Этюды о Вселенной

Расширение Вселенной напоминает процесс надувания этого шарика: взаимное расположение различных объектов на его поверхности не меняется; на шарике нет выделенных точек; площадь, на которой были выстроены солдаты, теперь представляет всю Вселенную; площадь эта весьма странная: выходим через калитку на север, а, возвращаясь, обнаруживаем, что появляемся на площади с южной стороны, и т.д.

Недостающая масса

Галактики притягиваются друг к другу согласно закону Ньютона, который, если его видоизменить соответствующим образом, будет справедлив также и в теории Эйнштейна и по которому они должны все время почти незаметно замедляться. Измерение этого замедления позволило бы узнать, сколько вещества присутствует во Вселенной. к сожалению, очень трудно выполнить такое измерение, зависящее от наблюдений самых далеких и, следовательно, самых «молодых» галактик (если учесть то длительное время, которое требуется свету, чтобы до нас дойти, то получится, что галактика, удаленная от нас на 5 млрд. световых лет, будет восприниматься такой, какой она была 5 млрд. лет тому назад, т.е. в момент излучения света). Движение молодых галактик должно казаться не столь замедленным, что должно привести к незначительному отклонению от закона Хаббла. Но оценить расстояние до таких галактик очень трудно, в частности потому, что в течение миллиардов лет сами они могут существенно эволюционировать.

Другой способ оценить полное количество вещества во Вселенной состоит в простом подсчете всех галактик вокруг нас.

Поступая таким образом, мы получим вещества меньше (примерно в десять раз), чем необходимо, чтобы, согласно Эйнштейну, замкнуть «воздушный шарик» Вселенной. Но это не такая уж беда. Существуют модели открытой Вселенной, математическая трактовка которых столь же проста (или сложна, в зависимости от точки зрения) и которые объясняют нехватку вещества. с другой стороны, может оказаться, что во Вселенной имеется не только вещество в виде галактик, но и невидимое вещество (например, нейтринный газ, о котором мы будем говорить ниже) в количестве, необходимом, чтобы Вселенная была замкнута; полемика по этому поводу до сих пор не затихает.

Хроника первых миллионов лет

Чтобы получить ответ на этот вопрос, были проведены исследования начальной стадии эволюции Вселенной, наступившей непосредственно за «большим взрывом». Невозможно начать рассказ о «сотворении мира» непосредственно с момента «нуль», т.е. начиная с сакраментального изречения «Да будет свет!». Этот момент есть всего лишь математический образ, присутствующий в уравнениях Эйнштейна; никто не может гарантировать, что законы физики остаются справедливыми для такого состояния вещества, при котором весь космос оказывается сжатым до размеров спичечной головки. Нам придется удовлетвориться тем, что отправной точкой мы будем считать десятитысячную долю секунды после самого начала. из проделанных вычислений следует, что радиус кривизны Вселенной в этот момент равнялся примерно одной тридцатой части светового года, т.е. 300 млрд. км, что в тысячу раз превышает размеры Солнечной системы. Хотя это и колоссальная величина, но она ничтожна по сравнению с размерами современной Вселенной. Таким образом, вещество находилось в крайне сжатом состоянии с плотностью в тысячи миллиардов раз больше, чем плотность воды, и при чрезвычайно высокой температуре порядка одного триллиона градусов. Происходящее в космосе можно было бы сравнить, например, с быстрым расширением воздуха, нагретого при сжатии его в велосипедном насосе. Чем же был заполнен космос в эти мгновения?

Напомним, что температура газа представляет собой не что иное, как меру средней энергии составляющих его частиц. Если эти частицы попытаться нагреть, до триллиона градусов, то они будут сталкиваться друг с другом с такой силой, что атомы разобьются на ядра и электроны; в свою очередь ядра разобьются на нейтроны и протоны, из которых они состоят. Более того, энергия разлетающихся частей будет столь высока, что сможет материализоваться согласно формуле E = mc² и привести к появлению вещества – антивещества (пар мюонов и электрон-позитронных пар).

Космические соударения сначала происходят в неистовом ритме, который со временем затихает; в конце концов столкновения становятся совсем редкими. Расширяясь, Вселенная охлаждается со скоростью, обратно пропорциональной ее радиусу. в свою очередь радиус Вселенной увеличивается как корень квадратный из прошедшего времени; так, например, при увеличении времени от одной до четырех секунд радиус Вселенной увеличится в два раза, в то время как температура уменьшится вдвое. По прошествии одной секунды после начала пропадают мюоны и начинается образование более стабильных ядер (главным образом ядер гелия, или α-частиц, состоящих из двух протонов и двух нейтронов). в течение последующих трех минут нуклеосинтез по существу заканчивается.