Три астронома. Миниатюра так называемой «Псалтири Бланки Кастильской»
Поскольку в пределах Земли или даже Солнечной системы действие этой гипотетической силы не обнаруживалось, следовало думать, что если она и существует, то на малых расстояниях ничтожно мала и значительна лишь на очень больших дистанциях (почему и способна компенсировать гравитацию в масштабах Вселенной в целом). Это означало, что, в отличие от гравитации, антигравитационная сила должна быть прямо пропорциональна расстоянию, но коэффициент пропорциональности (так называемая космологическая постоянная), видимо, очень мал. После введения этой силы модель Эйнштейна стала соответствовать «астрономической реальности» того времени: она была не только статичной, но и способной существовать в таком состоянии вечно. «И он посмотрел на получившиеся формулы, и увидел он, что это хорошо…» Действительно, модель Эйнштейна устраняла два давних докучных вопроса: «Что было до начала Вселенной?» (ничего, потому что у этой модели нет начала) и «Что лежит за границами Вселенной?» (ничего, потому что у нее нет границ).
Эйнштейн считал, что его модель в силу ее «соответствия реальности» – единственное возможное решение уравнений теории тяготения, и поэтому был весьма обескуражен, когда российский математик Александр Фридман в серии статей, опубликованных в 1922 – 1924 годах, показал, что эти уравнения допускают целый спектр решений, только не статичных. а динамических. Эйнштейн встретил работу Фридмана в штыки, однако затем признал свою неправоту и даже назвал работу Фридмана «проясняющей», но не более того (в черновике было даже хуже: «Трудно приписать этим расчетам какое-либо физическое значение»). Еше несколько лет подряд Эйнштейн упорно держался своей статичной модели с «космологической постоянной», но затем, когда Хаббл доказал, что Вселенная действительно расширяется, окончательно отрекся от нее и признал введение этой постоянной в уравнения тяготения «самой большой ошибкой своей жизни».
Отбросив допущение Эйнштейна о статичности Вселенной (а следовательно, и ставшую ненужной «антигравитационную» силу), Фридман показал, что в этом случае уравнения теории тяготения имеют целых три типа решений. Если средняя плотность вешества (или поля) во Вселенной больше определенной критической величины, то пространство такой Вселенной будет замкнутым, а сама она начнет расширяться от нулевого размера, достигнет некоторого максимального радиуса и затем станет сжиматься обратно к нулю. Если средняя плотность Вселенной будет меньше критической, произойдет обратное – пространство будет «открытым», а сама Вселенная будет бесконечно расширяться. Иными словами, Вселенная, «замкнутая в пространстве», замкнута и во времени; Вселенная, «открытая в пространстве», открыта и во времени.
Промежуточный, очень специальный случай составляют решения для плотности, строго равной критической величине: пространство такой Вселенной – «плоское», то есть эвклидово, а сама Вселенная расширяется с таким замедлением, что скорость ее расширения бесконечно приближается к нулю. Таким образом, геометрия Вселенной определяет ее судьбу, а эта геометрия, в свою очередь, зависит от соотношения в каждый данный момент двух параметров – средней плотности Вселенной и критической плотности. Подсчитано, что критическая плотность, выше и ниже которой Вселенная отличается от «плоской», не так уж велика – около 10 водородных атомов на кубометр пустоты в среднем. Как мы увидим далее, наша реальная Вселенная не имеет и этого [• Подробнее о космологической постоянной и сценариях развития Вселенной см. в статье А. Волкова «Впишите в хронологии слово «вечность»!»//«Знание – сила». – 2000. – № 1].
В начале был Большой Взрыв (фрагмент картины Дона Диксона)
В работах Фридмана еще не было подчеркнуто, что любое расширение Вселенной должно иметь «начало». Важность этого момента первым осознал бельгийский ученый, аббат Жорж Леметр, опубликовавший знаменитую работу «К теории первичного атома», в которой, независимо от Фридмана, нашел решение уравнений тяготения для расширяющейся замкнутой Вселенной. В исходном состоянии его модель представляла собой небольшой статичный «шарик», в котором гравитация была уравновешена космологической постоянной; в какой-то момент («начало») шарик получал некий толчок наружу и, поскольку равновесие сил при этом нарушалось, начинал расширяться. Этот исходный шарик Леметр назвал «первичным атомом».
Так возникло первое представление о «начале Вселенной», впрочем, пока еще без названия и даже без того эффектного взрыва, каким мы представляем себе рождение Вселенной сегодня. Нынешнее название этому безымянному «началу начал» дал, как ни странно, заядлый противник теории Леметра – знаменитый английский астрофизик Фред Хойл. («Может ли теория быть научной, – громыхал Хойл с лекционных трибун, – если ее придумал поп, а одобрил папа римский?!» Кстати, Ватикан не просто одобрил теорию, но даже объявил ее научным подтверждением доктрины «сотворения мира».) Именно Хойл на одной из своих публичных лекций обозвал внезапное раздувание «первичного атома» Биг Бэнгом, в переводе с английского «Большой хлопушкой», и это насмешливое прозвише неожиданно для автора закрепилось в качестве научного термина. У Хойла были основания высмеивать «Большую хлопушку». В то время у теории Биг Бэнга не было других экспериментальных подтверждений, кроме хаббловских, а они были весьма и весьма сомнительны.
Следующий шаг в развитии теории Биг Бэнга сделал ученик Фридмана Георгий Гамов, который в 1931 году эмигрировал в США. Будучи специалистом в физике элементарных частиц (он учился у Резерфорда и Бора), Гамов понял, что те огромные плотности, которые неизбежно должны были царить в «первичном атоме» Леметра, создавали необходимые условия для синтеза атомных ядер из более элементарных и легких частиц. Но он осознал также, что такой синтез может пойти по разным путям в зависимости от температуры Биг Бэнга, то есть от того, была ранняя Вселенная горячей или холодной.
Земля пережила свой «Большой Взрыв» – появление человека (.. «Адам и Ева»)
В «горячем» Биг Бэнге, по его расчетам, столкновения исходных частиц должны были вести к образованию ядер водорода, затем – через тяжелый водород, дейтерий, – ядер гелия и частично лития. Но поскольку при высоких температурах скорости частиц были достаточны, чтобы разрушить ядра дейтерия, то и образование гелия приостанавливалось.
В «холодном» же Бэнге синтез гелия должен был продолжаться. Гамов был убежден, что «первичный атом» («илем», в его терминологии) имел температуру в миллиарды градусов, и потому нынешняя Вселенная должна состоять на 75 процентов из водорода и дейтерия и лишь на 25 процентов из гелия и какой-то ничтожной доли лития. (В нынешней Вселенной есть еще около 0,000001 процента более тяжелых атомов, но они были созданы позднее, в «печах» так называемых сверхновых звезд.)
Позднее астрономические наблюдения подтвердили полную точность гамовских предсказаний и его модели «горячей» ранней Вселенной. Но в сороковые годы, когда эта теория только создавалась, она вызывала серьезные возражения прежде всего потому, что Гамов вслед за Хабблом и Леметром принимал абсурдно малый возраст Вселенной. И тогда в поисках других подтверждений своей теории горячего Биг Бэнга Гамов выдвинул новую идею.
«Эхо Большого Взрыва»: результаты измерений реликтового излучения, проведенных телескопами «Бумеранг» и «Максима», а также спутником "COBE" четко вписываются в модель «плоской Вселенной»
1 – относительная интенсивность температурных колебаний реликтового излучения; 2-угол небосвода, градусы; 3 – «Максима»; 4 – «Бумеранг»; 5 – «СОВЕ»; 6 – лучшая модель Вселенной