Отголоски начала

Отголоски начала. Одним из первых физиков, подошедших вплотную к этому вопросу, был Г. Гамов. Произошло это, кстати говоря, несколько неожиданно, поскольку он занимался задачей космологической распространенности различных элементов и изотопов.

Известно, что в природе преобладают элементы с избытком нейтронов. Гамов хотел получить все элементы простым способом последовательным присоединением свободных нейтронов к ядру. Но для этого нужны очень высокие температуры, и Гамов пришел к идее горячего начала. Парадоксальным здесь является тот факт, что в целом теория Гамова о синтезе элементов неверна, а вывод о горячем начале Вселенной абсолютно верен. Более того, Гамов указал, что отголоски горячего начала должны быть видны сегодня в виде так называемого реликтового излучения термин, предложенный известным советским астрофизиком И. Шкловским. Гамов даже оценил в 1956 году температуру этого излучения и получил цифру 5-6 К. Не правда ли, очень низкая температура? Но если взглянуть в прошлое, то температура этого излучения была выше, Вселенная была плотнее и горячее В 1964 году в лаборатории фирмы Белл телефон была создана новая рупорная антенна.

Она предназначалась для работы со спутником связи Эхо. Но технические характеристики антенны, в частности очень низкий уровень шумов, сразу привлекли к ней внимание радиоастрономов.

Первыми начали с ней работать А. Пензиас и Р. Вильсон, один из них был радиофизиком, другой радиоастрономом. Они решили мерить интенсивность радиоизлучения от нашей Галактики. Эта задача отнюдь не проста, так как, если вы измеряете радиосигналы от какого-то конкретного источника, например, от звезды, то избавиться от помех, шума довольно просто.

Для этого надо лишь отклонить антенну от звезды, померить сигнал, а затем снова направить ее точно на звезду и опять провести измерения. Разница между двумя сигналами и будет сигналом от объекта. Но у Пензиаса и Вильсона объектом было фактически все небо! Именно поэтому им необходимо было уменьшить до предела то, что в сегодняшней радиотехнике называется собственным шумом радиоприемного устройства. Кроме того, им, конечно, мешали так называемые атмосферные шумы. Короче говоря, прежде чем приступить к непосредственным экспериментам, они провели огромную подготовительную работу.

Эксперименты были начаты на коротких волнах около 7,5 сантиметра, поскольку считалось, что в этом диапазоне шум должен быть пренебрежимо мал. Это была своего рода проверка качества антенны и приемных цепей. Но в первых же проведенных опытах исследователями был зарегистрирован радиошум в этом диапазоне. Причем интенсивность сигнала не зависела от направления. Это очень существенный факт, и самое естественное его объяснение состояло в том, что шумит сама антенна или цепи радиоприемного устройства.

Проверялось абсолютно все. На подозрение была взята даже парочка голубей, которая облюбовала рупор антенны и за время подготовительных работ угнездилась в нем. В 1965 году эксперименты начались снова и снова дали тот же результат. Небо давало микроволновый фон, шум, и величина сигнала не зависела от направления. Откуда же этот шум мог появиться, если всевозможные помехи были учтены и устранены? Пензиас и Вильсон не могли ответить на этот вопрос.

Для начала они попытались определить характеристики обнаруженного ими шума и в первую очередь его интенсивность. А интенсивность теплового радиошума очень удобно описывать, пользуясь понятием обычной температуры. Действительно, любое тело шумит в радиодиапазоне за счет теплового движения электронов внутри тела. Грубо говоря, чем выше температура, тем выше интенсивность теплового шума. Поэтому в радиотехнике используется понятие эквивалентной температуры радиоизлучения.

Итак, оказалось, что шум, открытый Пензиасом и Вильсоном, имел температуру около 3,5 К. Здесь нельзя не сказать о том, что за год до открытия Пензиаса и Вильсона советские астрофизики А. Дорошкевич и И. Новиков теоретически предсказали возможность обнаружения реликтового излучения в сантиметровом диапазоне. Но, к сожалению, на эту работу не обратили тогда должного внимания экспериментаторы. Случай играет не последнюю роль в науке. Ведь Пензиас и Вильсон понятия не имели о том, что такое реликтовое излучение.

Они просто натолкнулись на него. А практически в то же время всего в нескольких десятках километров от антенны фирмы Белл группа Р. Дикке, крупного американского астрофизика, строила специальную антенну для поиска отголосков Большого Взрыва. Дикке знал о работах Гамова и придавал им большое значение. Именно поэтому, когда астрофизики узнали о результатах Пензиаса и Вильсона, Дикке мгновенно объяснил их, и соответствующие публикации в журнале Nature появились одновременно, но с экспериментальными результатами Дикке опоздал примерно на полгода. 20 лет размышлял Нобелевский комитет, кому присудить премию - счастливчикам Пензиасу и Вильсону или Р. Дикке. Как мы знаем, выиграли счастливчики.

Конечно же, это открытие могло быть сделано и раньше. Ведь о Большом Взрыве говорили и до 1965 года. Но, как указал лауреат Нобелевской премии по физике Е. Вигнер, теория Большого Взрыва не привела к поиску реликтового излучения потому, что физикам было трудно серьезно воспринять любую теорию ранней Вселенной Это открытие заставило всех нас всерьез отнестись к мысли, что ранняя Вселенная была. Большой взрывО Большом Взрыве ежегодно публикуется огромное число статей и в научной и в научно-популярной печати.

Но самое-то интересное заключается в том, что взрыва в обычном понимании этого слова не было! Справедливо ли применять слово взрыв к начальным стадиям расширения Вселенной? Другими словами, можно ли сказать, что огромное давление сжатой в точку Вселенной явилось причиной ее расширения взрыв бомбы ? Нет! При взрыве расширение происходит из-за разности между большим давлением продуктов взрыва и малым давлением окружающего их атмосферного воздуха.

Но когда мы рассматриваем раннюю Вселенную, понятия снаружи и внутри теряют смысл, а давление в однородной Вселенной распределено равномерно. Между различными частями Вселенной нет разности давления, а значит, нет и силы, вызывающей расширение.

В чем же дело? Почему Вселенная начала расширяться? На этот вопрос сегодня нет общепринятого ответа. Очень трудно говорить о тех временах, когда вся видимая сегодня Вселенная была величиной с маковое зернышко. Но предполагается, что она действительно миллиарды лет тому назад была именно таких размеров и даже меньше и действительно стала расширяться. Сегодня космология еще не в состоянии ответить на ряд принципиальных вопросов. Среди них основные что было до начала наблюдаемого расширения? Будет ли Вселенная вечно расширяться или опять сожмется в точку как говорят физики, образуется ли снова сингулярность - состояние вещества с бесконечной плотностью ? Мы надеемся, что ответы на эти вопросы будут получены в близком будущем.

Но отсутствие ответов сейчас, сегодня, не мешает физикам рассматривать самые ранние стадии расширения Вселенной. Некоторые теории оперируют с временами 10-35 секунды от начала. Это, по выражению академика Я. Зельдовича, очень-очень ранняя Вселенная. Есть теории, которые заглядывают в еще более ранние моменты времени.

Термин Большой Взрыв сейчас общепринят, и мы его будем использовать. Тем более что скорости процессов, происходящих при рождении нашего Мира, в неизмеримое число раз превышают скорости любых известных сегодня взрывных процессов. Поэтому-то расширение Вселенной действительно можно уподобить сверхвзрыву , Большому Взрыву. Почему для нас так важны начальные этапы развития Вселенной, почему космологи пытаются проанализировать самые ранние моменты, заглянуть как можно глубже в прошлое нашего мира? Да потому, что никакая космологическая модель, никакая теория невозможна без достаточно полного понимания начальных этапов развития Вселенной - ведь именно тогда закладывалось ее будущее, все последующие стадии ее формирования. И эти стадии нельзя понять, не зная, какой была ранняя, горячая Вселенная.

Чтобы представить себе развитие Вселенной, следует прежде всего постараться понять, что представляло собой вещество Вселенной, материя на разных этапах ее существования.

Важность постановки такой задачи очевидна. Ведь решения уравнений ОТО, полученные Фридманом, говорят о том, что Вселенная расширяется из точки, из сингулярности. Но решения эти, с другой стороны, ничего не говорят о состоянии и поведении вещества вблизи сингулярности, а для нас сейчас, когда мы начинаем рассматривать ранние стадии Вселенной, именно это и является самым главным. До сих пор мы говорили лишь об ОТО, которая описывает процессы расширения и сжатия мира. Но совершенно ясно, что сейчас для рассказа о поведении вещества мы должны обратиться к другим физическим теориям.

Вопросы, рассматриваемые нами, исключительно сложны, а очень многие их аспекты еще ждут своего решения Но именно эти задачи и являются на сегодня наиболее горячими точками современной физики и космологии. Какими же теоретическими инструментами пользуются современные ученые? Самая красивая из физических теорий - ОТО представляет собой типичный пример классической теории.

Что это значит? В уравнения ОТО не вводится никаких новых фундаментальных физических постоянных. В них присутствуют лишь скорость света и гравитационная постоянная Ньютона. Другим примером классической теории является электродинамика, созданная более ста лет назад Д. Максвеллом. Всего 80 лет назад большинство физиков свято верило, что в природе существует лишь два вида фундаментальных взаимодействий - гравитация и электромагнетизм. Они имеют неограниченный радиус действия и могут быть не только измерены с помощью приборов, но хорошо известны в быту если, например, кирпич упадет на голову, можно не сомневаться в том, что вы на практике столкнулись с гравитацией.

Электромагнитные взаимодействия также хорошо знакомы каждому человеку, поскольку самые разнообразные физические, химические, биологические явления зависят от электромагнетизма. Однако более 80 лет назад из микромира поступили тревожные сигналы о том, что классическая физика не в состоянии описать явления, происходящие в масштабах отдельных атомов. Хорошо известно, что согласно классической теории электромагнетизма электрон в атоме должен упасть в конце концов на атомное ядро из-за непрерывного излучения энергии.

С этим и другими парадоксами оказалась в состоянии справиться лишь квантовая теория поля. Суть квантовой теории а именно она вызывала неприятие у Эйнштейна состоит в том, что, располагая даже максимальной информацией о физической системе, квантомеханический подход определяет лишь вероятность того или иного события в микромире и не предсказывает точного поведения системы.

Бог в кости не играет говорил Эйнштейн, отрицая вероятностный подход квантовой физики к описанию физических явлений. В течение последних лет своей жизни Эйнштейн пытался создать единую теорию поля, общую классическую теорию, классическую в том смысле, что физические явления в ней должны полностью описываться, если известны значения всех рассматриваемых физических переменных.

Мы знаем, что на этом пути Эйнштейн потерпел неудачу. Однако вернемся к ОТО. Как уже говорилось о том, что эффекты ОТО наиболее заметно проявляются в сильных гравитационных полях. Так почему же мы заговорили о границах ее применимости? Узкое место здесь - сингулярность, начало расширения Вселенной. Совершенно ясно, что если считать сингулярность точкой, математической абстракцией, то нечего вообще говорить ни о каких физических законах в этой точке. Но дело в том, что Вселенная материальна грубо говоря, мы знаем, что она имеет вес. Именно поэтому реальное вещество, материя всегда будет занимать какой-то конечный, отличный от нуля объем.

Поскольку поведение Вселенной во времени описывается уравнениями ОТО, то вопрос о границах применимости этих уравнений на ранних стадиях Вселенной в условиях экстремально малых размеров и экстремально больших плотностей вполне правомочен. Пространство - время чудовищно искривлены, и, поскольку мы стремимся к сингулярности, речь идет уже не о маковом зернышке, а о гораздо меньших объемах.

Не могут ли здесь играть роль квантовые эффекты? Когда теоретики начали исследовать этот вопрос, то оказалось, что ответ на него был дан в конце прошлого века, то есть когда ОТО еще не была создана. Ответ был дан М. Планком, одним из творцов квантовой физики. Планк ввел свою знаменитую постоянную h в теорию излучения в 1899 году и тогда же, добавив к ней скорость света с и постоянную тяготения G, показал, что из этих констант можно составить величины любой размерности, например плотность, длину.

Очень интересно отношение самого Планка к этим постоянным. Он, как, впрочем, и любой другой великий физик, считал, что цель физики - объяснение устройства мира. Планк глубоко верил, что наука не должна нести в себе отголоски индивидуального мышления, физические законы должны быть абсолютны во всей Вселенной. Глубокие идеи Планка не потеряли своего значения и сегодня, спустя более 80 лет. Планковские константы сегодня считаются предельными в физике величинами. Именно на планковской длине перестает работать ОТО. На этом масштабе плотность вещества чудовищна.

Она неизмеримо превышает плотность атомного ядра. Эти величины очень трудно представить себе наглядно. Действительно, ядерная плотность равна примерно 1014 г см3. Другими словами, один кубический сантиметр атомных ядер весил бы сто миллионов тонн. А планковская плотность вещества превышает ядерную на 80 порядков! Единица с 80 нулями! И здесь в сверхсильных гравитационных полях начинают возникать квантовые эффекты.

Отметим, что когда речь идет о квантовых эффектах в условиях сильной гравитации, то, быть может, сами понятия пространство и время теряют привычный для них смысл. Как хорошо сказано в книге Я. Зельдовича и И. Новикова Строение и эволюция Вселенной Насколько легко найти область, где важны квантовые явления, настолько же трудно выяснить, что происходит в этой области. Здесь становится трудно даже сформулировать проблему. Действительно, задача о ранней, планковской. Вселенной исключительно сложна.

Мы просто не знаем, как ведет себя вещество, что оно собой представляет в этих бесконечно малых масштабах длин, сочетающихся с бесконечно большими плотностями и температурами. Экспериментаторы добрались пока до длин порядка лишь 10-16 см. Это мир элементарных частиц, сверхвысоких энергий, и именно поэтому физика ранней Вселенной теснейшим образом смыкается с физикой микрокосмоса. К сожалению, как сказал лауреат Нобелевской премии по физике С. Вайнберг, незнание микроскопической физики стоит как пелена, застилающая взор при взгляде на самое начало. Космология оперирует с еще меньшими расстояниями и большими энергиями, чем те, что привычны для физики элементарных частиц.

Ведь рассматривая самые ранние этапы, мы неизбежно приходим к какому-то моменту времени порядка планковского, когда классическая ОТО неприменима. Здесь предстоит еще огромная работа.