Первые три минуты - читать онлайн книгу. Автор: Стивен Вайнберг cтр.№ 34

Однако астрономы, живущие в эпоху после 1976 г., могут не обращать внимания на эти белые пятна. Всю первую секунду, напомним, Вселенная, вероятно, находилась в тепловом равновесии. А значит, количество и распределение всех частиц (не исключая нейтрино) определялись законами статистической физики, а не предыдущей историей Вселенной. Когда сегодня мы наблюдаем в космосе гелий, реликтовое излучение или даже нейтрино, то имеем дело с отголосками тепловой бани, прекратившей свое существование где-то в конце первой секунды. Насколько нам известно, ничто из этого не несет в себе информации о процессах, происходивших до того момента, – в частности, о том, была ли Вселенная до первой секунды однородна и изотропна, хотя отношение числа фотонов к числу нуклонов от этого зависеть может. Представьте, что повара собирались приготовить великолепный ужин: отобрали лучшие ингредиенты, заказали ароматные специи и достали изысканные вина, но потом просто бросили все это в одну кастрюлю и кипятили несколько часов кряду. Наверное, даже самый искушенный гурман не смог бы догадаться, из чего приготовлено поданное ему блюдо.

Есть, впрочем, одно исключение. Гравитационное поле, как и электромагнитное, может проявляться не только в статической форме действия на расстоянии, но и распространяться в виде волн. Два покоящихся электрона отталкиваются друг от друга с постоянной силой, зависящей от расстояния между ними. Если начать двигать один из них из стороны в сторону, второй этого не почувствует до тех пор, пока до него не дойдет электромагнитная волна, несущая информацию об изменении расстояния между частицами. Вряд ли стоит напоминать, что эти волны распространяются со скоростью света – они и есть свет, хотя не обязательно видимый. Аналогично, если какой-то сумасшедший великан начнет раскачивать Солнце в разные стороны, мы на Земле почувствуем это только через восемь минут – время, необходимое гравитационной волне, распространяющейся от Солнца со скоростью света, для достижения Земли. Это не световая волна. В ней колеблются не электрические и магнитные, а гравитационные поля. Как и в случае с электромагнитными, для гравитационных волн всевозможных длин используется собирательный термин «гравитационное излучение».

Последнее взаимодействует с веществом гораздо слабее, чем электромагнитное и даже чем нейтрино. (Именно по этой причине даже наиболее тщательные попытки зарегистрировать гравитационные волны до сих пор ни к чему не привели, хотя теоретически у нас есть все основания предполагать их существование.) Таким образом, гравитационное излучение вышло из теплового равновесия очень рано – скорее всего, при тех самых 10³² К. После этого его температура падала обратно пропорционально размеру Вселенной. Точно такому же закону подчиняется температура и всех остальных компонент. Правда, аннигиляция кварков с антикварками и лептонов с антилептонами немного подогрела все вещество во Вселенной – за исключением лишь гравитационного излучения. Значит, сегодня космос должен быть заполнен последним, имеющим температуру немного меньшую, чем у нейтрино и фотонов, – возможно, около 1 К. Если бы удалось зарегистрировать этот гравитационный фон напрямую, современная теоретическая физика вступила бы в контакт с самым ранним моментом в истории Вселенной, который был ей когда-либо доступен. К сожалению, даже в самых смелых своих мечтах экпериментаторы не надеются поймать этот 1-градусный гравитационный фон в обозримом будущем.

Воспользовавшись в известной степени умозрительной моделью, мы смогли проследить историю ранней Вселенной до момента бесконечной плотности. Но останавливаться не намерены. Естественно, хочется узнать, что было до этого момента – до того, как космос, расширяясь, начал охлаждаться.

Возможно, состояния с бесконечной плотностью вообще никогда не было. Расширение могло начаться после завершения стадии сжатия, в конце которой плотность значительно выросла, но осталась конечной. В следующей главе я расскажу об этом немного подробнее.

Но, хотя мы и не можем быть ни в чем уверены, логично предположить, что существовало некое подлинное начало, до которого говорить о времени не имеет смысла. Мы, например, вполне свыклись с мыслью об абсолютном температурном нуле: ничто невозможно охладить ниже –273,16 °С. Но не потому, что это слишком сложно или никто еще не придумал, как это сделать, а потому, что температуры ниже абсолютного нуля не имеют смысла – что может быть холоднее, чем отсутствие тепла? Точно так же, вероятно, нам придется свыкнуться с мыслью об абсолютном нуле времени – моменте в прошлом, продолжить какую бы то ни было причинно-следственную цепочку за который невозможно в принципе. Этот вопрос пока остается открытым и, может случиться, останется таковым всегда.

Самый главный урок из размышлений о судьбе очень ранней Вселенной – это логическая структура, которая прослеживается в ее истории. Сейчас в природе наблюдается огромное разнообразие частиц и типов взаимодействий. Но за этим разнообразием мы научились видеть простую калибровочную теорию, объединяющую многочисленные частицы и их взаимодействия. Современная Вселенная настолько холодна, что симметрии между различными частицами и взаимодействиями раскололись, как кристаллы льда. Их не видно в обычных явлениях, и нам приходится искать их в математических уравнениях калибровочных теорий поля. Те тайны, которые мы сегодня раскрываем с помощью математики, в горячей ранней Вселенной лежали на поверхности, простота природы напрямую отражалась в физических явлениях. Но наблюдать за всем этим было некому.

Одно можно сказать наверняка: некоторое время Вселенная еще будет расширяться. Что касается ее дальнейшей судьбы, то здесь стандартная теория дает уклончивый ответ: все зависит от плотности – больше она критической или меньше.

Как мы знаем из главы 2, если плотность меньше критического значения, Вселенная имеет бесконечную протяженность и будет расширяться вечно. Наши потомки, если они доживут до того времени, увидят, как термоядерные реакции во всех звездах медленно подходят к концу, оставляя после себя золу: черные карлики, нейтронные звезды и, возможно, черные дыры. Некоторые планеты останутся на своих орбитах, лишь немного замедлившись из-за излучения гравитационных волн, но ни на секунду не останавливаясь. Температура реликтового излучения и нейтрино продолжит падать обратно пропорционально размеру Вселенной, но никогда не достигнет нуля. А ведь даже сегодня мы с трудом улавливаем 3-градусный микроволновый фон.

С другой стороны, если плотность выше критической, то Вселенная замкнута. Причем в какой-то момент она перестанет расширяться и начнет все быстрее сжиматься. Скажем, если плотность превышает критическую в два раза, а постоянная Хаббла равна принятым сейчас 15 км/с на миллион световых лет, то Вселенной сегодня 10 миллиардов лет. В течение еще 50 миллиардов она будет расширяться, после чего этот процесс сменится сжатием (см. рис. 4 на с. 61). Сжимаясь, Вселенная будет проходить все те же стадии, что и при расширении, но в обратном порядке: через 50 миллиардов лет оно достигнет такого же размера, как сейчас, а еще через 10 миллиардов придет в сингулярное состояние с бесконечной плотностью.