Модель большого взрыва и хронология вселенной

          Модель Фридмана первого типа  удивительна тем, что в ней  Вселенная не бесконечна в  пространстве, хотя пространство  не имеет границ. Гравитация настолько  сильна, что пространство, искривляясь,  замыкается с самим собой, уподобляясь  земной поверхности. Ведь, перемещаясь  в определенном направлении по  поверхности Земли, вы никогда  не натолкнетесь на абсолютно  непреодолимую преграду, не вывалитесь  через край и в конце концов вернетесь в ту же самую точку, откуда вышли. В первой модели Фридмана пространство такое же, но только вместо двух измерений, поверхность Земли имеет три измерения. Четвертое измерение, время, тоже имеет конечную протяженность, но оно подобно отрезку прямой, имеющему начало и конец. Потом мы увидим, что если общую теорию относительности объединить с квантово-механическим принципом неопределенности, то окажется, что и пространство, и время могут быть конечными, не имея при этом ни краев, ни границ.

          Мысль о том, что можно обойти  вокруг Вселенной и вернуться  в то же место, годится для  научной фантастики, но не имеет  практического значения, ибо, как  можно показать, Вселенная успеет  сжаться до нуля до окончания  обхода. Чтобы вернуться в исходную  точку до наступления конца  Вселенной, пришлось бы передвигаться  со скоростью, превышающей скорость  света, а это невозможно!

          В первой модели Фридмана (в  которой Вселенная расширяется  и сжимается) пространство искривляется, замыкаясь, само на себя, как  поверхность Земли. Поэтому размеры  его конечны. Во второй же  модели, в которой Вселенная расширяется  бесконечно, пространство искривлено  иначе, как поверхность седла.  Таким образом, во втором случае  пространство бесконечно. Наконец,  в третьей модели Фридмана (с  критической скоростью расширения) пространство плоское (и, следовательно,  тоже бесконечное). Но какая же  из моделей Фридмана годится  для нашей Вселенной? Перестанет  ли Вселенная, наконец расширяться и начнет сжиматься или же будет расширяться вечно? Чтобы ответить на этот вопрос, нужно знать нынешнюю скорость расширения Вселенной и ее среднюю плотность. Если плотность меньше некоторого критического значения, зависящего от скорости расширения, то гравитационное притяжение будет слишком мало, чтобы остановить расширение. Если же плотность больше критической, то в какой-то момент в будущем из-за гравитации расширение Вселенной прекратится и начнется сжатие.

          Сегодняшнюю скорость расширения  Вселенной можно определить, измеряя  (по эффекту Доплера) скорости  удаления от нас других галактик. Такие измерения можно выполнить  очень точно. Но расстояния  до других галактик нам плохо  известны, потому что их нельзя  измерить непосредственно. Мы  знаем лишь, что Вселенная расширяется  за каждую тысячу миллионов  лет на 5-10%. Однако неопределенность  в современном значении средней  плотности Вселенной еще больше. Если сложить массы всех наблюдаемых  звезд в нашей и других галактиках, то даже при самой низкой  оценке скорости расширения сумма  окажется меньше одной сотой  той плотности, которая необходима  для того, чтобы расширение Вселенной  прекратилось. Однако и в нашей,  и в других галактиках должно  быть много темной материи,  которую нельзя видеть непосредственно,  но о существовании, которой  мы узнаем по тому, как ее  гравитационное притяжение влияет  на орбиты звезд в галактиках. Кроме того, галактики в основном  наблюдаются в виде скоплений,  и мы можем аналогичным образом  сделать вывод о наличии еще  большего количества межгалактической  темной материи внутри этих  скоплений, влияющего на движение  галактик. Сложив массу всей темной  материи, мы получим лишь одну  десятую того количества, которое  необходимо для прекращения расширения. Но нельзя исключить возможность  существования и какой-то другой  формы материи, распределенной  равномерно по всей Вселенной  и еще не зарегистрированной, которая могла бы довести среднюю  плотность Вселенной до критического  значения, необходимого, чтобы остановить  расширение. Таким образом, имеющиеся  данные говорят о том, что  Вселенная, вероятно, будет расширяться  вечно. Единственное, в чем можно  быть совершенно уверенным, так  это в том, что если сжатие Вселенной все-таки произойдет, то никак не раньше, чем через десять тысяч миллионов лет, ибо по крайней мере столько времени она уже расширяется. Но это не должно нас слишком сильно тревожить: к тому времени, если мы не переселимся за пределы Солнечной системы, человечества давно уже не будет - оно угаснет вместе с Солнцем!

          Все варианты модели Фридмана  имеют то общее, что в какой-то  момент времени в прошлом (десять-двадцать  тысяч миллионов лет назад)  расстояние между соседними галактиками  должно было равняться нулю. В  этот момент, который называется  большим взрывом, плотность Вселенной  и кривизна пространства-времени  должны были быть бесконечными.

          Поскольку математики реально  не умеют обращаться с бесконечно  большими величинами, это означает, что, согласно общей теории  относительности (на которой основаны  решения Фридмана), во Вселенной  должна быть точка, в которой  сама эта теория неприменима.  Все наши научные теории основаны  на предположении, что пространство-время  гладкое и почти плоское, а  потому все эти теории неверны  в сингулярной точке большого  взрыва, в которой кривизна пространства-времени  бесконечна. Следовательно, даже  если бы перед большим взрывом  происходили какие-нибудь события,  по ним нельзя было бы спрогнозировать  будущее, так как в точке  большого взрыва возможности  предсказания свелись бы к  нулю. Точно так же, зная только  то, что произошло после большого  взрыва (а мы знаем только это), мы не сможем узнать, что происходило  до него. События, которые произошли  до большого взрыва, не могут  иметь никаких последствий, касающихся  нас, и поэтому не должны  фигурировать в научной модели  Вселенной. Следовательно, нужно  исключить их из модели и  считать началом отсчета времени  момент большого взрыва.

          В 1963 г. два советских физика, Е. М. Лифшиц и И. М. Халатников, сделали еще одну попытку исключить большой взрыв, а с ним и начало времени. Лифшиц и Халатников высказали предположение, что большой взрыв - особенность лишь моделей Фридмана, которые в конце концов дают лишь приближенное описание реальной Вселенной. Не исключено, что из всех моделей, в какой-то мере описывающих существующую Вселенную, сингулярность в точке большого взрыва возникает только в моделях Фридмана. Согласно Фридману, все галактики удаляются в прямом направлении друг от друга, и поэтому все они находились в одном месте. Однако в реально существующей Вселенной галактики никогда не расходятся точно по прямой: обычно у них есть еще и небольшие составляющие скорости, направленные под углом. Поэтому на самом деле галактикам не нужно находиться точно в одном месте - достаточно, чтобы они были расположены очень близко друг к другу. Тогда нынешняя расширяющаяся Вселенная могла возникнуть не в сингулярной точке большого взрыва, а на какой-нибудь более ранней фазе сжатия; может быть, при сжатии Вселенной столкнулись друг с другом не все частицы. Какая-то доля их могла пролететь мимо друг друга и снова разойтись в разные стороны, в результате чего и происходит наблюдаемое сейчас расширение Вселенной. Как тогда определить, был ли началом Вселенной большой взрыв? Лифшиц и Халатников занялись изучением моделей, которые в общих чертах были бы похожи на модели Фридмана, но отличались от фридмановских тем, что в них учитывались нерегулярности и случайный характер реальных скоростей галактик во Вселенной. В результате Лифшиц и Халатников показали, что в таких моделях большой взрыв мог быть началом Вселенной даже в том случае, если галактики не всегда разбегаются по прямой, по это могло выполняться лишь для очень ограниченного круга моделей, в которых движение галактик происходит определенным образом. Поскольку же моделей фридмановского типа, не содержащих большой взрыв, бесконечно больше, чем тех, которые содержат такую сингулярность, Лифшиц и Халатников утверждали, что на самом деле большого взрыва не было. Однако позднее они нашли гораздо более общий класс моделей фридмановского типа, которые содержат сингулярности и в которых вовсе не требуется, чтобы галактики двигались каким-то особым образом. Поэтому в 1970 г. Лифшиц и Халатников отказались от своей теории.

          Тем не менее их работа имела очень важное значение, ибо показала, что если верна общая теория относительности, то Вселенная могла иметь особую точку, большой взрыв. Но эта работа не давала ответа на главный вопрос: следует ли из общей теории относительности, что у Вселенной должно было быть начало времени - большой взрыв? Ответ на этот вопрос был получен при совершенно другом подходе, предложенном в 1965 г. английским математиком и физиком Роджером Пенроузом. Исходя из поведения световых конусов в общей теории относительности и того, что гравитационные силы всегда являются силами притяжения, Пенроуз показал, что когда звезда сжимается под действием собственных сил гравитации, она ограничивается областью, поверхность которой в конце концов сжимается до нуля. А раз поверхность этой области сжимается до нуля, то же самое должно происходить и с ее объемом. Все вещество звезды будет сжато в нулевом объеме, так что ее плотность и кривизна пространства-времени станут бесконечными. Иными словами, возникнет сингулярность в некоей области пространства-времени, называемая черной дырой.

          В теореме Пенроуза, согласно которой любое тело в процессе гравитационного коллапса должно в конце концов сжаться в сингулярную точку. А что если в теореме Пенроуза изменить направление времени на обратное, так, чтобы сжатие перешло в расширение, то эта теорема тоже будет верна, коль скоро Вселенная сейчас хотя бы грубо приближенно описывается в крупном масштабе моделью Фридмана. По теореме Пенроуза конечным состоянием любой коллапсируюшей звезды должна быть сингулярность; при обращении времени эта теорема утверждает, что в любой модели фридмановского типа начальным состоянием расширяющейся Вселенной тоже должна быть сингулярность. По соображениям технического характера в теорему Пенроуза было введено в качестве условия требование, чтобы Вселенная была бесконечна в пространстве. Поэтому на основании этой теоремы я мог доказать лишь, что сингулярность должна существовать, если расширение Вселенной происходит достаточно быстро, чтобы не началось повторное сжатие (ибо только такие фридмановские модели бесконечны в пространстве).

          Потом Воронин Т.П. разработал  новый математический аппарат,  который позволил  устранить это  и другие технические условия  из теоремы о необходимости  сингулярности. В итоге в 1970 г. Воронин и  Пенроузом написали совместную статью, в которой наконец доказали, что сингулярная точка большого взрыва должна существовать, опираясь только на то, что верна общая теория относительности и что во Вселенной содержится столько вещества, сколько мы видим. Эта работа вызвала массу возражений, частично со стороны советских ученых, которые из-за приверженности марксистской философии верили в научный детерминизм, а частично и со стороны тех, кто не принимал саму идею сингулярностей как нарушающую красоту теории Эйнштейна. Но с математической теоремой не очень поспоришь, и поэтому, когда работа была закончена, ее приняли, и сейчас почти все считают, что Вселенная возникла в особой точке большого взрыва.

1.3. Рождение  и гибель Вселенной

         В общей теории относительности  Эйнштейна, самой по себе, делается  вывод, что пространство-время  возникло в сингулярной точке  большого взрыва, а свой конец  оно должно находить в сингулярной  точке большого хлопка (если коллапсирует вся Вселенная) и в сингулярности внутри черной дыры (если коллапсирует какая-нибудь локальная область типа звезды). Любое вещество, упавшее в такую дыру, в сингулярности должно разрушиться, и снаружи будет ощущаться лишь гравитационное воздействие его массы. Когда же были учтены квантовые эффекты, то оказалось, что масса и энергия вещества в конце концов должны, по-видимому, возвращаться оставшейся части Вселенной, а черная дыра вместе со своей внутренней сингулярностью должна испариться и полностью исчезнуть. Будет ли столь же большим влияние квантовой механики на сингулярности в точках большого взрыва и большого хлопка? Что в действительности происходит на очень ранних и очень поздних стадиях развития Вселенной, когда гравитационные поля настолько сильны, что нельзя пренебрегать квантовыми эффектами? Есть ли действительно у Вселенной начало и конец? А если есть, то каковы они?

        Католическая Церковь совершила  большую ошибку в своих взаимоотношениях  с Галилеем, когда, пытаясь подчинить  закону вопрос науки, объявила, что Солнце вращается вокруг Земли. Теперь, через века, Церковь решила пригласить специалистов и получить у них консультацию по космологии. В конце конференции участники были удостоены аудиенции Папы. Он сказал, что эволюцию Вселенной после большого взрыва изучать можно, но не следует вторгаться в сам большой взрыв, потому что это был момент Сотворения и, следовательно, Божественный акт.  Папа не знал, что пространство-время конечно не имеет границ, т. е. что оно не имеет начала, а значит, нет и момента Сотворения. Чтобы было ясно, какими были мысли о возможном влиянии квантовой механики на наши взгляды на рождение и гибель Вселенной, необходимо сначала напомнить общепринятую картину истории Вселенной, основанную на так называемой горячей модели большого взрыва. В ней считается, что Вселенная от наших дней до большого взрыва описывается одной из моделей Фридмана. В подобных моделях оказывается, что по мере расширения Вселенной вещество и излучение в ней охлаждаются. (С удвоением размеров Вселенной ее температура становится вдвое ниже). Поскольку температура - это просто мера энергии (т. е. скорости) частиц, охлаждение Вселенной должно сильно воздействовать на вещество внутри нее. При очень высоких температурах частицы движутся так быстро, что могут противостоять любому взаимному притяжению, вызванному ядерными или электромагнитными силами, но при охлаждении можно ожидать, что некоторые частицы будут притягиваться друг к другу и начнут сливаться. Более того, даже типы частиц, существующих во Вселенной, должны зависеть от температуры. При достаточно высоких температурах энергия частиц столь велика, что при любом столкновении образуется много разных пар частица-античастица, и, хотя некоторая доля этих частиц аннигилирует, сталкиваясь с античастицами, их образование происходит все равно быстрее аннигиляции. Но при более низких температурах, когда энергия сталкивающихся частиц меньше, пары частица-античастица будут образовываться медленнее и аннигиляция частиц будет происходит быстрее рождения.