антарктикой воздушный шар «Бумеранг», оснащенный 1,2-метровым телескопом и шестнадцатью детекторами, что делало его в тридцать семь раз более чувствительным, чем СОВЕ. Шар был поднят на высоту более 35 километров и провел там почти десять дней, совершив за это время несколько миллионов измерений, а затем благодаря постоянно дующим над антарктическим континентом круговым высотным ветрам вернулся почти на то же место, откуда поднялся, тем самым оправдав свое название. Снова, как и в случае спутника СОВЕ, на обработку и тщательный анализ полученных данных потребовалось около полутора лет. Лишь в апреле 1999 года научные руководители эксперимента Эндрью Ланге и Паоло де Бернардис сообщили, что их группа закончила составление «предварительной карты» остаточного излучения. Только эта карта была представлена научной общественности, как вокруг нее вспыхнули такие лютые споры, каких космология не знавала, кажется, со времен появления теории Биг Бэнга.

Так могла бы выглядеть схема возникновения множества Вселенных. 1. В начале не было ни одной элементарной частицы. Всюду простиралось особое энергетическое поле – так называемое поле Хиггса. 2. Оно стремительно расширялось. На этой «инфляционной стадии» в нем накапливалось все больше энергии. 3. За счет так называемых квантовых флуктуаций в этом поле возникали хаотические колебания энергии. В поле Хиггса появлялись свои пики и впадины. 4. Во всех энергетических максимумах произошел Большой Взрыв. Так возникла не только наша Вселенная, пригодная для жизни человека, но и множество других Вселенных, в которых, быть может, жизнь никогда не зародится

Когда же несколько недель спустя в научной печати появились такие же «предварительные результаты», полученные воздушным шаром «Максима» в Техасе, споры стали предельно острыми. В самом конце апреля нынешнего года были почти одновременно опубликованы результаты чикагской группы «Дэйзи» и окончательные результаты «Бумеранга» и «Максимы», и споры стали еще ожесточенней.

Существующие ныне конкурентные теории эволюции Вселенной по-разному описывают эту картину. Теория «космических струн» говорит, что к этому времени во Вселенной сохранились только относительно большие сгустки вещества, из которых позднее сформировались такие огромные структуры, как эти «космические струны» и им подобные. Расчеты этой теории приводят к выводу, что карта остаточного излучения, покинувшего в тот момент такую Вселенную, должна содержать сегодня множество участков одной и той же температуры (2,728 градуса Кельвина), а кроме того, участки размером в один угловой градус с несколько меньшей температурой (эта радиация, потерявшая часть энергии на крупных неоднородностях) и длинный «хвост» таких же участков, но еще меньшего углового размера.

Инфляционная теория Биг Бэнга видит ту же картину иначе. В ее сценарии карта остаточного излучения тоже должна содержать основные участки с температурой 2,728 градуса Кельвина и более холодные участки с угловым размером в один градус, но вдобавок еще и холодные участки с «кратными» угловыми размерами — в половину градуса, четверть градуса и так далее.

Что же показали данные экспериментов? Предварительная карта «Бумеранга» содержала только один вид более холодных пятен размером в один угловой градус и лишь некий слабый, сомнительный намек на пятна следующего углового размера, не позволявший судить, дискретны эти размеры (и тогда верна инфляционная теория) или образуют непрерывный «хвост» (и тогда верна теория «космических дефектов»). Как сказал один из комментаторов, эти данные напоминали «пятна Роршаха», которые предъявляют испытуемым на психологических тестах и в которых каждый из них видит все, что хочет.

Естественно, сторонники инфляционной теории увидели в предварительных результатах «Бумеранга» ее подтверждение, а противники — опровержение. Однако наличие пятен «первого порядка», то есть с угловым размером в один градус, было несомненным, и это диктовало вывод поистине фундаментального для космологи значения: видимая нами часть Вселенной — «плоская». В самом деле, она не может быть «замкнутой»: еще Фридман когда-то показал, что срок расширения «замкнутой» Вселенной довольно короток, он не превышает 5 миллиардов лет. Ныне видимая часть нашей Вселенной существует уже 15 миллиардов лет и все еще расширяется, так что она не может быть «замкнутой».

Остаются два варианта — «открытая» и «плоская». «Открытая» Вселенная (та, в которой суммарная масса, а стало быть, и гравитация недостаточны, чтобы существенно замедлить расширение) имеет искривленное пространство (например, параллельные прямые в нем расходятся). Это должно привести к искажению наблюдаемых угловых размеров на карте остаточного излучения. Действительно, если в «плоской» Вселенной лучи от краев пятна «первого порядка» (1 градус) приходят к наблюдателю, сохраняя этот угловой раствор, то в «открытой» Вселенной эти же лучи должны искривляться внутрь, и кажущиеся угловые размеры пятна будут меньше одного градуса. Поскольку они видятся именно в один угловой градус, приходится заключить, что кривизна нашего пространства нулевая или очень близка к нулевой.

Вообще говоря, теория инфляции предсказывает именно этот вывод: мощное инфляционное «раздувание» начальной Вселенной должно было «разгладить» небольшие ее участки (а видимая нами часть Вселенной ничтожно мала относительно ее общего размера), как разглаживает поверхность резинового шарика его надувание. Но полученный вывод можно объяснить и без инфляции. Кроме того, его можно попытаться оспорить, поскольку он приводит к парадоксу критической плотности.

Сторонники инфляционной теории утверждали, что результаты «Бумеранга» и «Максимы» подтверждают не только «плоский» характер Вселенной, но и справедливость инфляционного объяснения этого факта. Однако защита этого тезиса приводит к парадоксу. Как мы уже говорили, если Вселенная «плоская», ее средняя плотность должна равняться некой критической величине. Но все вещество в наблюдаемой части Вселенной — и видимое, и «темное» — обеспечивает не более 35 процентов от этой критической плотности. Для решения парадокса приходится постулировать существование какого-то вида доселе неизвестной энергии, которая (при переводе в массу по эйнштейнову принципу эквивалентности энергии и массы) дала бы недостающие 65 процентов. По аналогии с «темным» веществом такая гипотетическая энергия тоже получила название «темной».

Гипотеза о существовании во Вселенной такой энергии (и связанного с ней поля) была впервые высказана уже несколько лет назад, когда две группы исследователей, изучавшие далекие сверхновые звезды, пришли к выводу, что яркость этих звезд не соответствует той, какая должна быть, если бы Вселенная замедляла свое расширение. Напротив, она такова, как если бы скорость расширения Вселенной в последнее (в космических масштабах) время непрерывно нарастала. А такое нарастание требует наличия какого-то ускоряющего, «антигравитационного» поля. В начале же нынешнего года, на очередной встрече ученых НАСА, группа астрономов под руководством Адама Риса сообщила об открытии очередной, самой далекой на сей день (10 миллиардов световых лет) сверхновой звезды, свойства которой снова подтвердили факт ускоряющегося расширения наблюдаемой части нашей Вселенной, и сейчас астрономы планируют запустить в 2008 году специальный спутник для тщательной проверки всех этих сведений.

Данные «Бумеранга» и «Максимы», как видим, врезались в самую основу этого конфликта, косвенно подкрепив гипотезу «темной» энергии. Но у нее есть коренная трудность: она не может объяснить физическую природу загадочного ускоряющего поля. В ходе споров вокруг результатов «Бумеранга» были предложены три варианта такого объяснения. Первый из них предлагает вернуть в уравнения теории тяготения ту «космологическую постоянную», которую Эйнштейн некогда произвольно ввел туда для компенсации тяготения, дабы его модель Вселенной оставалась статичной, а затем выбросил, когда выяснилось, что Вселенная расширяется.

Любопытно, что эта «космологическая постоянная» уже не первый раз возвращается в космологию. Через несколько лет после того, как ее изгнал оттуда сам Эйнштейн, квантовая физика открыла, что в так называемой космической пустоте, в «вакууме» явно что-то скрывается, потому что там то и дело рождаются пары элементарных частиц — электрон с позитроном, протон с антипротоном и тому подобное. Было решено, что их рождает некое невидимое поле, и физики тотчас вспомнили об антигравитационном поле «космологической постоянной». Увы, она должна быть мала, а это не соответствовало характеру «вакуумного поля», по оценкам квантовой теории.

Потом в физике возникла очередная неувязка: возраст Вселенной оказался (показался) меньше возраста самых старых звезд в ней. Сейчас доказано, что этот вывод был результатом ошибочных оценок, но тогда ученые снова схватились за «космологическую постоянную» и соорудили с ее помощью такую модель Вселенной, при которой начальное быстрое расширение сменялось затем длительным периодом почти равномерного расширения (а затем — ускоренного расширения), так что с учетом этого периода «равномерности» Вселенная становилась старше всех своих звезд. Эти идеи были, однако, отброшены, так как вскоре вся проблема возраста Вселенной была снята с повестки дня.

К идее Эйнштейна возвращались в 50-е годы в связи с открытием так называемых квазаров, так что нынешние разговоры о «космологической постоянной» — уже четвертое возвращение к ней, теперь уже в связи с гипотезой «темной» энергии. Кажется, Эйнштейн все-таки поторопился, назвав свою придумку с этой постоянной «величайшей ошибкой своей жизни». Некоторые физики говорят, что сегодня эта идея могла бы принести ему еще одну Нобелевскую премию.

Другие сторонники инфляционной теории и «плоской» Вселенной предлагали ту же гипотезу «темной» энергии, но иного рода: у них ее свойства отличаются от «космологичес-кой» — она способна действовать на другие виды полей, она изменяется со временем и так далее. Такую всепроникающую энергию они называют «квинтэссенцией» (термин Лоуренса Краусса). Глашатаем идеи «плоской» Вселенной с «квинтэссенцией», обеспечивающей недостающие 65 процентов критической плотности и создающей ускоренное расширение, стал, в частности, известный космолог Пол Стейнхардт, который в свое время вместе с Аланом Гутом и Андреем Линде усовершенствовал инфляционную теорию Гута, устранив из нее определенные математические трудности.

Однако модель Стейнхардта оказалась чреватой такой головоломной математикой (именно из-за непостоянства его гипотетической «квинтэссенции»), что третья группа сторонников инфляционной теории и вытекающей из нее «плоской» Вселенной предложила промежуточный вариант, в котором «темная» энергия более или менее непротиворечиво сочетает в себе как свойства «космологической постоянной», так и свойства пресловутой «квинтэссенции».

Противоположная сторона в споре была представлена теми, кто, не веря в успех моделей с «темной» энергией, вообще отвергал мысль о том, будто новые данные свидетельствуют в пользу «плоской» Вселенной. Они готовы были признать правоту инфляционной теории в том, что касается причин неоднородности Вселенной, но предлагали никакую «темную» энергию не искать, а примириться с мыслью, что вещества во Вселенной недостаточно и потому ее пространство «открыто». Один из вариантов такой «открытой инфляционной модели» развивал в споре космолог Турок, другой — группа японца Ямамото.

Была, наконец, и третья сторона, этакие «радикалы» от космологии, которые предлагали вообще отбросить инфляционную теорию во всех ее возможных вариантах и «начать с начала», с момента рождения Вселенной или даже до него. На этом пустом поле успели вырасти весьма экзотические цветы. Например, тот же Стейнхардт вместе с тем же Туроком выдвинул еще одну гипотезу, согласно которой наша Вселенная родилась без всякой инфляции, а «просто» благодаря тому, что некий иной трехмерный мир, «вибрировавший» в многомерном пространстве, с размаху хлопнул о наш, как хлопают друг о друга две медные оркестровые тарелки.

Джон Барроу, Андреас Альбрехт (О нем — в статье «Безумная идея Андреаса Альбрехта».// «Знание — сила». — 2000. — № 10) и другие тоже заявили, что для объяснения эволюции Вселенной вовсе не нужна инфляции, достаточно допустить, что скорость света в ранние времена была неимоверно больше нынешней, и это сразу снимает все парадоксы стандартной теории Биг Бэнга: например, тепловое равновесие сумеет быстро установиться даже между самыми отдаленными участками Вселенной.

И так далее. Размах гипотез и ожесточенность споров вокруг них становились, как я уже сказал, все грандиознее, но тут грянула упоминавшаяся сенсационная новость: в конце апреля группы «Дэйзи», «Бумеранг» и «Максима» объявили об окончательных результатах своих экспериментов, и эти результаты убедительно показали наличие не одного, а как минимум трех видов холодных пятен, предсказанных инфляционной теорией, — «первого», «второго» и «третьего» порядка. Таким образом, теория инфляции в конце концов оказалась (по-видимому) «плоской». И, тем не менее, как свидетельствуют описанные выше споры и заявленные в них позиции, это не столько снимает противоречия, сколько ставит перед космологией новые вопросы и порождает новые парадоксы, так что беспокоиться за ее будущее не приходится: думается, нам еще не раз придется говорить о некоторых из ее бегло очерченных выше гипотез. Пока же придется довольствоваться тем, что нам представилcя случай узнать о проблемах и поисках современной космологии если не все то, о чем мы хотели, но боялись спросить, то по крайней мере кое-что из того, что мы способны понять, не будучи специалистами.



См. также:
Курсы английского языка для школьников в центре «Милленниум»
ПРОЕКТ
осуществляется
при поддержке

Окружной ресурсный центр информационных технологий (ОРЦИТ) СЗОУО г. Москвы Академия повышения квалификации и профессиональной переподготовки работников образования (АПКиППРО) АСКОН - разработчик САПР КОМПАС-3D. Группа компаний. Коломенский государственный педагогический институт (КГПИ) Информационные технологии в образовании. Международная конференция-выставка Издательский дом "СОЛОН-Пресс" Отраслевой фонд алгоритмов и программ ФГНУ "Государственный координационный центр информационных технологий" Еженедельник Издательского дома "1 сентября"  "Информатика" Московский  институт открытого образования (МИОО) Московский городской педагогический университет (МГПУ)
ГЛАВНАЯ
Участие вовсех направлениях олимпиады бесплатное
Натяжные потолки цены Счастливые дни в компании Юкон. При оформлении заявки на БЕСПЛАТНЫЙ замер в выходной день, Вы получаете дополнительную скидку 2% на натяжные потолки! . . . ПОЧЕМУ МЫ?

Номинант Примии Рунета 2007

Всероссийский Интернет-педсовет - 2005