БОЛЬШОЙ ВЗРЫВ, ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ И ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ

v В модели Фридмана четвертое измерение Вселенной — время, — как и пространство, имеет ограниченную протяженность. Оно подобно отрезку, имеющему два конца или две границы. Так что у времени есть конец и есть начало. Фактически все решения уравнений Эйнштейна, полученные для того количества материи, которое мы наблюдаем во Вселенной, имеют одну очень важную общую характеристику: некогда в прошлом (приблизительно 13,7 миллиарда лет назад) расстояние между соседними галактиками должно было равняться нулю. Другими словами, вся Вселенная была сжата в точку нулевого размера, сферу с нулевым радиусом. Плотность Вселенной и кривизна пространства-времени должны были тогда быть бесконечными. Этот момент мы называем Большим Взрывом.
Все наши космологические теории основаны на предположении, что пространство-время гладкое и почти плоское. Это означает, что все данные теории нарушаются в момент Большого Взрыва, ведь пространство-время бесконечной кривизны трудно назвать почти плоским! Таким образом, если что-то и предшествовало Большому Взрыву, оно не даст ключа к пониманию того, что случилось позже, потому что предсказуемость нарушается в момент Большого Взрыва. Аналогично, зная только то, что случилось после него, мы не можем определить, что было раньше. События, предшествовавшие Большому Взрыву, не могут иметь никаких последствий для нас и поэтому не должны приниматься в расчет при научном описании Вселенной. Мы должны исключить их из своей модели и считать, что Большой Взрыв был началом времени. Вопрос о том, кто создал условия для Большого Взрыва, и другие подобные вопросы не являются научными.
Еще одной бесконечной величиной во Вселенной нулевых размеров должна быть температура. Считается, что в момент Большого Взрыва Вселенная была бесконечно горячей. В процессе ее расширения температура излучения понижалась. И поскольку температура является мерой средней энергии — или скорости — частиц, охлаждение Вселенной должно было иметь серьезные последствия для материи. При очень высоких температурах стремительное движение частиц препятствовало их взаимному притяжению под действием ядерных или электромагнитных сил, но с понижением температуры частицы стали притягиваться и соединяться друг с другом. Даже типы существующих во Вселенной частиц зависят от ее температуры, а значит, и от возраста.
Аристотель не верил, что вещество состоит из частиц. Он полагал, что материя является непрерывной. По Аристотелю ее можно бесконечно делить на все меньшие и меньшие части и никогда не натолкнуться на неделимую «крупицу». Однако некоторые древнегреческие мыслители, например Демокрит, думали, что материи присуща «зернистость» и что все в природе состоит из огромного числа атомов различного вида. (Слово «атом» означает в переводе с греческого «неделимый».) Мы теперь знаем, что это верное представление — по крайней мере, в окружающей нас среде и при нынешнем состоянии Вселенной. Но атомы нашей Вселенной существовали не всегда, они не являются неделимыми и представляют собой лишь небольшую часть всего разнообразия частиц во Вселенной.
Атомы состоят из частиц меньшего размера: электронов, протонов и нейтронов. Протоны и нейтроны, в свою очередь, построены из еще более миниатюрных частиц, называемых кварками. Кроме того, каждому типу субатомных частиц соответствуют античастицы. Они имеют такую же массу, но противоположный электрический заряд и другие характеристики. Например, античастица электрона, называемая позитроном, имеет положительный заряд, противоположный отрицательному заряду электрона. Возможно, существуют целые антимиры и антилюди, состоящие из античастиц. Однако же, если частица и античастица встретятся, они взаимно уничтожаются. Так что, если вам доведется встретить свое анти-я, не обменивайтесь с ним рукопожатием! Вы оба исчезнете в ослепительной вспышке света.
Световую энергию переносят частицы другого типа — безмассовые фотоны. Для Земли ближайшим и крупнейшим поставщиком фотонов служит ядерное пекло Солнца. Оно в изобилии поставляет и другие частицы — упоминавшиеся выше нейтрино (и антинейтрино). Но эти последние, будучи чрезвычайно легкими, почти не взаимодействуют с веществом и потому проходят сквозь нас миллиардами каждую секунду, не производя никакого эффекта. Хорошо известно, что физики обнаружили десятки типов элементарных частиц. Во Вселенной, претерпевающей сложные эволюционные изменения, набор этих частиц тоже эволюционировал. Именно эта эволюция сделала возможным возникновение планет, подобных нашей, и живых существ, подобных нам.
Через секунду после Большого Взрыва Вселенная расширилась достаточно, чтобы ее температура упала приблизительно до десяти миллиардов градусов Цельсия. Это в тысячу раз больше, чем в центре Солнца, но подобные температуры отмечались при взрывах водородных бомб. В то время во Вселенной присутствовали главным образом фотоны, электроны, нейтрино и их античастицы, а также гораздо меньшее число протонов и нейтронов. Тогда частицы обладали настолько высокой энергией, что, сталкиваясь, порождали множество различных пар частица—античастица. Например, столкновение фотонов могло породить электрон и его античастицу, позитрон. Некоторые из таких вновь возникших частиц, сталкиваясь со своими близнецами-античастицами, аннигилировали. Всякий раз, когда электрон встречается с позитроном, они уничтожаются, но обратный процесс не так прост. Для того чтобы две безмассовые частицы, такие как фотоны, могли породить пару частица—античастица, например электрон и позитрон, безмассовым частицам надо обладать некоторой минимальной энергией. Электрон и позитрон имеют массу, и эта вновь создаваемая масса должна порождаться энергией сталкивающихся частиц. Поскольку Вселенная продолжала расширяться и температура понижалась, столкновения частиц, обладающих достаточной энергией для рождения электрон-позитронных пар, случались все реже. Гораздо чаще происходило взаимоуничтожение пар (рис. 20). В конечном счете б о льшая часть электронов и позитронов аннигилировали друг с другом, произведя большое количество фотонов и оставив относительно мало электронов. Нейтрино и антинейтрино, которые взаимодействуют между собой и с другими частицами очень слабо, уничтожали друг друга не так быстро. Они и сегодня должны еще присутствовать вокруг нас. Если бы мы могли наблюдать их, это послужило бы хорошим подтверждением для описанной выше картины горячей молодой Вселенной. К сожалению, энергия этих частиц в настоящее время слишком низка, чтобы наблюдать их непосредственно (хотя, возможно, их удастся обнаружить косвенно).
Приблизительно через сто секунд после Большого Взрыва Вселенная остыла до одного миллиарда градусов — температуры недр самых горячих звезд. В этих условиях энергии протонов и нейтронов уже недостаточно для преодоления сильного ядерного взаимодействия. Они начинают сливаться, образуя ядра дейтерия (тяжелого водорода), которые содержат один протон и один нейтрон.
Ядра дейтерия могут затем, присоединяя протоны и нейтроны, превратиться в ядра гелия, состоящие из пары протонов и пары нейтронов, а также породить некоторое количество ядер двух более тяжелых элементов — лития и бериллия. Можно подсчитать, что согласно теории горячей Вселенной около четверти протонов и нейтронов объединяются в ядра гелия при сохранении небольшого количества тяжелого водорода и других элементов. Остальные нейтроны в результате распада превращаются в протоны — ядра обычных атомов водорода.

v И все же описанная картина порождает ряд проблем. Продолжительность ранних этапов эволюции в модели Большого Взрыва недостаточна для того, чтобы тепло успело распространиться из одной области горячей Вселенной в другую. Это означает, что в начальном состоянии Вселенная должна была во всех местах иметь строго одинаковую температуру, — иначе никак не объяснить одинаковую температуру микроволнового фона во всех направлениях. Кроме того, начальная скорость взрыва должна была оказаться очень точно подобранной, чтобы расширение шло на самой грани критического режима, еще позволяющего избежать схлопывания. Очень трудно объяснить, почему Вселенная зародилась именно в таком состоянии, если не предполагать вмешательства Бога, который намеревался создать существ вроде нас.
Пытаясь найти модель Вселенной, в которой множество различных начальных состояний могло развиться во что-то подобное существующему мирозданию, ученый из Массачусетского технологического института Алан Гут предположил, что ранняя Вселенная могла пройти через период очень быстрого расширения. Это расширение называют «инфляцией», подразумевая, что Вселенная в тот период расширялась с нарастающей скоростью. Согласно Гуту радиус Вселенной за ничтожно малую долю секунды увеличился в миллион миллионов миллионов миллионов миллионов (единица с тридцатью нулями) раз. Любые неоднородности во Вселенной просто разгладились вследствие этого расширения, как морщины на раздувающемся воздушном шаре. Таким образом, инфляционная теория объясняет, как нынешнее, гладкое и однородное, состояние Вселенной могло развиться из самых разных неоднородных изначальных состояний. Так что мы теперь до известной степени уверены в том, что имеем правильную картину событий вплоть до одной миллиардной триллионной триллионной доли (10 —33) секунды от Большого Взрыва.
Вся эта первоначальная суматоха Большого Взрыва завершилась спустя всего несколько часов формированием ядер гелия и некоторых других элементов, таких как литий. Затем около миллиона лет Вселенная просто продолжала расширяться и ничего существенного не происходило. Наконец температура понизилась до нескольких тысяч градусов. Кинетическая энергия электронов и ядер стала недостаточной для того, чтобы преодолевать силу электромагнитного притяжения, и они начали объединяться в атомы.
Вселенная в целом продолжала бы расширяться и остывать, но в областях, где плотность была чуть выше средней, расширение дополнительно тормозилось гравитационным притяжением избыточного вещества. Под действием этого притяжения расширение в этих областях Вселенной остановилось, уступив место сжатию (коллапсу). По ходу коллапса тяготение окружающего вещества могло придать этим областям едва заметное вращение. При стягивании коллапсирующей области ее вращение ускоряется, подобно тому как фигурист начинает быстрее кружиться на льду, когда прижимает к себе руки. Наконец, когда размеры такой области становились достаточно малыми, ее вращение ускорялось настолько, что могло сбалансировать гравитацию. Так образовались вращающиеся спиральные галактики. Другие области Вселенной, избежавшие вращения, стали овальными объектами, которые называют эллиптическими галактиками. В таких областях коллапс приостанавливается устойчивым обращением отдельных частей галактики вокруг ее центра, в то время как вся звездная система в целом не вращается.
Со временем водородно-гелиевый газ в галактиках должен был распадаться на небольшие облака, которые коллапсировали под действием собственного тяготения. При сжатии атомы в них сталкивались и температура газа росла, пока не достигала величины, необходимой для начала реакций ядерного синтеза. Эти реакции преобразуют водород в гелий и похожи на управляемый взрыв водородной бомбы. Выделяемое при этом тепло заставляет звезды светиться. Это тепло также увеличивает давление газа, пока это последнее не приходит в равновесие с силами тяготения. В результате газ перестает сжиматься. Примерно так газовые облака становятся звездами, подобными нашему Солнцу, которые сжигают водород, превращая его в гелий, и излучают высвободившуюся энергию в форме тепла и света. Они обнаруживают отдаленное сходство с воздушным шаром, в котором внутреннее давление воздуха на стенки, заставляющее шар расширяться, уравновешивается упругостью резиновой оболочки, стремящейся уменьшить размер шара.
Сформировавшись из облаков горячего газа, звезды в течение долгого времени сохраняют устойчивость благодаря балансу между выделением тепла в ядерных реакциях и гравитационным притяжением. Однако рано или поздно звезда обречена исчерпать свой запас водорода и другого ядерного топлива. Парадоксально, но чем больше запасы топлива в звезде, тем быстрее они заканчиваются. Дело в том, что чем массивнее звезда, тем горячее она должна быть, чтобы сбалансировать свое тяготение. А чем горячее звезда, тем быстрее протекает реакция ядерного синтеза и быстрее расходуется топливо. Нашему Солнцу, вероятно, хватит топлива еще на пять миллиардов лет или около того, но более массивные звезды способны израсходовать свои ресурсы всего за сто миллионов лет, что значительно меньше возраста Вселенной.
Когда звезда исчерпывает топливо, она начинает остывать и гравитация берет верх, вызывая сжатие. Сжатие сближает атомы, заставляя звезду снова разогреться. При достаточном нагреве звезда может начать преобразовывать гелий в более тяжелые элементы, такие как углерод и кислород. Это, однако, высвобождает не слишком много энергии, так что кризис неизбежен. Что случается дальше, не вполне ясно, но весьма вероятно, что центральные области звезды коллапсируют, переходя в очень плотное состояние, становясь, например, черной дырой.
Термин «черная дыра» появился сравнительно недавно. Впервые его употребил в 1969 г. американский ученый Джон Уилер в качестве наглядного описания идеи, высказанной не меньше двухсот лет назад. Если звезда достаточно массивна, может оказаться, что даже свет не сумеет преодолеть ее тяготение и тогда звезда будет выглядеть черной для всех внешних наблюдателей.
Когда эта идея впервые была высказана, существовало две теории о природе света. Одна, которой отдавал предпочтение Ньютон, провозглашала, что свет состоит из частиц, или корпускул. Другая декларировала, что свет представляет собой волны. Теперь мы знаем, что верны обе теории.

v Этот подход в 1920-х гг. привел Гейзенберга, Эрвина Шрёдингера и Поля Дирака к замене ньютоновской механики новой теорией — квантовой механикой, основанной на принципе неопределенности. В этой теории частицы не обладают по отдельности точно определенными положениями и скоростями. Вместо этого они обладают квантовыми состояниями, комбинациями положений и скоростей, которые известны лишь в границах, допускаемых принципом неопределенности.
Одна из революционных особенностей квантовой механики состоит в том, что эта теория не предсказывает единственного определенного результата наблюдения. Она предлагает множество возможных результатов и говорит, насколько вероятен каждый из них. Иными словами, если проделать одинаковые измерения с большим числом однотипных систем, находящихся в одинаковом исходном состоянии, то в некотором числе случаев измерения дадут результат А, еще в каком-то числе случаев — результат В, и так далее. Можно приблизительно предсказать, сколько раз выпадет результат А или В, но нельзя предсказать определенный результат одного конкретного измерения.

Поиск по сайту: