Реферат: Проблемы космологии

--PAGE_BREAK--Мир по Ньютону
В1642 году умер великий Галилей. В этом же году25 декабря (по старо­му стилю) километрах в десяти южнее городка Грэнтэм, в деревне Вульсторп, недалеко от восточного побережья Англии родился Исаак Ньютон. И до Ньютона многие ученые говорили о силе притяжения между различными телами. Еще Коперник пытался объяснить шарообразную форму Земли взаимным притяжени­ем слагающих ее частиц.

Романтический, а порой и ударяв­шийся в мистику Кеплер писал: “Если бы Земля не мешала притягивать воды, то вся морская вода притяну­лась бы к Луне и улетела”.

В знаменитой книге Ньютона “Математические начала натуральной философии” дан последовательный, общий принцип решения любых задач физики и астрономии. Именно после выхода в свет этой книги и возникла классическая физика.

Система мира Ньютона владела умами людей более двухсот лет, и поэтому она не могла не оказать самого серьезного влияния на мышление и мировоззрение мно­гих поколений.

Итак, прежде всего Вселенная по Ньютону бесконечна, и, кроме того, выражаясь языком современного фи­зика, она стационарна, вечна. Дви­жение тел в ней описывается закона­ми Ньютона. Не следует забывать о том, что Ньютон был человеком глу­боко религиозным. Сама идея вечно­сти Вселенной с эстетической и фило­софской точек зрения весьма привле­кательна, и многие крупные ученые соглашались платить весьма большую цену, чтобы сохранить стационарную, вечную Все­ленную.

Гениальный Ньютон, конечно же, не мог не ставить перед собой вопро­са о происхождении мира. Но для него решение этого вопроса было простым. В своих “Началах” он писал:

“Изящнейшее соединение Солнца, планет и комет не могло произойти иначе, как по намерению и по власти могущественного    и    премудрого существа”. Ньютон отстаивал акт пер­вичного сотворения и полагал, что ему удалось лишь открыть основные принципы, управляющие миром.

Ньютон не мог не понимать, что открытые им законы должны приво­дить к некоторым следствиям, не укладывающимся  в наблюдаемую астрономами картину мира. Напри­мер, он сам, затрагивая космологи­ческие вопросы, приходил к мнению, что в бесконечном  пространстве должны быть лишь бесчисленные подобные друг другу сферы. В силу закона всемирного тяготения они должны двигаться с бесконечной скоростью.

Разнообразие небесных объектов, хорошо известное уже вXVII веке, ученый объяснял с теологических позиций. Философия Ньютона, его система мира долгое время устраи­вала всех. Это был тот редкий случай, когда научная теория (именно теория, система, а не догма) не вызывала возражений со стороны церкви: веч­ный и безграничный мир был создан Творцом. Правда, одна неприятность со Все­ленной Ньютона обнаружилась до­вольно скоро. Эта неприятность назы­вается парадоксом Ольберса. Бременский врач с большой практикой и в то же время астроном-любитель Г.Ольберс(1758—1840) среди про­фессиональных астрономов своего времени  пользовался   непререкае­мым авторитетом.

Суть парадокса Ольберса состоит в следующем. Пусть мы живем в бес­конечной Вселенной Ньютона. Попробуем провести мысленный эксперимент. Окружим нашу Землю воображаемой сферой достаточно большого радиуса. Тогда внутри этой сферы окажется какое-то число звезд (для нас сейчас абсолют­но неважно, какое именно), которые дадут определенный вклад в яркость нашей сферы. Удвоим теперь радиус сферы. Если предположить, что все звезды одина­ковы по своей яркости и равномерно распределены в пространстве, при операции удвоения радиуса долж­на увеличиться и яркость ночного неба. Действительно, хотя при такой опе­рации яркость самых далеких звезд уменьшится в4 раза, так как она зависит от расстояния как 1/г2, но количество звезд внутри сферы пря­мо пропорционально ее объему, то есть г, и поэтому общая яркость ноч­ного неба возрастет. В конце концов мы получим такую картину: ночное небо должно быть таким же ярким, как наше Солнце! Сам Ольберс пытался спасти поло­жение, “вводя” в космическое прост­ранство поглощающую свет среду, но на самом деле в этом случае погло­щающий газ должен был бы нагре­ваться до высокой температуры и излучал бы почти столько же энергии, сколько поглощал. Парадокс оставал­ся неразрешимым.
Расширяющаяся вселенная
Заглянуть глубже в тайны миро­здания, чем это сделал Ньютон, дол­гое время казалось невозможным. Лишь в начале нашего века в1915 го­ду появилась работа А. Эйнштейна, которая в конце концов заставила пересмотреть систему мира Ньютона, и, заметим, самым радикальным образом.

Знаменитые уравнения Эйнштей­на— основа общей теории относительности— были опубликованы в 1916 году. Они подарили нам новый мир, существенно отличающийся от мира Ньютона. Как образно сказал один из крупнейших современных физиков, Дж. Уилер, в общей теории относительности пространство “гово­рит” материи, как ей двигаться, а материя “указывает” пространству, как ему искривляться.

Общая Теория Относительности (ОТО) име­ет дело с четырехмерным простран­ством, где одной из координат является время. Трудность состоит в том, что четы­рехмерный мир нельзя представить себе наглядно. Для нас число “нагляд­ных” измерений не превышает трех. Четырехмерный мир Эйнштейна, конечно же, не абстракция. Дело в том, что мы живем геометрически в трехмерном пространстве, но все физические процессы в этом мире связаны со временем, а сам ход вре­мени для наблюдателя зависит от свойств пространства, от скорости процессов. Поэтому время связано в мире Эйнштейна с геометрией, а геометрия со временем. Неда­ром Уилер предложил называть теорию Эйнштейна геометродинамикой.

Геометродинамика, ОТО предска­зывает удивительные явления, кото­рые должны происходить в нашем ми­ре: изменение темпа течения време­ни, искривление лучей света в силь­ных полях тяготения и многое другое.

Итак, пространство не абсолютно, оно динамично, оно живет. И самым важным свойством уравнений Эйн­штейна, по крайней мере для космо­логии, является то, что они позво­ляют представить себе, как жила, живет и будет жить в дальнейшем наша Вселенная. Нельзя не подчеркнуть, что Эйнштейн на первых порах намеренно искал такое решение своих уравнений, которое “давало” бы однородную и статичную Вселенную. То есть сначала и Эйн­штейн, так же как и Ньютон, оказался в плену идеи, если так можно выра­зиться, “статичной вечности”.

Первым человеком, которому уда­лось на основании уравнений Эйн­штейна получить принципиально но­вые выводы о структуре нашей Все­ленной, был советский математик А. Фридман.

Он выполнил интересные работы в области метеорологии и гидромеханики. Но имя свое ученый обессмертил работами по космоло­гии. Первая статья1922 года, где он нашел новое космологическое реше­ние уравнений ОТО, говорила о том, что наш мир, наша Вселенная неста­ционарна. Она замкнута и непрерыв­но расширяется. Эйнштейн отреаги­ровал на эту статью отрицательно, немедленно опубликовав “Замеча­ние”, в котором содержалось опро­вержение выводов Фридмана. Но великий Эйнштейн оказался неправ. Он признал это в1923 году: “Я счи­таю результаты г. Фридмана правиль­ными и проливающими новый свет...”

Сегодня в научной литературе прочно утвердился термин “Вселен­ные Фридмана”. Что же это такое?

Фридман нашел два решения урав­нений Эйнштейна, каждое из которых зависит от средней плотности мате­рии во Вселенной. Если средняя плот­ность ρ меньше некоторой величины ρкр или равна ей, то Вселенная может быть пространственно как бесконеч­ной, так и конечной, но расширение ее будет продолжаться всегда. Если же значение средней плотности боль­ше критической (ρ>ρкр), неизбежно получается замкнутая (но безгранич­ная!) Вселенная. Силы гравитации в этом случае должны в конце концов остановить расширение Вселенной, и она рано или поздно начнет сжимать­ся.

Попробуем пояснить, как совмеща­ются понятия конечности и безгра­ничности. Наглядный пример здесь достаточно прост. Возьмем поверх­ность резинового надувного шарика. Она конечна, как бы мы этот шар ни раздували. Но в то же время она и безгранична, так как, путешествуя по этой поверхности, мы никогда не доберемся до границы. В крайнем случае вернемся туда, откуда начали свой путь.

Итак, на сцене появились динами­ческие модели Вселенной. И сразу же возникло множество вопросов. Ведь модели Фридмана— его Все­ленные— построены пером теорети­ка (да и вообще все, что мы до сих пор обсуждали, было гениальными теоретическими  построениями),  и только   данные   наблюдательной астрономии могли подтвердить или опровергнуть эти модели— модели расширяющейся Вселенной. О чем же они свидетельствовали в то время?

Еще в1914—1917 годах астрономы выяснили поразительный факт, кото­рому, к сожалению, сначала не прида­ли значения: большинство далеких галактик разбегаются от нашей Галактики с довольно большими скоростя­ми, причем самые далекие из них с самыми большими скоростями.

На последнее обстоятельство обра­тил внимание еще в1919 году амери­канский астрономX. Шепли, но не сумел объяснить его (“Вселенные Фридмана” еще не были созданы!). И лишь в1929 году американский астроном Э. Хаббл вывел свой зна­менитый закон, гласящий, что ско­рость разлета галактик, прямо про­порциональна расстоянию от нашей Галактики.V == Нг, гдеV — скорость галактики, г— расстояние, Н— так называемая постоянная Хаббла. За­кон Хаббла— один из краеугольных камней современной космологии.

Астрономы  наблюдали  спектры далеких туманностей и установили, что хорошо известные линии, напри­мер, ионизированного кальция или водорода, находятся “не на своих местах”, сдвинуты далеко в красную сторону спектра. Так был обнаружен факт разлета галактик, и вскоре в науке появился знаменитый термин “красное смещение”. Закон Хаббла был установлен в1929 году, и модели расширяющейся Вселенной получи­ли таким образом первое надеж­ное экспериментальное подтвержде­ние.

Нужно сказать о том, что закон Хаббла и красное смещение разреша­ют и знаменитый парадокс Ольберса.

Закон Всемир­ного тяготения Ньютона легко выво­дится из ОТО. Но не это самое инте­ресное. В 30-х годах было показано, что из закона Всемирного тяготения можно получить законы расширения и сжатия Вселенной, и ОТО для этого в принципе не нужна!

Это поистине поразительный факт, свидетельствующий лишний раз о том, насколько притягательна идея вечной и стационарной Вселенной. Нам трудно себе представить, что модели расширяющегося мира в принципе могли быть получены за­долго до рождения Эйнштейна, к при­меру, еще во времена Ньютона. И не построены были эти модели по чисто психологическим причинам.

Для самого Ньютона не существо­вал вопрос о начале мира, для него непреложным фактом было сотворение мира Творцом. Человечество не было еще готово к постановке подобного вопроса на научной осно­ве. Прошло два столетия со дня смер­ти Ньютона, и уже великий Эйнштейн не хочет говорить с аббатом Леметром о вопросе начала: “Это слишком похоже на акт творения. Сразу видно, что Вы священник”. А ведь аббат Леметр, будущий президент папской Академии в Ватикане, был одним из тех, кто наряду с Фридманом иссле­довал решения ОТО. Термин “вселен­ные Леметра” прочно вошел в науч­ную литературу. Именно он ввел понятие первичного атома, при взры­ве которого и образовался наш мир.

Парадокс, а может быть, и не­что большее, чем парадокс, состо­ял в том, что и Эйнштейн, и многие другие ученые в течение нескольких лет после выхода в свет работ Фрид­мана (а затем и Леметра) не рас­сматривали всерьез космологические решения ОТО, зависящие от времени. Переворот в сознании и соответст­вующая переоценка произошли лишь после открытия Хаббла.

Закон Хаббла утверждает, что чем дальше от нас находится какая-нибудь галактика, тем с большей скоростью она от нас удаляется. При этом долж­на возрастать величина красного смещения. В конце концов оно станет настолько большим, что мы не смо­жем увидеть источник света. Как говорят в космологии, красное сме­щение создает “горизонт” видимости, за который наш взгляд не может про­никнуть. К тому же расширение Вселенной  происходит достаточно быстро. Ну а поскольку свет от объектов, лежащих за горизонтом, мы не можем воспринять, а внутри горизонта число звезд по астроно­мическим  масштабам  невелико— ≈ 1025, парадокс Ольберса, основан­ный на введении бесконечного числа источников света и бесконечной Все­ленной, разрешается просто в рамках моделей расширяющейся Вселенной.

При анализе закона Хаббла возни­кает еще один вопрос. Если все на­блюдаемые галактики разлетаются от нас, то не находимся ли мы, земные наблюдатели, в центре мира?

Казалось бы на первый взгляд, что наше положение “привилегирован­но”.

Вернемся снова к аналогии с по­верхностью  резинового  надувного шара. Предположим, что это и есть наша Вселенная (мы не можем поки­нуть поверхность или проникнуть внутрь шара). Нанесем на поверх­ность шара точки и будем считать каждую точку галактикой. Начнем надувать шар от радиуса R до радиуса 2R (модель расширяющейся Вселен­ной!). Все точки (галактики) естест­венно останутся на поверхности шара, расстояние между ними также увели­чится в два раза. Но вот что самое интересное! В какую бы “галактику” на нашей сфере мы ни поместили наблюдателя (А или В), ему будет казаться, что все осталь­ные галактики от него удаляются, и именно он находится в центре мира.

Таким образом, наша Вселенная не имеет выделенного центра. Но давай­те пойдем назад— начнем выпускать воздух из нашего шарика и предполо­жим, что он сожмется в точку. Конечно, с реальным воздушным шариком этого не произойдет, но в качестве мысленного эксперимента подобная операция не вызывает труд­ностей. Тогда мы увидим, что при стремлении радиуса шара кповерх­ность его также стремится к0, и, естественно, расстояния между точ­ками его поверхности (галактиками) беспредельно уменьшаются.

Именно здесь мы и подходим к одному из основных вопросов космо­логии: что было вначале? Вопрос вполне правомочный. Ведь если Все­ленная расширяется, то когда-то этот процесс должен был начаться. И здесь физика— наука, претендую­щая на то, что она может объяснить любое явление в окружающем нас мире,— обязана была сказать свое слово.
    продолжение
--PAGE_BREAK--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 в1956 году температуру этого излу­чения и получил цифру5—6 К. Не правда ли, очень низкая температура? Но если взглянуть в прошлое, то тем­пература этого излучения была выше, Вселенная была плотнее и горячее...

В1964 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 (около7,5 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. В1965 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 около3,5 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 до1965 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 взрыв
О 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. Всего80 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 более80 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 в1899 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 бо­лее80 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 примерно1014 г/см3. Другими слова­ми, один кубический сантиметр атом­ных ядер весил бы сто миллио­нов тонн. А планковская плот­ность вещества превышает ядерную на80 порядков! Единица с80 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.


    продолжение
--PAGE_BREAK--Микрофизика
Согласно бурно развивающейся в последние годы кварковой теории все адроны состоят из “более” эле­ментарных частиц— кварков. Если эта теория верна (а она получает сей­час убедительные доказательства в различных экспериментах), то при тем­пературе около нескольких тысяч миллиардов градусов Кельвина адро­ны, по-видимому, уже не могут су­ществовать, они разбиваются на со­ставляющие их кварки, точно так же, как атомы при нескольких тысячах градусов распадаются на ядра и электроны, а ядра, в свою очередь, при миллиарде градусов— на прото­ны и нейтроны.

Итак, все адроны состоят из квар­ков. И возникает естественный во­прос: где же предел элементарности частиц? Ведь сравнительно недавно круг элементарных частиц был огра­ничен нейтронами, протонами, элект­ронами и фотонами. А сейчас, мало того” что одних адронов порядка сот­ни, оказалось, они неэлементарны, со­стоят из кварков, антикварков. Неуже­ли в микромире работает принцип “русской матрешки”?

Мы опять не можем ответить на этот вопрос. Физике неизвестна се­годня модель праматерии.

Подходы к этой общей теории, ко­торая должна в конечном итоге свя­зать микро- и макромиры, в центре внимания и физики элементарных ча­стиц, и космологии. Почему?

Мы уже говорили о гравитационном и электромагнитном взаимодействии в физике. Но сегодня известно еще два типа взаимодействий. Это уже упоминавшееся сильное и так назы­ваемое слабое взаимодействия. Сла­бые силы взаимодействия названы так потому, что на масштабах длин по­рядка размеров ядер они слабее не только сильных (ядерных), но и элект­ромагнитных. Тем не менее роль их в природе огромна. Не будь слабых взаимодействий, были бы невозмож­ны процессы, лежащие в основе тер­моядерных реакций, происходящих в недрах Солнца. Другими словами, если бы не было слабых взаимодейст­вий, погасло бы Солнце! Поистине мал золотник, да дорог!

Эти два типа взаимодействия обла­дают очень малым радиусом дейст­вия: сильное работает на расстоянии порядка 10-13 сантиметра, а радиус действия слабого по порядку величи­ны составляет около10-16   сантиметра. Сейчас на повестке дня с особой остротой стоит проблема создания единой основополагающей теории, объединяющей все известные силы. Пока удалось объединить электромаг­нитные и слабые силы. Возникла мо­дель так называемых электрослабых взаимодействий. На очереди— моде­ли великого объединения, или, как их еще называют, гранд-модели. Совер­шенно ясно, что законченная гранд-теория должна с единых позиций объяснить действие всех сил в микро­мире.

Это очень многообещающее на­правление в физике. Гранд-модели предсказывают массу удивительных вещей и, в частности, распад протона. Сейчас экспериментаторы пытаются обнаружить это явление, осуществить, как считают многие физики, экспери­мент века.

Физика микромира, так же как и физика макромира, имеет дело с ог­ромными энергиями. Недаром в раз­ных странах мира: в СССР, в США, Швейцарии, Германии— построены уско­рители, на которых удается исследо­вать частицы с энергиями порядка со­тен ГЭВ. Эта энергия соответствует температурам в миллион миллиардов градусов. Может ли современная экс­периментальная физика подняться еще выше по шкале энергии?

Тридцать с лишним лет назад Э. Ферми выдвинул идею ускорителя-гиганта, опоясывающего весь земной шар. Такой ускоритель представлял бы собой расположенное в космосе огромное кольцо вокруг Земли с ра­диусом около7 тысяч километров. Это дало бы возможность достигнуть энергий  в   107—108  ГЭВ,   или 1020—1021 К. Ясно, что постройку та­кого ускорителя нельзя назвать делом ближайшего будущего.

Попытки разработки гранд-моде­лей, где при еще более высоких энер­гиях объединяются и электрослабые, и сильные взаимодействия, требуют энергии порядка  1014—1016  ГЭВ (1026—1028 К!). Для получения таких энергий нужно было бы построить кольцевой ускоритель порядка раз­меров Солнечной системы. Это уже чересчур не только для физики обо­зримого будущего, но и для научной фантастики. Ведь пока диаметр само­го большого кольцевого ускорите­ля— “всего”2,2 километра.

При переходе к высоким энергиям порядка 1014 ГЭВ мир элементарных частиц должен стать в известном смы­сле проще. Ярмарочное обилие их должно “испариться” и число частиц существенно уменьшиться.

Здесь уместна следующая анало­гия. Число минералов на Земле исчис­ляется несколькими тысячами. Но да­вайте начнем увеличивать темпера­туру Земли. Стоит нам достичь двух-трех тысяч градусов, когда плавятся самые тугоплавкие минералы,— и мы будем иметь достаточно гомогенную жидкость. Это будет расплав, не содержащий ни одного минерала. В нем будут присутствовать лишь эле­менты таблицы Менделеева, а их все­го около сотни. Охладим его, и по ме­ре охлаждения в нем начнут возни­кать множество самых различных ти­пов минеральных зерен. Быть мо­жет, именно так, по мере перехода к неизмеримо более высоким темпе­ратурам происходит некоторое “уп­рощение” системы элементарных частиц.

Но так ли на самом деле оптимистично выглядят перспективы теории элементарных частиц? Объединение электромагнитных и слабых взаимодействий— действительно    триумф теоретической физики, причем триумф, увенчанный убедительным экспериментом. Мы знаем теперь, как ведет себя вещество и что оно собой представляет до энергий100 ГЭВ. Но насколько справедлива экстраполяция на энергии1014 ГЭВ? Ведь здесь раз­ница в12 порядков, в тысячу миллиардов раз?

Нам же важно сейчас отметить сле­дующее. В нашем мысленном экспе­рименте мы начали сжимать Вселен­ную для того, чтобы посмотреть, что будет при этом с веществом. Мы до­шли до энергии в сотни ГЭВ. Здесь есть эксперимент, здесь можно с уве­ренностью сказать, что физика дает хорошие прогнозы по интересующе­му нас вопросу. Теперь можно подве­сти некоторые итоги. Этой энергии соответствует темпе­ратура1015 К. Ясно, что ни атомных ядер, ни протонов, ни нейтронов при такой температуре нет. Есть лишь ча­стицы, претендующие на роль истин­но элементарных: лептоны, фотоны да вырвавшиеся на свободу кварки. Весь этот кварко-лептонный суп находится в состоянии, близком к термодинамическому    равновесию. Это означает, что концентрация частиц поддерживается постоянной, скорости их рождения и гибели равны.

Можно, конечно, пойти дальше и пытаться смотреть, что будет с ве­ществом при более высоких энер­гиях. Теоретики выпустили огромное количество работ, посвященных этой теме. Но, во-первых, твердо устано­вившейся теории здесь нет, во-вто­рых, когда мы приближаемся к планковскому порогу, мы волей-неволей должны рассматривать Вселенную, радиус кривизны которой меньше размеров элементарных частиц, с плотностью вещества, достигающей 1094 г/см3. Это, вообще говоря, terraincognita для современной физики, и вряд ли кто-либо возьмется сказать, что представляет собой сверхплотная Вселенная.

При температуре больше1011К концентрации протонов и нейтронов примерно одинаковы. Но с пониже­нием температуры концентрация про­тонов  возрастает.  Действительно, ведь масса протона меньше массы нейтрона, и поэтому в указанных вы­ше реакциях образование протона при определенной температуре ста­новится более выгодным энергети­чески. С дальнейшим понижением температуры эти реакции вообще прекращаются, и мы уже имеем дело с “замороженными” концентрациями протонов и нейтронов во Вселенной, когда доля нейтронов составляет лишь около 15%. Здесь возникает естественный во­прос. Ведь во время адронной эры во Вселенной должны присутствовать как частицы, так и античастицы. А речь шла сейчас лишь о протонах. Где же антипротоны? Почему наша Вселен­ная несимметрична в зарядовом отно­шении? Почему в ней есть вещество и почти нет антивещества?

Вопрос этот очень сложный и, нуж­но сказать честно, не имеющий на сегодняшний день окончательного ре­шения. Более того, некоторые ученые, например лауреат Нобелевской пре­мии по физикеX. Альвен, считают, что антивещество представлено во Вселенной на паритетных началах с обычным веществом. Большинство ученых находит, чтоX. Альвен не прав. Но в науке голосование не при­нято, и на поставленные вопросы надо пытаться давать исчерпывающий от­вет. Итак, если изначально число частиц и античастиц было одинаковым, то в принципе все они за какое-то время должны были бы в результате анниги­ляции превратиться в фотоны, в свет, в нейтрино и антинейтрино. Но этого нет, и, по крайней мере, для нашей Галактики твердо установлено отсутст­вие звезд и планет из антивещества.

С другими участками Вселенной, которые можно наблюдать сегодня, дело посложнее. Ведь, наблюдая дру­гие галактики, астрономы имеют дело лишь с квантами электромагнитного излучения, и поэтому, если бы какая-либо удаленная галактика состояла из антивещества, мы не могли бы узнать об этом даже в принципе, по­скольку антивещество излучает фото­ны так же, как и обычная материя. Это, кстати говоря, один из сильных аргументов Альвена и его немного­численных сторонников.

Вещество Вселенной все-таки со­стоит, по всей видимости, из прото­нов. Работами последних лет до­статочно убедительно показано, что в этих реакциях кварков должно рож­даться чуть больше, чем антикварков. Насколько? Ответ таков: на три мил­лиарда антикварков должно родить­ся3 миллиарда и еще три кварка. Тогда6 миллиардов кварков и анти­кварков проаннигилируют, а три оставшихся кварка “упадут” со време­нем в адронный “мешок” и образуют протон или нейтрон. Важно отметить, что в результате всех этих процессов во Вселенной на один протон прихо­дится примерно миллиард фотонов и миллиард нейтрино.

Таким образом, вопрос о том, по­чему наша Вселенная состоит из ве­щества, а антивещество отсутствует, находит решение с использованием гранд-моделей.

Процесс синтеза ядер легких эле­ментов продолжался около трех ми­нут после начала Большого Взрыва. С падением температуры синтез ге­лия прекратился, и теперь уже “заморозились”, то есть остались неизмен­ными, относительные концентрации гелия и водорода: ядра водорода составляли70 процентов вещества Вселенной, ядра атомов гелия— 30. Необходимо заметить, что отноше­ние концентраций ядер гелия и водо­рода друг к другу сильно зависит от темпа расширения и, соответственно, от средней плотности вещества во Вселенной. Поэтому в какой-то мере это отношение может использовать­ся для проверки правильности той или иной космологической модели. Оцен­ки содержания гелия в горячих звез­дах во внешней атмосфере Солнца, в солнечном ветре и т. д. дает доста­точное основание для подтверждения правильности “стандартной” теории (дающей цифру в30 процентов для гелия).

Нейтрино  исключительно  слабо взаимодействуют с веществом, для них прозрачен даже наш земной шар. Поэтому примерно через0,3 секунды после Большого Взрыва нейтрино на­чинают “игнорировать” все вещество Вселенной  (включая, конечно, и электроны с позитронами). Их число уже не меняется. Говорят, что про­изошло отделение нейтрино от ве­щества. Этот процесс происходит при температуре больше десяти миллиар­дов градусов.

С понижением температуры про­должает играть роль реакция рож­дения электронов и позитронов из энергичных фотонов, но при пяти мил­лиардах градусов идет уже только реакция аннигиляции. Это приводит к тому, что излучение становится глав­ной, основной частью Вселенной.

Конец лептонной эры уже близок. Ее сменяет эра радиации, или, как ее еще называют, эра фотонной плазмы. Число фотонов в миллиард раз превы­шает к этому моменту число выжив­ших протонов.

Бурная молодость Вселенной закончилась. Она была непродолжи­тельной. Что значат несколько минут по сравнению со многими миллиарда­ми лет? Но именно эти несколько минут оп­ределили весь будущий облик нашего мира. Изменись хоть немного темп расширения Вселенной в эти первые сотни секунд, изменился бы и хими­ческий состав Вселенной. Например, если бы “замораживание” нейтронно-протонного состава произошло рань­ше, чем через одну секунду после Большого Взрыва, то большая часть вещества Вселенной состояла бы не из водорода, а из гелия, и наверняка мы имели бы совершенно другой мир, чем тот, который перед нами сегодня.

Когда прошли процессы ан­нигиляции, главную массу вещества Вселенной составляли фотоны, нейт­рино и примесь высокотемператур­ной нейтральной плазмы, состоящей из протонов, ядер атомов гелия и электронов. Нейтрино, как мы уже го­ворили, с веществом не взаимодейст­вует, а фотоны, наоборот, энергично рассеиваются на электронах, и поэто­му вещество для них непрозрачно. Но с понижением температуры фото­ны постепенно теряли свою энергию и в конце концов, когда “термометр” стал показывать примерно4000К, начались  процессы  рекомбинации электронов и ядер атомов гелия.

Энергии фотонов уже недостаточ­но, чтобы ионизировать атомы, и во Вселенной появляются сначала атомы гелия, а затем и водорода, который становится главным элементом мира. Процесс рекомбинации начался, ко­гда Вселенной было около300 тысяч лет, и закончился еще через700 ты­сяч лет. Этот период также очень важен для космологии. Фотоны, как мы знаем, взаимодействовали с высокотемпературной плазмой, и она была для них непрозрачной. Но, как только гелий и водород стали нейтральными, фотоны получили возможность рас­пространяться свободно, произошло, как принято говорить в космологии, отделение вещества от излучения. С этого момента Вселенная стала прозрачной для фотонов, а они продол­жали остывать по мере расширения Вселенной. Как мы знаем по температуре ре­ликтового излучения, “остыли” они довольно сильно, от4000 К до3 К, то есть температура уменьшилась за это время более чем в тысячу раз. Ну а Вселенная соответственно увеличи­ла свои размеры примерно в тысячу раз.

Итак, мы остановились на моменте времени, когда Вселенная еще моло­да. Ей примерно миллион лет. Она за­полнена фотонами, водородом, ге­лием и нейтрино. Правда, многие фи­зики уверены в том, что есть еще це­лый зоопарк различных таинственных частиц, в частности гравитонов и мо­нополей.


    продолжение
--PAGE_BREAK--