Начало и конец Вселенной

своеобразной ударной волной, пронесшейся 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 черна, но на самом деле там было сильно разреженной

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 темно-красный оттенок, - температура на этом

этапе составляет примерно 1000 К. Вселенная производит жутковатое

впечатление, но все еще прозрачна и однородна; постепенно желтым. И вдруг

при температуре 3000 К. происходит нечто странное – до этого момента

Вселенная была прозрачной (правда, смотреть в ней было не на что, но свет

сквозь нее проходил), а теперь все заволок ослепительно сияющий желтый

туман, через который ничего не видно.

Двигаясь еще 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 все возрастает. Повсюду

появляются легкие частицы и их античастицы – Вселенная на этом этапе

представляет собой смесь излучения, электронов, нейтронов и их античастиц.

Наконец, при еще более высоких температурах, появляются тяжелые частицы их

античастицы, а также черные 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 еще через долю секунды

может превратиться в сингулярность. Но до того перед нами закроется

“занавес”. Мы не в состоянии сказать, что в действительности произойдет в

последнюю долю секунды 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 чёрной дыре. В

отличие от черный дыр, которые имеют массу, равную массе крупной звезды;

теперь же речь идет о сингулярности, содержащей всю массу Вселенной. Но

помимо этого есть еще одно фундаментальное отличие. В случае

сколлапсировавшей звезды был горизонт событий, в центре которого помещалась

сингулярность; иными словами, черная дыра находилась где-то в нашей

Вселенной. В случае вселенской черной дыры сразу же возникают трудности –

несли вся наша Вселенная сколлапсировала в черную дыру, значит все вещество

и пространство исчезли в сингулярности, то есть не останется ничего, в чем

можно было бы находится – не будет Вселенной.

Более того, в случае вселенской черной дыры (может быть, вернее будет

сказать, квазичерной дыры) нельзя быть уверенным в том, что имеешь дело с

истинной сингулярностью.

Но даже если сингулярности не было, остается 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.

Посмотрим теперь, когда отказывает общая теория относительности; это

происходит через 10(-43) с после начала отсчета времени (интервал,

называемый план-ковским временем). Это как раз тот момент, когда

задергивается «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 черные

дыры; он также доказал, что эти черные «дырочки» испаряются примерно через

10(-43) с. Отсюда вытекает, что по истечении этого интервала времени во

Вселенной существовала странная «пена» из черных дыр. Сотрудник Чикагского

университета Дэвид Шрамм так выразился по этому поводу: «...Мы приходим к

представлению о пространстве-времени как о пене из черных мини-дыр, которые

внезапно появляются... ре комбинируют 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, черных дыр и «ничего», не связанных друг с другом. О

таком состоянии мы знаем очень мало.

Температура в момент, о котором идет речь, составляла примерно 10(32)

К — вполне достаточно для образования частиц. Частицы могут образовываться

Посмотрим теперь, когда отказывает общая теория относительности; это

происходит через 10(-43) с после начала отсчета времени (интервал,

называемый план-ковским временем). Это как раз тот момент, когда

задергивается «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

черные дыры; он также доказал, что эти черные «дырочки» испаряются примерно

через 10(-43) с. Отсюда вытекает, что по истечении этого интервала времени

во Вселенной существовала странная «пена» из черных дыр. Сотрудник

Чикагского университета Дэвид Шрамм так выразился по этому поводу: «...Мы

приходим к представлению о пространстве-времени как о пене из черных мини-

дыр, которые внезапно появляются... ре комбинируют 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, черных дыр и «ничего», не связанных друг с

другом. О таком состоянии мы знаем очень мало.

Температура в момент, о котором идет речь, составляла примерно 10(32) К

— 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

еще более высоких температурах могут рождаться пары протон — антипротон и

так далее; в целом, чем тяжелее частица, тем большая энергия требуется для

ее рождения, т. е. тем выше должна быть температура.

[pic]

Упрощенное изображение эпох Вселенной, начиная с Большого

Взрыва

Раньше мы видели, что есть и второй способ образования пар частиц — они

могут появляться сразу же за горизонтом событий черных мини-дыр под

действием приливных сил. Мы также говорили о том, что при испарении черных

мини-дыр рождались ливни частиц, а поскольку вселенская черная 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 ас-1трономов, основная масса частиц образовалась за

счет 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 еще 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 четырех 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 берется колоссальное количество

энергии, требующееся для рождения частиц. Не так давно внимание ученых

привлекла видоизмененная теория Большого взрыва, которая предлагает I 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 ее 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 черных мини-дыр и

«обрывков» пространства, поэтому при резком раздувании образовалась не одна

вселенная, а множество, причем некоторые, возможно, были вложены друг в

друга. Каждый из участков пены превратился в отдельную вселенную, и мы

живем в одной из них. Отсюда следует, что может существовать много других

вселенных, недоступных для нашего наблюдения.

Хотя в этой теории удается 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 нем тоже есть свои трудности.

Эпоха адронов.

Через 10(-23) с Вселенная вступила в эпоху адронов, или тяжелых

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 тяжелые 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 ученые

считают, что где-то еще должны остаться кварки, дошедшие до нас из тех

далеких времен. 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 кваркадронного перехода.

В то время Вселенная состояла в основном из мезонов, нейтронов, протонов,

их античастиц и фотонов; кроме того, могли присутствовать более тяжелые

частицы и немного черных 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 все меньше и меньше пар

тяжелых частиц. Постепенно число аннигиляции превысило число рождений, и в

результате почти все тяжелые 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 тяжелых частиц уже не

могли рождаться. Энергии хватало лишь для образования легких 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 мин

распадаются на протоны и электроны, т. е. происходил еще один важный

процесс — распад нейтронов. Правда, температура в начале этой эпохи была

еще 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.

Еще 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 определенного

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 К. До настоящего

времени обнаружить эти частицы не удалось.

Эпоха излучения.

Через несколько секунд после Большего взрыва, когда температура

составляла около 10 миллиардов градусов, Вселенная вступила в эпоху

излучения. В начале этой эпохи было еще 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 нем речь шла раньше. Примерно через три

минуты после начала отсчета времени, при температуре около миллиарда

градусов, Вселенная уже достаточно остыла для того, чтобы столкнувшиеся

протон и нейтрон соединились, образовав ядро дейтерия (более тяжелой

разновидности водорода). При соударении двух ядер дейтерия образовывались

ядра гелия. Так за очень короткое время, примерно за 200 мин, около 25 %

вещества Вселенной превратилось в гелий. Помимо того, превращение водорода

в гелий происходит в недрах звезд, но там образуется лишь около 1 % всей

массы гелия. В эту эпоху возникли также другие элементы: немного трития и

лития, но более тяжелые ядра образоваться не могли. Поскольку все, о чем

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 К 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 еще довольно высока (чуть ниже 3000 К). Но постепенно она

падала — сначала до 1000 К, затем до 100 К и наконец достигла нынешнего

значения 3 К.

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 К.

Считалось, однако, что это излучение обнаружить не удастся, в частности, из-

за света звезд. 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 приема микроволнового излучения. Он

использовался для обеспечения связи со спутником «Телстар». Двое работавших

на нем ученых, 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. Ученые 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 ученые не наводили телескоп,

шум не исчезал.

[pic]

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 К, и ученые

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. Ученые 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 свое 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 определенный вид. Если какое-либо тело полностью

поглощает падающую на него энергию излучения, то такая кривая носит

название кривой излучения черного тела. При плавном переходе от больших

длин волн к меньшим кривая поднимается вверх, проходит через пик и затем

Страницы: 1, 2, 3, 4