Итак, чем ближе к находящейся в чёрной дыре сингулярности, тем хуже работает общая теория относительности. Теперь нам предстоит убедиться, что ранняя Вселенная сама вполне могла быть сингулярностью, а значит, и для неё общая теория относительности не годится.

Мы живём в расширяющейся Вселенной, которая, согласно теории Большого взрыва, возникла примерно 18 миллиардов лет назад в результате взрыва невообразимой силы. В первые мгновения после взрыва не было ни звёзд, ни планет, ни галактик – ничего кроме частиц, излучения и чёрных дыр. Короче говоря, Вселенная находилась в состоянии полнейшего хаоса со столь высокой энергией, что частицы, обладавшие гигантскими скоростями, сталкивались практически непрерывно. Это был по сути колоссальный ускоритель частиц, намного мощнее тех, которые построены в наши дни.

Теперь учёные строят всё более и более мощные установки, чтобы разобраться, как взаимодействуют высокоэнергетичные частицы. Но крупные ускорители очень дорогостоящи, а на их строительство уходят годы. Поэтому некоторые особенно нетерпеливые учёные обратились к ранней Вселенной. Её в шутку называют «ускорителем для бедных», хотя это и не самое удачное название. Если бы нам пришлось строить ускоритель на такие характерные для ранней Вселенной энергии, он протянулся бы до ближайших звёзд.

Раз уж строительство такой установки нам не по плечу, то взяв за образец раннюю Вселенную или, по крайней мере, её модель, можно попытаться понять, что происходит при столь больших энергиях.

Но чем вызван интерес к явлениям, происходящим при таких энергиях? Прежде всего тем, что они помогают понять природу фундаментальных частиц, а также фундаментальных взаимодействий. Установление связи между ними существенно для уяснения взаимозависимости космических явлений, а согласно современным теориям понимание связи между фундаментальными взаимодействиями может пролить свет на процессы в ранней Вселенной. Возникает, например, вопрос: почему фундаментальных взаимодействий четыре, а не одно, что казалось бы более естественным? Такой же вопрос можно задать и о фундаментальных частицах.

Конечно, одна фундаментальная сила и одна фундаментальная частица значительно упростили бы описание Вселенной. Как мы увидим, возможно, она именно так и устроена. Согласно появившимся недавно теориям, при энергиях, характерных для ранней Вселенной, все четыре фундаментальных взаимодействия были слиты воедино. По мере расширения и остывания Вселенной, видимо, происходило разделение сил; как при понижении температуры замерзает вода, так, возможно, из единой силы могло «вымерзти» тяготение, оставив остальные три. Вскоре «вымерзло» слабое взаимодействие, и, наконец, разделились сильное и электромагнитное. Если такая идея верна и при высоких энергиях действительно происходит объединение, исследование ранней Вселенной представляет исключительный интерес. Теперь, прежде чем заняться событиями первых секунд после взрыва, посмотрим, какие есть свидетельства того, что такой взрыв действительно произошёл.

Открытие расширения Вселенной

Как ни странно, человек, который был косвенно причастен к открытию расширения Вселенной, умер, так и не узнав об этом. Впрочем, даже если бы он дожил до этого открытия, то скорее всего не обратил бы на него внимания, ведь его не интересовали ни звёзды, ни галактики (которые, кстати, в то время ещё не были обнаружены). Этого человека звали Персиваль Ловелл, и интересовали его лишь планеты, в особенности Марс.

До 35-летнего возраста Ловелла мало волновала астрономия. Но стоило ему увидеть первые рисунки Марса, сделанные астрономом-любителем Джованни Скиапарелли, как они полностью завладели его воображением. На рисунках были видны «каналы», которые вполне могли оказаться следами разумной жизни. Ловелл так заинтересовался Марсом, что в начале 90-x годов XIX века решил организовать специальную обсерваторию для его наблюдений и отправился на западное побережье американского континента в поисках наиболее ясного ночного неба. Такое место он нашёл в Аризоне, у города Флагстаф, где через несколько лет на холме выросла обсерватория.

Хотя кроме планет Ловелла почти ничего не интересовало, его внимание всё же привлекли «размытые» объекты на небосводе – туманности. Согласно теории, предложенной ещё Лапласом, такие объекты считались предшественниками планетных систем. Лаплас полагал, что Солнечная система возникла из газового облака, на которое так походили размытые объекты. Для проверки этой гипотезы Ловелл пригласил В. Слифера.

Слифер во многих отношениях был антиподом Ловелла. Если Ловелл обладал буйной фантазией и был способен на самые смелые предположения, то Слифер отличался осторожностью, методичностью и аккуратностью. Прежде всего ему предстояло определить, вращаются ли туманные объекты. Для этого пришлось использовать спектроскоп, прибор, в котором свет от объекта проходит через призму (или дифракционную решетку), в результате чего происходит разделение цветов. Когда через этот прибор проходит свет звезды или туманности, наблюдается серия линий, наиболее яркие из которых даёт водород; другие, менее чётко видимые, линии дают гелий, углерод, натрий и прочие элементы. Известно, где обычно расположены линии, которые при движении объекта относительно наблюдателя смещаются от обычного положения в ту или иную сторону. При удалении объекта смещение происходит в ту сторону спектра, где находится красный цвет; такое смещение называется красным. При приближении объекта к наблюдателю спектральные линии смещаются к синему участку спектра.

Если бы исследуемая Слифером туманность вращалась, то у одного её края (удаляющегося) наблюдалось бы красное смещение, а у другого – синее. Но, к своему удивлению, он получил совсем иной результат. Исследуя яркую Туманность Андромеды, Слифер обнаружил, что она обладает только синим смещением, т.е. приближается к нам. Он продолжил изучение других ярких туманностей и получил то синие, то красные смещения (но никогда оба одновременно) – очевидно, одни из туманностей удалялись от нас, а другие приближались. Но когда Слифер занялся менее яркими туманностями, оказалось, что все они только удаляются, т.е. обладают красным смещением.

В 1914 году Слифер представил свои результаты на заседании Американского астрономического общества. Он не был уверен, что правильно их истолковал, но его слайды говорили сами за себя. Аудитория, должно быть, оценила важность его открытия и проводила оратора бурными аплодисментами. Несколько астрономов вскоре подтвердили открытие Слифера, но, как ни странно, никто всерьёз не взялся за дальнейшие исследования, и в течение следующих 10 лет Слифер работал в этой области в одиночку.

Казалось бы, Слифер не мог не понимать важности своего открытия, но нельзя забывать, что тогда астрономы точно не знали, что представляют собой туманности. Одни, в том числе Ловелл, считали их газовыми облаками или возникающими планетными системами, другие – островными вселенными, состоящими из миллионов звёзд.

Слифер, однако, имел некоторое представление о значении своей работы, о чём и написал в 1921 году в газете «Нью-Йорк таймс»:

«…Линии спектра сильно смещены. Это указывает на то, что туманность улетает из нашей области пространства с завидной скоростью 1100 миль в секунду.

Данная туманность принадлежит к спиральному семейству, включающему в себя великое множество туманностей. Это наиболее удалённые из небесных тел, и они должны быть невероятно велики.

Если предположить, что такая быстро движущаяся туманность покинула окрестности Солнца в момент образования Земли, то, используя новейшие геологические данные о её возрасте, легко подсчитать, что сейчас туманность находится от нас на расстоянии многих миллионов световых лет.

Скорость этой туманности заставляет предполагать дальнейшее увеличение оцениваемого размера самих спиральных туманностей, а также расстояния до них, что раздвигает границы известной Вселенной.»

По иронии судьбы Слифер, которому до величайшего открытия оставался один шаг, так и не совершил его. По-видимому, представление о расширении Вселенной так и не пришло ему в голову, хотя к 1923 году он обследовал 45 туманностей и обнаружил, что почти все они имеют красное смещение. К 1925 году он исчерпал возможности своего скромного 24-дюймового телескопа и переключился на другие исследования.

Учёный, принявший эстафету от Слифера, присутствовал на его лекции, когда тот объявил о своём открытии в 1914 году; правда, в то время он был лишь студентом-старшекурсником. Наверное, это открытие сильно на него повлияло, ведь темой дипломной работы он выбрал туманности – те самые объекты, о которых говорил Слифер. Студента звали Эдвин Хаббл.

Хаббл был во всех отношениях выдающимся астрономом. Он родился в Маршфилде, штат Массачусетс, в 1889 году; его способности к учёбе и спорту проявились ещё в раннем возрасте. Он отлично учился и был прекрасным спортсменом как в школе, так и в Чикагском университете, где изучал физику. Рассказывали, что ученье давалось ему очень легко, может быть, даже чересчур легко. Естественно, у него оставалось много времени для занятий спортом, и он достиг больших успехов во многих видах – в лёгкой атлетике, баскетболе, боксе и гребле. За отличную учёбу Хаббл был удостоен стипендии им. Родса, которая позволила ему отправиться в Оксфорд изучать право.

По возвращении в 1913 году в США Хаббл занялся юридической практикой в Луисвилле, штат Кентукки, но через несколько месяцев она ему наскучила, и он разочаровался в праве. В Чикагском университете он когда-то прослушал начальный курс астрономии, а в юности запомнил много созвездий и прочитал несколько популярных книг по астрономии. Хаббл настолько охладел к праву, что в конце концов решил – лучше быть третьеразрядным астрономом, чем юристом; он понял, что по-настоящему его интересует только астрономия. Хаббл забросил право и вернулся в Чикагский университет. В Чикаго он записался на астрономический факультет и вскоре приступил к работе на гигантском телескопе в обсерватории Йеркес. Первыми объектами его исследования были туманности; им он в итоге посвятил всю свою жизнь.

Диссертацию Хаббл защитил в 1917 году, просидев всю ночь накануне защиты, так как не успевал закончить письменную часть и подготовиться к устному экзамену. К тому времени он уже получил приглашение из обсерватории Маунт-Вилсон и мог сразу же приступать к работе, но шла война, и он принял другое решение – записался добровольцем и вскоре уже был в Европе. Хаббл быстро вырос от капитана до майора, но в конце войны получил ранение и примерно через год после заключения перемирия вернулся в США.

Приехав в Штаты, Хаббл приступил в обсерватории Маунт-Вилсон к самому полному изучению туманностей. Несомненно, он помнил об открытии Слифера, но, кроме того, был и ряд нерешённых проблем. Прежде всего, астрономы тогда не знали, что представляют собой туманности. Наблюдения в обсерватории Йеркес убедили Хаббла в том, что это гигантские острова звёзд, но нужны были доказательства. Он начал делать снимки ближайших туманностей, в том числе Туманности Андромеды, с большой экспозицией и в конце концов добился успеха. В рукавах некоторых туманностей удалось разглядеть отдельные звёзды: тем самым было доказано, что туманности – не облака газа, а скопления звёзд. Одно оставалось неясным: насколько далеко они находятся? Если это удалённые системы, то они должны находиться вне Млечного Пути. Хаббл изучил звёзды, сфотографированные в рукавах, и обнаружил среди них цефеиды, звёзды переменной яркости. Это было важное открытие, так как за несколько лет до этого Генриетта Ливитт и Харлоу Шепли установили, что между периодичностью изменения яркости цефеид и расстоянием до них имеется связь, т.е., зная период, можно определить расстояние. Хаббл проделал соответствующие расчёты и обнаружил, что туманности действительно находятся вне Млечного Пути – они являются самостоятельными галактиками, существующими отдельно от нашей. Хотя некоторые астрономы сразу же отказались признать справедливость результатов Хаббла, через короткое время вопрос о туманностях был решён раз и навсегда.

Эдвин Хаббл у 100-дюймового телескопа в обсерватории Маунт-Вилсон

Поняв природу туманностей, Хаббл обратился к результатам Слифера. В чём значение красного смещения, открытого Слифером? Относится ли этот результат ко всем галактикам, и если да, то что он означает? Вместе со своим ассистентом Милтоном Хьюмесоном Хаббл начал проверять результаты Слифера, а затем и дополнять их. Это требовало времени, но Хаббл был настойчив и годами тщательно фотографировал спектры всё менее ярких галактик. Вскоре он понял, что не хватает важного ключа к разгадке: не известны расстояния до большинства фотографируемых галактик. В близких галактиках для определения расстояния он мог использовать цефеиды, но 100-дюймовый телескоп не позволял рассмотреть даже не очень удалённые галактики. Занявшись вплотную этой проблемой, Хаббл постепенно передал исследование спектров Милтону Хьюмесону.

Общительный, сердечный по натуре ассистент совсем не походил на Хаббла. Хаббла многие считали неприветливым и сдержанным, а Хьюмесона все любили. В один прекрасный день он появился в обсерватории Маунт-Вилсон в поисках работы, но получил лишь место погонщика мулов, потому что не имел образования. В те дни в обсерваторию вела одна-единственная крутая извилистая дорога, и одолеть её было под силу только мулам, которые и доставляли наверх все грузы. Хьюмесон проработал погонщиком несколько месяцев, а затем его повысили в должности до уборщика. Он не собирался всю жизнь прозябать в невежестве и каждый раз, помогая астрономам, проводившим наблюдения, засыпал их вопросами. Вскоре стало ясно, что он справится и с чем-либо гораздо более сложным, чем уборка помещений, и его взяли в помощники наблюдателя. Подготовки у Хьюмесона не было никакой, он до всего доходил сам, что не помешало ему за короткое время превратиться в опытного наблюдателя.

Пока Хаббл размышлял над проблемами расстояний и полученными результатами, его помощник пытался фотографировать всё более отдалённые галактики. Настойчивость и изобретательность помогли ему придумать «космическую лестницу». Зная расстояние до ближайших галактик (в одной из которых были цефеиды), он решил использовать их в качестве «мостика» к более далёким галактикам. Цефеиды он назвал первичными индикаторами, а в качестве вторичных выбрал самые яркие звёзды в галактиках, предположив, что они обладают одинаковой светимостью. Это позволило ему определить расстояние до них и сделать следующий шаг к ещё более отдалённым галактикам. И наконец, он использовал «третичные индикаторы», самые яркие галактики в группах галактик, предположив, что они все обладают примерно одинаковой светимостью. Проградуировав таким образом свою космическую лестницу, он получил возможность добраться до самых отдалённых галактик. Трудность заключалась в том, что каждая ступенька лестницы была связана с предыдущей. Если он ошибался в нижней ступеньке, то ошибка распространялась на следующую и путала все расчёты. Несмотря на это, такая методика представлялась вполне разумной (позднее в неё были внесены некоторые поправки), и в 1929 году, после нескольких лет напряжённой работы Хаббл объявил результат: Вселенная расширяется. Сами галактики не изменяются, но расстояние между ними линейно растёт со временем. Это означало, что галактики удаляются от нас, и чем дальше находится галактика, тем быстрее она удаляется. Первое сообщение, сделанное Хабблом, было основано на неоднозначных результатах, и многие считали, что на него повлияли европейские теоретические разработки, из которых следовало, что Вселенная расширяется. Но к 1931 году сомнения рассеялись: наблюдения Хаббла показали чёткую зависимость между расстоянием до галактик и их скоростью.

Теоретические работы в Европе намного опередили наблюдения Хаббла, но в те времена научные новости путешествовали медленно, и между практическими астрономами и теоретиками, разрабатывавшими ту же проблему, контактов почти не было. Эйнштейн занялся космологией вскоре после того, как в 1916 году закончил работу над общей теорией относительности, однако его попытки применить теорию к процессам, происходящим во всей Вселенной, натолкнулись на трудности. Астрономы убедили его в том, что, несмотря на существование хаотического движения объектов во Вселенной, в среднем она стационарна, и Эйнштейн принял это как важную предпосылку своей теории. Однако, попытавшись решить соответствующие уравнения, он понял, что его Вселенная либо сжимается, либо расширяется. Следовало сделать её стабильной, и пришлось в уравнения ввести константу. Поначалу Эйнштейн колебался, понимая, что это разрушит простоту и красоту уравнений. Но постепенно он смирился, утешаясь тем, что на уровне Вселенной всё происходит по-другому. Хотя его «космологический член» был важен для Вселенной в целом, применительно к обычным астрономическим объектам им можно было пренебречь.

Вселенная Эйнштейна имеет сферическую форму; луч света, движущийся в определённом направлении, описывает в ней огромный круг и возвращается назад, в ту точку, откуда вышел. Это разрешало загадку, которая годами не давала покоя астрономам: где конец Вселенной? А если у неё есть конец, то что находится по ту сторону? Во Вселенной Эйнштейна всё проще: у неё нет конца, но она замкнута. Это, к облегчению многих, означало, что размеры Вселенной конечны.

В том же 1917 году, когда Эйнштейн опубликовал свою работу по космологии, голландский астроном Биллем де Ситтер предложил другую космологическую теорию. За год до этого Эйнштейн послал де Ситтеру экземпляр своей статьи по общей теории относительности, которая произвела на голландца столь сильное впечатление, что он переслал её в Англию Эддингтону. Эддингтон также счёл статью весьма важной и способствовал её распространению.

Де Ситтер родился в Нидерландах в 1872 году. Окончив школу, он поступил в Гронингенский университет, где собирался изучать математику, но вскоре заинтересовался астрономией. Защитив диссертацию, он два года провёл в Кейптауне, наблюдая южное небо. Вернувшись в Европу, де Ситтер через несколько лет получил место профессора в Лейдене, а в 1919 году был назначен директором обсерватории.

Модель де Ситтера была, по меньшей мере, странной. Странность заключалась в её пустоте. «В конце концов, – любил повторять он, – реальная Вселенная почти пуста.» Другая странность состояла в том, что модель предсказывала красное смещение (возможно, это повлияло на взгляды Хаббла). Модель де Ситтера вызывала интерес учёных несколько лет, может быть, дольше, чем она того заслуживала. Хотя Эйнштейн и стал близким другом де Ситтера, эта теория ему не нравилась. Его не привлекала мысль о пустой Вселенной, а предсказание красного смещения сбивало с толку и казалось бессмысленным.

Де Ситтер сохранил в своей теории космологический член – как и Эйнштейн, он считал, что без него в стационарной Вселенной не обойтись. Позднее мы увидим, что модель де Ситтера не была стационарной. Нашлись, впрочем, учёные, которые предлагали отказаться от космологического члена. В Советском Союзе независимо от других учёных, занимавшихся теорией относительности, работал Александр Фридман. Большинство его работ имело прикладной характер: он был ассистентом на кафедре математики в Институте корпуса инженеров путей сообщения [позднее Ленинградский институт инженеров железнодорожного транспорта. – Прим. перев.], затем читал лекции в Горном институте. В своих работах по гидродинамике он применил тензорный анализ, вследствие чего и обратился к теории Эйнштейна, в которой использовался тот же метод.

Проанализировав космологическую теорию Эйнштейна (без космологического члена), Фридман обнаружил, что одна из больших величин в знаменателе стремится при определённых условиях к нулю, чего Эйнштейн не заметил. Тщательно проверив свою идею, он создал эволюционную теорию Вселенной, развивающейся во времени. Полученные результаты взволновали его, и он послал их Эйнштейну, но ответа не получил. Прошло несколько месяцев, и Фридман решил их опубликовать. Его статья появилась в 1922 году в немецком журнале «Zeitschrift fur Physik» и привлекла внимание Эйнштейна, который написал редактору короткое письмо с критикой статьи (он считал её ошибочной). В следующем номере журнала редактор опубликовал его возражения, но Фридман сразу увидел, что критика необоснованна, и продемонстрировал это. Эйнштейну пришлось взять свои слова обратно, что он и сделал в краткой записке с извинениями, но почему-то до конца эту теорию так и не принял.

Хотя статья Фридмана была опубликована в престижном журнале, она почти не привлекла к себе внимания. Тому есть две причины. Во-первых, в Европе результаты Слифера не были известны, а Хаббл ещё даже не начал заниматься этой проблемой, т.е. в сущности не было причин принимать эволюционную теорию. Во-вторых, на учёных могло повлиять мнение Эйнштейна, а ему не нравилась сама идея, ведь он считал Вселенную стационарной, и эволюционная модель казалась ему не стоящей внимания; сам он, чтобы как-то обойти такую модель, ввёл в свою теорию космологический член. Странно, впрочем, что Эйнштейн не привлёк к ней внимания учёных, когда подтвердилось расширение Вселенной, а следовательно, и правота Фридмана. Возможно, его смущало то, что он сам не нашёл такого решения, а может быть, он просто забыл об этой теории.

Два года спустя Фридман опубликовал вторую работу на ту же тему, а ещё через год, в 1925 году, учёный умер от тифа. Он так и не увидел плодов своего труда. Хотя теория его долгие годы была буквально погребена, в конце концов она привлекла к себе внимание научных кругов и теперь признана повсеместно.

По модели Фридмана возможны три типа Вселенных, каждая из которых имеет различную кривизну. Первый – это пространство с положительной кривизной (риманово), весьма похожее на предложенный Эйнштейном вариант – такая Вселенная сначала расширяется до определённого радиуса, а затем наступает сжатие. Во втором типе Вселенной пространство имеет отрицательную кривизну (как в геометрии Лобачевского), и такая Вселенная постоянно расширяется. Третий, промежуточный вариант – это плоская Вселенная с евклидовым пространством, такая Вселенная тоже постоянно расширяется. Какая из этих моделей реализуется, зависит от средней плотности вещества во Вселенной. Если плотность больше определённого критического значения, то Вселенная имеет положительную кривизну и в конце концов коллапсирует, если же плотность ниже критической, то пространство имеет отрицательную кривизну и будет постоянно расширяться. Пока мы ещё точно не знаем, какова средняя плотность, и соответственно не представляем себе будущего Вселенной.

В то время, когда появились работы Фридмана, в Европе всеобщее внимание было по-прежнему приковано к теории де Ситтера. Через несколько лет Герман Вейль показал, что если в его Вселенную поместить две частицы, то они разлетятся, и чем дальше они будут разлетаться, тем выше будет их скорость. Так как это соображение можно применить и к галактикам, понятно, что Вселенная де Ситтера всё же не является стационарной. Такое соображение использовалось для доказательства расширения Вселенной ещё до того, как его открыл Хаббл.

Вселенная де Ситтера была пустой, и это смущало многих, включая бельгийского священника Жоржа Леметра, только начавшего заниматься космологией. Рассматривая уравнения Эйнштейна, Леметр открыл ещё одну эволюционную модель. От предыдущих она отличалась тем, что предполагала существование сразу нескольких вариантов. Леметр выбрал из них тот, который особенно ему нравился. Это была своего рода комбинация моделей Эйнштейна и де Ситтера. Процесс начинался взрывом и расширением, затем замедлялся, и на какое-то время Вселенная (по Эйнштейну) становилась устойчивой. Леметр считал, что в это время могли образоваться галактики. Постепенно такая Вселенная становится неустойчивой и начинает расширяться (по де Ситтеру). К сожалению, работа Леметра была опубликована в малоизвестном журнале и почти не привлекла внимания учёных.

Открытие Хаббла, о котором тот сообщил в 1929 году, взволновало астрономов. Расширение Вселенной должно подкрепляться теорией; теория де Ситтера как раз и предсказывала расширение. Однако Эддингтона это не удовлетворяло; он опубликовал заметку о необходимости создания эволюционной теории, которая объясняла бы результаты Хаббла. Леметр прочёл эту заметку и тотчас же, связавшись с Эддингтоном, рассказал ему, что предложил такую теорию несколько лет назад. Эддингтону она понравилась, и он даже вторично опубликовал её в журнале «Monthly Notices». Примерно тогда же он сам начал заниматься этой проблемой и вскоре обнаружил, что даже модель Эйнштейна нельзя считать полностью стационарной. Такая модель находится в состоянии неустойчивого равновесия: лёгкий толчок в одну сторону, и она начнёт расширяться, толчок в другую – и она сожмётся.

Вскоре Эддингтон натолкнулся на работы Фридмана и пришёл к выводу, что его теория (без космологического члена) самая удачная из всех. Даже Эйнштейн в конце концов проклял себя за введение этого члена и назвал его своей «самой большой ошибкой». Сегодня большинство астрономов пользуется теорией Фридмана в несколько изменённой форме, в том виде, в котором её независимо представили в 1935 году два американских физика, Говард П. Робертсон и Артур Уокер.

Давайте вернёмся к работам Хаббла и повнимательней рассмотрим, чего же он добился. Мы знаем, что он разработал космическую лестницу в другие галактики, с помощью которой определил приблизительные расстояния до них. Зная эти расстояния и скорости, он построил диаграмму (см. рис.). Точки имеют некоторый разброс, но всё же по ним можно построить прямую линию, показывающую зависимость между скоростью и расстоянием. Коэффициент пропорциональности (равный углу наклона прямой) теперь называют постоянной Хаббла. С течением времени, по мере развития техники и уточнения результатов, значение этой постоянной существенно изменилось.

Диаграмма Хаббла – график зависимости между расстоянием до галактик и их скоростью

В 1936 году Хаббл собрал все результаты в книге «Королевство туманностей», ставшей со временем классической. Он, как и Хьюмесон, исчерпал возможности 100-дюймового телескопа и в 1948 году в Паломаре принялся изучать ещё более отдалённые галактики с помощью 200-дюймового телескопа. В 1953 году он умер, так и не закончив исследований.

К началу 30-х годов теорию расширяющейся Вселенной приняли большинство учёных. Галактики или группы галактик удаляются от Земли, и чем они дальше, тем быстрее убегают от нас. (Галактики внутри одной группы не разбегаются, потому что их взаимное притяжение больше, чем отталкивание.) Так как все галактики удаляются от нас, может показаться, что мы находимся в центре Вселенной, но это не так. Расширяется пространство между галактиками, поэтому независимо от положения во Вселенной кажется, что все Галактики удаляются.

Но если сейчас Вселенная расширяется, нетрудно сделать вывод, что у неё должно было быть начало. А это значит, что если заставить время течь вспять, то Вселенная сожмётся и будет сжиматься до тех пор, пока всё вещество не окажется в одной точке – результат, на первый взгляд странный, который не понравился ни Эйнштейну, ни Эддингтону. Эддингтону больше нравилось предположение о том, что Вселенная первоначально находилась в состоянии, которое ей приписывал Эйнштейн, т.е. в статическом, когда вдруг что-то взорвалось и она начала расширяться. Это объясняет и проблемы, связанные с началом Вселенной и её плотным первичным состоянием. Но Леметра (возможно, потому что он был священником, а с точки зрения церкви у Вселенной должно быть начало) привлекала гипотеза об исходном сверхплотном состоянии. Он называл эту раннюю сжатую Вселенную первичным атомом. Георгий Гамов, который развил идеи Леметра, в своей книге «Возникновение Вселенной» заметил, что лучше было бы назвать её первичным ядром. Леметр, собственно, и представлял её себе не в виде атома, а в виде ядра, которое делится или расщепляется как уран в атомной бомбе. Деление продолжается до тех пор, пока Вселенная не наполнится элементарными частицами. Этот процесс он описал в книге «Первичный атом» (1951):

«Атом разделится на части, каждая из них – на ещё более мелкие. Предположив, для простоты, что при делении получаются равные части, мы обнаружим, что потребовалось бы 260 последовательных делений, чтобы материя достигла того состояния, в котором находится сейчас, когда атомы так малы, что кажется, их уже невозможно разделить на более мелкие части. Эволюцию мира можно сравнить с фейерверком, который почти закончился: несколько красных угольков, пепел и дым. Стоя на остывшем пепле, мы видим медленно угасающие солнца и пытаемся воскресить исчезнувшее великолепие начала миров.»

Леметр разрабатывал свои идеи несколько лет. Его теорию Фред Хойл позднее окрестил теорией Большого взрыва. Гамов способствовал её популяризации под тем же названием, и Леметра стали называть отцом Большого взрыва. Однако математическая разработка его идей показала, что не всё так просто, и вскоре был предложен новый подход к проблеме.

Инициатором нового подхода, который с некоторыми изменениями сохранился до наших дней, был Георгий Гамов. Гамов родился в 1904 году в России. В семь лет он зачитывался Жюлем Верном и мечтал о полётах на Луну. Несмотря на то, что начальное образование он получил весьма приблизительное, так как из-за войны занятия часто отменялись, он очень интересовался астрономией и физикой. К тому времени, когда Гамов собрался поступать в университет, война окончилась и жизнь несколько устроилась, хотя последствия войны продолжали сказываться. Он поступил в Новороссийский университет в Одессе, надеясь получить физико-математическое образование, но к этому времени на физическом факультете остался единственный профессор, который отказался преподавать в таких условиях, и факультет прекратил своё существование. Гамов стал усиленно заниматься математикой, но и тут не обошлось без трудностей: большинство лекций читали вечером, когда частенько гас свет. Впрочем, как писал Гамов, «профессора спокойно продолжали лекции».

Проучившись так год, Гамов решил отправиться в Ленинградский университет. Там он заинтересовался теорией Эйнштейна, но профессор, знакомый с работами этого учёного, умер вскоре после того, как Гамов попал в университет.

В 1928 году Гамов из Ленинграда отправился в Гёттингенский университет, который в то время был европейским центром теоретической физики. Время было интересное: только что появилась квантовая механика, и в Гёттингене собрался цвет физической науки. Гамов заразился всеобщим энтузиазмом и опубликовал одну из своих самых значительных работ по применению квантовой механики для объяснения альфа-распада и туннельного эффекта.

Из Гёттингена Гамов отправился в Копенгаген к Нильсу Бору. Он собирался пробыть у Бора недолго, но тот предложил ему остаться на год, и Гамов согласился. Затем он отправился в Кембридж и, пробыв там около года, вернулся домой. Приехав в Россию, он вскоре понял, что его возвращение было ошибкой, и начал строить планы побега. Задача осложнялась тем, что он недавно женился.

Поначалу он хотел пересечь Чёрное море на байдарке и пробраться в Турцию. Запасшись едой на несколько дней, Гамов с женой отправились в путь. Гамов сидел впереди, жена сзади. Первый день прошёл спокойно, но когда берег скрылся из вида, задул сильный ветер и поднялись волны. Вскоре они уже захлестывали байдарку, угрожая потопить её. Гамов греб, жена вычерпывала воду. Силы их истощились, и они уснули. Проснувшись, они увидели, что шторм утих, но земли на горизонте не было. Гамов решил, что с него довольно, и повернул туда, где по его расчётам должна была быть земля. Он греб изо всех сил, но, пристав к берегу, понял, что они всё ещё в России.

Немного позже был разработан второй план побега: на лыжах по снежным равнинам до Финляндии. Но этот план тоже не осуществился. Прошло немного времени, как вдруг Гамов получил правительственное письмо, предписывавшее ему официально представлять СССР на Сольвеевском конгрессе в Брюсселе. Он просто запрыгал от радости, не смея поверить удаче.

Гамов с удовольствием прокатился по Европе на мотоцикле, а потом отправился в США, в Университет им. Джорджа Вашингтона. Сейчас Гамов известен как популяризатор науки, автор огромного 125 числа работ, известен он и своим поразительным чувством юмора – учёный никогда не упускал случая разыграть приятеля.

Гамова интересовало рождение Вселенной, так как он занимался происхождением элементов. Как во Вселенной образовались элементы? Ранее учёные считали, что все элементы образуются в звёздах, но в 1939 году Ганс Бете сделал поразительное сообщение о том, что таким образом могут образовываться только элементы не тяжелее гелия (позднее оказалось, что это не так). В 1942 году Чандрасекар высказал предположение о том, что элементы могли образоваться в ранней Вселенной: плотность вещества была очень большой и температура составляла более 10 миллиардов градусов, чего вполне достаточно для образования ядер.

Георгий Гамов (1904-1968) (на фото слева)

Гамов развил подход Чандрасекара, но использовал несколько иной метод, предложенный Леметром. В отличие от Леметра, полагавшего, что происходит деление первичного атома, Гамов предположил, что в ядре идёт синтез, как в водородной бомбе. Вот что писал об этом Гамов: «Первичным состоянием материи, очевидно, был горячий ядерный газ (а не жидкость). Согласно нашим предположениям, физические условия в то время менялись так быстро, что подлинного равновесия не существовало…». В его ядре были нейтроны, протоны и электроны с невероятно высокой температурой. Известно, что свободные нейтроны примерно через 13 мин распадаются на протоны и электроны, но температура была так велика, что при соударении электрона с протоном вновь 126 образовывался нейтрон, что приводило, по мнению Гамова, к квазиравновесию. Гамов назвал эту хаотическую смесь красочным, но редким словом «илем» (что означает первичную субстанцию, из которой образуются элементы). Конечно, первоначально температура была слишком высока, и из этих частиц ядра образовываться не могли, однако постепенно, когда температура понизилась до 109 K, должны были пойти ядерные реакции. Реакции протекали сравнительно недолго, может быть, не больше часа, так как Вселенная продолжала расширяться и остывать. Постепенно температура понизилась настолько, что при столкновении электронов с протонами нейтроны уже не могли образовываться и вскоре исчезли из Вселенной.

Примерно в то же время физики-ядерщики начали подробно разрабатывать механизм ядерных реакций тех типов, которые происходили в ранней Вселенной; были подсчитаны вероятности протекания (эффективные сечения) части из них. Гамову нужен был только студент-старшекурсник, который сделал бы утомительные расчёты (грязная работа всегда достаётся студентам), и такой студент скоро нашёлся. Русский физик Лифшиц только что защитил диссертацию по теме, связанной с галактиками, над которой работал и Ральф Альфер, и теперь Альферу нужна была новая тема. Гамов поручил ему исследовать, как, начиная с илема, могли при последовательной бомбардировке нейтронами образоваться различные элементы. Альфер взял имевшиеся данные (эффективные сечения), построил с их помощью график – аккуратную кривую – и пошёл дальше. Вскоре ему удалось показать, что элементы действительно могли образоваться так, как предполагал Гамов.

Готовя работу к публикации, Гамов, который не мог упустить случая пошутить, заметил, что фамилии авторов – его и Альфера – напоминают названия первой и третьей букв греческого алфавита: «альфа» и «гамма». Не хватало только «беты», и Гамов вспомнил о своём приятеле из Корнуэлла по фамилии Бете. Гамов включил его в список авторов, и впоследствии теорию так и стали называть: «альфа – бета – гамма». Бете, вроде бы, ничего не имел против и даже помогал обсуждать теорию, но когда впоследствии выяснилось, что она всё-таки неверна, Гамов уверял, что до него дошли слухи, будто Бете собрался сменить фамилию. Кстати, о перемене имён. Как позже вспоминал Гамов, он просил своего сотрудника Германа, также работавшего над этой теорией, сменить фамилию на «Дельтер», чтобы ряд был полным («дельта» – четвёртая буква греческого алфавита), но тот «…с тупым упрямством отказывался», как сокрушался Гамов.

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

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

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

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

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

Назад к Большому взрыву

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

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

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

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

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

Абсолютная сингулярность

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

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

Упрощённое изображение эпох Вселенной, начиная с Большого взрыва

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

Ранее уже упоминалось о точке зрения Стивена Хокинга, согласно которой на самой ранней стадии развития Вселенной образовывались маленькие чёрные дыры; он также доказал, что эти чёрные «дырочки» испаряются примерно через 10-43 с. Отсюда вытекает, что по истечении этого интервала времени во Вселенной существовала странная «пена» из чёрных дыр. Сотрудник Чикагского университета Дэвид Шрамм так выразился по этому поводу: «…Мы приходим к представлению о пространстве-времени как о пене из чёрных минидыр, которые внезапно появляются… рекомбинируют и образуются заново». В этот момент пространство и время были совершенно не похожи на теперешние – они не обладали непрерывностью. Эта пена представляла собой по сути дела смесь пространства, времени, чёрных дыр и «ничего», не связанных друг с другом. О таком состоянии мы знаем очень мало.

Температура в момент, о котором идёт речь, составляла примерно 1032 K – вполне достаточно для образования частиц. Частицы могут образовываться двумя способами. В первом случае при достаточно высокой энергии (или, что то же самое, при высокой температуре) рождаются электроны и их античастицы – это так называемое рождение пар. Например, при температуре 6 миллиардов градусов столкновение двух фотонов может дать пару электрон – позитрон. При ещё более высоких температурах могут рождаться пары протон – антипротон и так далее; в целом, чем тяжелее частица, тем бо?льшая энергия требуется для её рождения, т.е. тем выше должна быть температура.

Раньше мы видели, что есть и второй способ образования пар частиц – они могут появляться сразу же за горизонтом событий чёрных мини-дыр под действием приливных сил. Мы также говорили о том, что при испарении чёрных мини-дыр рождались ливни частиц, а поскольку вселенская чёрная дыра подобна мини-дыре, там происходило то же самое.

Итак, есть два способа рождения частиц. Какой же из них следует считать более важным? По мнению астрономов, основная масса частиц образовалась за счёт наличия высоких энергий, так как только на самом раннем этапе приливные силы были настолько велики, чтобы приводить к рождению частиц в значительных количествах. Однако многое ещё здесь неясно, и впоследствии может оказаться, что второй метод также играет существенную роль.

Краткий период времени, следующий непосредственно за моментом 10-43 с, обычно называют квантовой эпохой. В эту эпоху все четыре фундаментальных взаимодействия были объединены. Вскоре после момента 10-43 с единое поле распалось, и от него отделилась первая из четырёх сил. Позднее по очереди отделились другие силы, которые изменялись по величине. В конце концов получились четыре знакомых нам взаимодействия.

Раздувание

Одна из трудностей, на которую наталкивается традиционная теория Большого взрыва, – необходимость объяснить, откуда берётся колоссальное количество энергии, требующееся для рождения частиц. Не так давно внимание учёных привлекла видоизменённая теория Большого взрыва, которая предлагает ответ на этот вопрос. Она носит название теории раздувания и была предложена в 1980 году сотрудником Массачусетского технологического института Аланом Гутом. Основное отличие теории раздувания от традиционной теории Большого взрыва заключается в описании периода с 10-35 до 10-32 с. По теории Гута примерно через 10-35 с Вселенная переходит в состояние «псевдовакуума», при котором её энергия исключительно велика. Из-за этого происходит чрезвычайно быстрое расширение, гораздо более быстрое, чем по теории Большого взрыва (оно называется раздуванием). Через 10-35 с после образования Вселенная не содержала ничего кроме чёрных мини-дыр и «обрывков» пространства, поэтому при резком раздувании образовалась не одна вселенная, а множество, причём некоторые, возможно, были вложены друг в друга. Каждый из участков пены превратился в отдельную вселенную, и мы живём в одной из них. Отсюда следует, что может существовать много других вселенных, недоступных для нашего наблюдения.

Хотя в этой теории удаётся обойти ряд трудностей традиционной теории Большого взрыва, она и сама не свободна от недостатков. Например, трудно объяснить, почему, начавшись, раздувание в конце концов прекращается. От этого недостатка удалось освободиться в новом варианте теории раздувания, появившемся в 1981 году, но в нём тоже есть свои трудности.

Эпоха адронов

Через 10-23 с Вселенная вступила в эпоху адронов, или тяжёлых частиц. Поскольку адроны участвуют в сильных взаимодействиях, эту эпоху можно назвать эпохой сильных взаимодействий. Температура была достаточно высока для того, чтобы образовывались пары адронов: мезоны, протоны, нейтроны и т.п., а также их античастицы. Однако на заре этой эпохи температура была слишком высока, и тяжёлые частицы не могли существовать в обычном виде; они присутствовали в виде своих составляющих – кварков. На данном этапе Вселенная почти полностью состояла из кварков и антикварков. Сейчас свободные кварки не наблюдаются. Из современных теорий следует, что они попали в «мешки» и не могут их покинуть. Однако некоторые учёные считают, что где-то ещё должны остаться кварки, дошедшие до нас из тех далёких времён. Возможно, они столь же многочисленны, как атомы золота, но пока обнаружить их не удалось.

В соответствии с этой теорией, после того как температура достаточно упала (примерно через 10-6 с), кварки быстро собрались в «мешки». Такой процесс носит название кварк-адронного перехода. В то время Вселенная состояла в основном из мезонов, нейтронов, протонов, их античастиц и фотонов; кроме того, могли присутствовать более тяжёлые частицы и немного чёрных дыр. При этом на каждую частицу приходилась античастица, они при соударении аннигилировали, превращаясь в один или несколько фотонов. Фотоны же, в свою очередь, могли образовывать пары частиц, в результате чего Вселенная, пока пары рождались и аннигилировали примерно с одинаковой скоростью, пребывала в равновесном состоянии. Однако по мере расширения температура падала и рождалось всё меньше и меньше пар тяжёлых частиц. Постепенно число аннигиляций превысило число рождений, и в результате почти все тяжёлые частицы исчезли. Если бы число частиц и античастиц было в точности одинаково, то они исчезли бы полностью. На самом деле это не так, и свидетельство тому – наше существование.

Наконец температура упала настолько, что пары тяжёлых частиц уже не могли рождаться. Энергии хватало лишь для образования лёгких частиц (лептонов). Вселенная вступила в эпоху, когда в ней содержались в основном лептоны и их античастицы.

Эпоха лептонов

Примерно через сотую долю секунды после Большого взрыва, когда температура упала до 100 миллиардов градусов, Вселенная вступила в эпоху лептонов. Теперь она походила на густой суп из излучения (фотонов) и лептонов (в основном электронов, позитронов, нейтрино и антинейтрино). Тогда также наблюдалось тепловое равновесие, при котором электрон-позитронные пары рождались и аннигилировали примерно с одинаковой скоростью. Но кроме того, во Вселенной находились оставшиеся от эпохи адронов в небольших количествах протоны и нейтроны – примерно по одному на миллиард фотонов. Однако в свободном состоянии нейтроны через 13 минут распадаются на протоны и электроны, т.е. происходил ещё один важный процесс – распад нейтронов. Правда, температура в начале этой эпохи была ещё достаточно высока для рождения нейтронов при соударении электронов с протонами, поэтому равновесие сохранялось. А вот когда температура упала до 30 миллиардов градусов, электронам уже не хватало энергии для образования нейтронов, поэтому они распадались в больших количествах.

Ещё одно важное событие эпохи лептонов – разделение и освобождение нейтрино. Нейтрино и антинейтрино образуются в реакциях с участием протонов и нейтронов. Когда температура была достаточно высока, все эти частицы были связаны между собой, а при понижении температуры ниже определённого критического значения произошло их разделение, и все частицы свободно разлетелись в пространство. По мере расширения Вселенной их температура падала до тех пор, пока не достигла значения около 2 K. До настоящего времени обнаружить эти частицы не удалось.

Эпоха излучения

Через несколько секунд после Большого взрыва, когда температура составляла около 10 миллиардов градусов, Вселенная вступила в эпоху излучения. В начале этой эпохи было ещё довольно много лептонов, но при понижении температуры до 3 миллиардов градусов (порогового значения для рождения пар лептонов) они быстро исчезли, испустив множество фотонов. В то время Вселенная состояла почти полностью из фотонов.

В эпоху излучения произошло событие исключительной важности – в результате синтеза образовалось первое ядро. Это как раз то событие, которое пытался объяснить Гамов; о нём речь шла раньше. Примерно через три минуты после начала отсчёта времени, при температуре около миллиарда градусов, Вселенная уже достаточно остыла для того, чтобы столкнувшиеся протон и нейтрон соединились, образовав ядро дейтерия (более тяжёлой разновидности водорода). При соударении двух ядер дейтерия образовывались ядра гелия. Так за очень короткое время, примерно за 200 минут, около 25% вещества Вселенной превратилось в гелий. Помимо того, превращение водорода в гелий происходит в недрах звёзд, но там образуется лишь около 1% всей массы гелия. В эту эпоху возникли также другие элементы: немного трития и лития, но более тяжёлые ядра образоваться не могли. Поскольку всё, о чём здесь шла речь, естественно, относится к области теории, читатель вправе усомниться: а так ли это в действительности? Видимо, да, ведь теория прекрасно согласуется с наблюдениями, поэтому ей можно доверять. Например, согласно этой теории гелий должен составлять около 25% вещества во Вселенной, что подтверждается наблюдением.

Фоновое космическое излучение

Вселенная продолжала расширяться и охлаждаться в течение нескольких тысяч лет. Тогда она состояла в основном из излучения с примесью некоторых частиц (нейтронов, протонов, электронов, нейтрино и ядер простых атомов). Это была довольно тоскливая Вселенная, непрозрачная из-за густого светящегося тумана, и в ней почти ничего не происходило. Непрозрачность вызывалась равновесием между фотонами и веществом; при этом фотоны были как бы привязаны к веществу. Наконец, при температуре 3000 K в результате объединения электронов и протонов образовались атомы водорода, так что фотоны смогли оторваться от вещества. Как раньше нейтрино, так теперь фотоны отделились и унеслись в пространство.

Наверное, это напоминало чудо – густой туман внезапно рассеялся и Вселенная стала прозрачной, хотя и ярко красной, так как температура излучения была ещё довольно высока (чуть ниже 3000 K). Но постепенно она падала – сначала до 1000 K, затем до 100 K и наконец достигла нынешнего значения 3 K.

Существование такого фонового излучения предсказал в 1948 году Г. Гамов, но в своих рассуждениях он допустил массу ошибок, как численных, так и смысловых. Несколько лет спустя его студент исправил эти ошибки и рассчитал, что температура фонового излучения сейчас должна быть около 5 K. Считалось, однако, что это излучение обнаружить не удастся, в частности, из-за света звёзд. Вот почему прошло 17 лет, прежде чем фоновое излучение было зарегистрировано.

В начале 60-х годов компания «Белл телефон» построила в Холмделе, шт. Нью-Джерси, специальный радиотелескоп для приёма микроволнового излучения. Он использовался для обеспечения связи со спутником «Телстар». Двое работавших на нём учёных, Арно Пензиас и Роберт Уилсон, решили также исследовать с его помощью микроволновое излучение нашей Галактики.

Однако до начала исследований им нужно было обнаружить и устранить все возможные помехи как от самого телескопа, так и от окружающих наземных источников. Учёные решили поработать на волне 7,35 см, но вскоре обнаружили, что на ней постоянно присутствует какой-то шум. Несмотря на все усилия, избавиться от него не удавалось, хотя вначале исследователям казалось, что это не составит труда. Шум так мешал работе, что Пензиас и Уилсон решили проверить, не является ли его источником само небо. Как ни странно, но оказалось, что это так. Куда бы учёные не наводили телескоп, шум не исчезал.

Они и не подозревали о том, что совсем рядом, в Принстонском университете, два физика, Роберт Дикке и Джим Пиблз, обсуждали возможность наличия во Вселенной излучения, дошедшего до нас с момента Большого взрыва. Пиблз рассчитал, что его температура должна быть около 5 K, и учёные обратились к своим коллегам П. Роллу и Д. Уилкинсону с просьбой попробовать обнаружить это излучение. Как видно, никто из них не слышал о предсказании Гамова, сделанном много лет назад.

Кривая излучения. Если фоновое космическое излучение действительно дошло до нас от Большого взрыва, оно должно описываться такой же зависимостью

Пензиас узнал об идеях Дикке и позвонил ему, чтобы сообщить о регистрации «шума», – похоже, это как раз то, что он ищет. Дикке приехал в Холмдел, и вскоре стало ясно, что помехи действительно представляют собой искомое излучение. Учёные опубликовали полученные результаты, не упомянув ни Гамова, ни его студента. Когда Гамов познакомился с этой публикацией, он направил Дикке весьма сердитое письмо. Позднее Пензиас и Уилсон были удостоены за своё открытие Нобелевской премии.

Естественно, требовались дополнительные доказательства того, что зарегистрированный шум представлял собой фоновое космическое излучение, ведь Пензиас и Уилсон получили на кривой излучения лишь одну точку при длине волны 7,35 см. Ранее мы видели, что любое нагретое тело излучает энергию, а кривая излучения (зависимость количества излучаемой энергии от длины волны) имеет строго определённый вид. Если какое-либо тело полностью поглощает падающую на него энергию излучения, то такая кривая носит название кривой излучения чёрного тела. При плавном переходе от больших длин волн к меньшим кривая поднимается вверх, проходит через пик и затем резко опускается вниз. Согласно расчётам, кривая, соответствующая фоновому космическому излучению, должна была бы иметь ту же форму, что и для чёрного тела.

Пензиас и Уилсон получили первую точку на кривой, а вскоре Ролл и Уилкинсон поставили вторую. Узнав об этом, другие учёные стали проводить дополнительные измерения на различных длинах волн. Была здесь, однако, одна трудность. Дело в том, что точки ложились по одну сторону пика, а важно было получить их и по другую сторону, чтобы убедиться, что кривая идёт так, как нужно. Атмосфера не пропускает излучение таких длин волн, т.е. на Земле проделать эти измерения невозможно. Каково же было потрясение учёных, когда точка, полученная установленной на ракете аппаратурой, оказалась гораздо выше расчётной кривой. И каково же было их облегчение, когда выяснилось, что детектор случайно зарегистрировал тепловое излучение двигателя ракеты. Последующие измерения подтвердили, что за пиком действительно идёт спад, как и следует из теории. Таким образом, с определённой долей уверенности можно утверждать, что это излучение дошло до нас от времён Большого взрыва.

В первом приближении получалось, что фоновое (или, как его ещё называют, реликтовое) излучение имеет одинаковые характеристики во всех направлениях, т.е. изотропно. Но не опровергнут ли этот результат более точные измерения? Поставим и такой вопрос: а что, если излучение анизотропно (различно в разных направлениях)? Немного поразмыслив, мы поймём, что если температура реликтового излучения выше в каком-то одном направлении, то, значит, мы движемся в направлении роста температуры. Это как с туманом – если он густеет, значит, мы движемся в ту сторону, где он плотнее, и наоборот – если он редеет, мы движемся в противоположную сторону. Первые измерения, выполненные в 1969 и 1971 годах, давали основания предполагать наличие анизотропии, поэтому две группы учёных, одна из Калифорнийского университета в Беркли, а другая из Принстона, решили провести детальные измерения за пределами атмосферы.

Группа исследователей из Беркли выполнила первые измерения в 1976 году при помощи самолёта-шпиона У-2. И в самом деле оказалось, что имеется небольшая анизотропия, по величине которой удалось установить, что мы движемся в направлении созвездия Льва со скоростью около 600 км/с. Позже выяснилось, что туда летит не только Солнечная система, но и вся наша Галактика, а также некоторые из соседних галактик.

Эпоха галактик

После отрыва излучения от вещества Вселенная по-прежнему состояла из довольно однородной смеси частиц и излучения. В ней уже содержалось вещество, из которого впоследствии образовались галактики, но пока его распределение оставалось в основном равномерным. Известно, однако, что позже наступил этап неоднородности, иначе сейчас не было бы галактик. Но откуда же взялись флуктуации, приведшие к появлению галактик?

Астрономы полагают, что они проявились очень рано, практически сразу же после Большого взрыва. Что их вызвало? Точно неизвестно и, может быть, никогда не будет известно наверняка, но они каким-то образом появились практически в самый первый момент. Возможно, поначалу они были довольно велики, а затем сгладились, а может быть, наоборот, увеличивались с течением времени. Известно, однако, что по окончании эпохи излучения эти флуктуации стали расти. С течением времени они разорвали облака частиц на отдельные части. Эти гигантские клубы вещества расширялись вместе со Вселенной, но постепенно стали отставать. Затем под действием взаимного притяжения частиц начало происходить их уплотнение. Большинство этих образований поначалу медленно вращалось, и по мере уплотнения скорость их вращения возрастала.

Турбулентность в каждом из фрагментов была весьма значительна, и облако дробилось ещё больше, до тех пор пока не остались области размером со звезду. Они уплотнялись и образовывали так называемые протозвёзды (облако в целом называется протогалактикой). Затем стали загораться звёзды и галактики приобрели свой нынешний вид.

Эта картина довольно правдоподобна, но всё же остаётся ряд нерешённых проблем. Как, например, выглядели ранние формы галактик (их обычно называют первичными галактиками)? Так как пока ни одна из них не наблюдалась, сравнивать теоретические построения не с чем.

Есть и другие трудности. Задумаемся над тем, что мы видим, вглядываясь в глубины космоса. Ясно, что при этом мы заглядываем в прошлое. Почему? Да потому, что скорость света не бесконечна, а имеет предел; для того чтобы дойти до нас от удалённого объекта, свету требуется некоторое время. Например, галактику, находящуюся от нас на расстоянии 10 миллионов световых лет, мы видим такой какой она была 10 миллионов лет назад; галактику на расстоянии 3 миллиарда световых лет мы наблюдаем отстоящей от нас во времени на 3 миллиарда лет. Всматриваясь ещё дальше, мы видим всё более тусклые галактики, и наконец они становятся вовсе не видны – за определённой границей можно наблюдать только так называемые радиогалактики, которые, похоже, во многих случаях находятся в состоянии взрыва. За этой границей расположены особенно странные галактики – мощные источники радиоизлучения с чрезвычайно плотными ядрами.

Наконец, на самой окраине Вселенной можно разглядеть только квазары. Их обнаружили в начале 60-х годов, и с тех пор они остаются для нас загадкой. Они испускают больше энергии, чем целая галактика (а ведь в неё входят сотни миллиардов звёзд), при весьма малом размере – не больше Солнечной системы. По сравнению с количеством излучаемой энергии такой размер просто смехотворен. Как может столь малый объект давать столько энергии? На эту тему в последние годы много рассуждали, в основном применительно к чёрным дырам, но ответа пока нет. В соответствии с наиболее приемлемой моделью, квазар – это плотный сгусток газа и звёзд, находящийся поблизости от чёрной дыры. Энергия выделяется, когда газ и звёздное вещество поглощаются чёрной дырой.

Важно помнить, что мы видим все эти объекты такими, какими они были давным-давно, когда Вселенной было, скажем, всего несколько миллионов лет от роду. Поскольку на самой окраине видны только квазары, напрашивается вывод, что они есть самая ранняя форма галактик. Ближе к нам находятся радиогалактики, так, может быть, они произошли от квазаров? Ещё ближе обычные галактики, которые, стало быть, произошли от радиогалактик? Получается как бы цепь эволюции: квазары, радиогалактики и обычные галактики. Хотя такие рассуждения кажутся вполне разумными, большинство астрономов с ними не соглашается. Одно из возражений – разница в размерах между квазарами и галактиками. Следует, однако, упомянуть, что недавно вокруг некоторых квазаров обнаружены туманности. Возможно, эти туманности затем конденсируются в звёзды, которые объединяются в галактики. Из-за упомянутой выше и других трудностей бо?льшая часть астрономов предпочитает считать, что и на самых дальних рубежах есть первичные галактики, но они слишком слабы и потому не видны. Более того, недавно обнаружены новые свидетельства, подтверждающие такое предположение, – зарегистрировано несколько галактик, находящихся на 2 миллиарда световых лет дальше, чем самая дальняя из известных галактик. Они настолько слабы, что для получения их изображения на фотопластинке понадобилась экспозиция 40 часов.

Заключение

В предыдущих главах мы подробно разобрали строение ранней Вселенной: «вымораживание» фундаментальных сил, появление фонового излучения, образование галактик и т.п. Но как учёным узнать, верны ли их теории? Ведь просто подойти к телескопу и посмотреть на Вселенную, которой исполнилось несколько секунд, невозможно. Проверка теорий – задача весьма трудная, но всё же выполнимая. Некоторые явления во Вселенной являются прямым следствием событий далёкого прошлого. Мы называем их реликтовыми. Основные среди них следующие:

фоновое излучение (температура около 3 K); избыток гелия (около 25% общей массы); однородность и изотропность пространства; наличие флуктуации, следующее из существования галактик; соотношение между веществом и излучением.

В идеале теория, предложенная учёными (в нашем случае теория Большого взрыва), должна предсказывать определённые события, скажем, наличие излучения с температурой 3000 K. Применяя нашу теорию, можно проследить изменение этой температуры до наших дней. Теория предсказывает, что сейчас она должна составлять около 3 K. Мы начинаем поиски излучения и, как уже говорилось, находим его. То же относится и к гелию: теория предсказывает, что гелий должен составлять около 25% всего вещества во Вселенной, и мы видим, что это число очень близко к реальному. С другими реликтами, впрочем, возникают сложности: например, мы до сих пор не знаем точно, в результате каких флуктуации появились галактики. Кроме того, теория Большого взрыва предсказывает существование большого числа магнитных монополей (магнитные монополи – это частицы с единственным магнитным полюсом, тогда как у обычного магнита полюсов всегда два – северный и южный). Однако до сих пор ни одного монополя не обнаружено. Теория раздувания помогает решить некоторые из этих проблем, но, как мы отметили раньше, она же рождает новые трудности.

Одной из главных причин изучения очень ранних этапов развития Вселенной является желание как можно больше узнать об объединении. С помощью таких исследований удаётся разобраться в проблемах, связанных с объединением.