Александр Шаров - Человек, открывший взрыв Вселенной. Жизнь и труд Эдвина Хаббла

• Название: Человек, открывший взрыв Вселенной. Жизнь и труд Эдвина Хаббла
• Автор: Александр Шаров
• Издательство: Наука
• Жанр: Биографии и Мемуары
• Год: 1989
• ISBN: 5-02-014076-7

Описание жизни и деятельности великого ученого нашего столетия  Эдвина-Пауэла Хаббла (1889—1953), автора замечательных открытий, определивших лицо современной астрономии. Его исследования утвердили концепцию островной Вселенной, состоящей из звездных систем-галактик, подобных Галактике, в которой мы живем. Главным достижением Хаббла явилось открытие закона красного смещения линий в спектрах далеких галактик, свидетельствующего о расширении Вселенной. Рассказывается также об исследованиях, продолживших дело Хаббла: о теории горячей Вселенной, о физике процессов в расширяющейся Вселенной, открытии реликтового излучения, о замыслах новых наблюдений для уточнения картины строения и эволюции Вселенной.

При написании биографии ученого использовался ряд материалов, никогда ранее не публиковавшихся.

---

Эта загадка получила название «проблемы монополей».

Перечисленные загадки связаны с теми процессами, которые происходили в самом начале расширения Вселенной, т. е. в них в зашифрованном виде хранится тайна начала. Оставалось подобрать ключ к шифру.

Мы изложим гипотезы, которые по современным представлениям описывают начало Большого взрыва. Ключ к пониманию «первотолчка» лежит в возникновении особого, так называемого вакуумноподобного состояния вещества, которое может возникать при очень большой плотности. В современной физике под большой плотностью понимается плотность, близкая к величине, определяемой тремя фундаментальными постоянными: G — постоянной тяготения, h — постоянной Планка и c — скоростью света:

Огромность этой величины трудно вообразить. Плотность получила название планковской. Согласно теории, при плотностях близких к планковской, в веществе могут возникать особые состояния, характеризуемые сильнейшими натяжениями, или, что то же самое, отрицательными давлениями. Соотношение между плотностью ρ* и давлением Р* такого состояния имеет вид: Р* = —ρ*с2. Именно такие состояния получили название вакуумноподобных.

Происхождение названия связано со следующим. Если в сегодняшней Вселенной из какой-то области пространства удалить все реальные частицы и поля, то эта область все же не может считаться «абсолютной пустотой (вакуумом)». Дело в том, что в пустоте все время происходит рождение и уничтожение так называемых виртуальных пар — частиц и античастиц, происходят своеобразные «квантовые флуктуации вакуума»: Следствия этих процессов измеряются в тонких экспериментах.

Квантовые флуктуации вакуума не могут быть устранены. Возможным следствием этих процессов является наличие очень небольшой плотности вакуума ρв и отрицательного давления (физически это означает натяжение) Pв. При этом должно выполняться соотношение pв = —ρв∙с2. Любое состояние вещества, в котором давление и плотность связаны таким соотношением, получило название вакуумноподобного. Особенностью вакуумноподобного состояния является то, что оно не меняется при расширении — плотность и давление его остаются постоянными.

Следующее важное обстоятельство связано с уточнением Эйнштейном закона всемирного тяготения Ньютона. Согласно Эйнштейну, в создании гравитационных ускорений участвует не только плотность массы ρ, но и давление Р (или натяжение). Вместо ρв формулу для вычисления тяготения входит сумма (ρ + 3P/c2).

В обычных астрофизических условиях, например в звездах, второе слагаемое чрезвычайно мало. Но в случае вакуумноподобного состояния оно становится решающим. Подставляя в скобки P* = —ρ* с2 для этого случая, убеждаемся, что сумма в скобках становится отрицательной и гравитационное притяжение сменяется отталкиванием. Вот это отталкивание, имеющее не гидродинамический (как в случае перепада давлений), а чисто гравитационный характер, вероятно, и послужило тем «первотолчком», который привел к расширению Вселенной.

Любые две частицы в такой очень ранней Вселенной двигались с нарастающей скоростью друг от друга. При этом плотность вакуумноподобного состояния ρ*, как уже говорилось, с расширением не уменьшалась, не уменьшалось и натяжение (отрицательное давление) Р* и ускоряющая сила действовала постоянно[4]. Легко показать, что при этом расстояния между частицами увеличиваются по экспоненциальному закону, т. е. чрезвычайно стремительно: R = R0 ∙ ехр(3∙1043∙t(с)). Этот процесс получил название инфляции (на английском — раздувание). Он, вероятно, продолжался с t ≈ 3∙10-44 с, когда плотность массы и частиц и вакуумноподобного состояния была около планковского значения ρп ≈ 1094 г/см3, до t ≈ 3∙10-35 с. К концу этого периода все частицы разлетелись на невообразимо большие расстояния — порядка 104∙100000000 парсеков друг от друга. Для сравнения напомним, что размер всей видимой сегодня Вселенной «всего» примерно 1010 парсеков! В той ранней Вселенной практически не было частиц, настолько они были редки, и температура практически не отличалась от -абсолютного нуля. Единственное, что осталось во Вселенной к концу раздувания, — это вакуумноподобное состояние. Но такое состояние неустойчиво и при t примерно равном 3∙10-35 с оно распалось на обычные частицы, движущиеся с ультрарелятивистскими скоростями. Температура во Вселенной в ходе распада вакуумноподобного состояния подскочила примерно до T ≈ 1027 К. Вселенная стала горячей! Это был конец инфляции — вакуумноподобное состояние исчезло. Дальнейшее расширение Вселенной протекало с замедлением, вследствие взаимного тяготения частиц обычного вещества. Последующая судьба расширяющегося горячего вещества описана в предыдущем разделе.

 Предположение о том, что огромные отрицательные давления, а значит, и гравитационное отталкивание могут возникать при очень больших плотностях вещества, было сделано в конце 60-х годов Э. Б. Глинером. В 1972 г. Д. А. Киржниц и А. Д. Линде показали, что подобное состояние может естественно возникать в расширяющейся Вселенной с понижением температуры и плотности от очень больших значений. Несколько позже эти первые идеи были развиты применительно к космологии в работах Э. Б. Глинера, Л. Э, Гуревича, И. Г. Дымниковой, а затем, с использованием новейших достижений физики высоких энергий — А. Гусом, А. Альбрехтом, П. Стейнхартом в США, а у нас в стране — А. Д. Линде, А. А. Старобинским и многими другими.

Раздувание Вселенной и есть тот ключ, с помощью которого разрешаются загадки ее фундаментальных свойств.

Начнем с первой — проблемы горизонта. Она состоит в том, что достаточно удаленные друг от друга точки не успевают даже к сегодняшнему дню обменяться световыми сигналами, и одна точка не может «знать» об условиях в другой. Поэтому непонятно, почему же температуры и другие физические параметры в этих точках одинаковы, о чем свидетельствуют наблюдения. Объяснение состоит в следующем. Удаленные сегодня точки не успевают обменяться сигналами только во Вселенной без эпохи экспоненциального раздувания, т. е. бее инфляции в самом начале. Раздувание невероятно увеличивает расстояние между любыми точками. Поэтому точки, сегодня далекие, в начале инфляции находились совсем рядом, внутри области с размерами 10-33 см, т. е. практически совпадали и могли многократно обмениваться сигналами. А так как они разлетались практически из одной «точки», нет ничего удивительного, что условия в них одинаковы.

Вторая загадка — почему плотность вещества во Вселенной сегодня не очень сильно отличается от критической, а в прошлом вообще была чрезвычайно близка к критическому значению, практически совпадая с ним в самом начале расширения.

Инфляция решает эту проблему следующим образом. Ускорение, создаваемое гравитационным отталкиванием, сообщает расширяющемуся веществу кинетическую энергию, как раз равную энергии гравитации. Когда в конце стадии раздувания вакуумноподобное состояние распадается и превращается в обычное вещество, плотность ρ* переходит в обычную плотность вещества ρ; не удивительно, что энергии гравитации и разлета оказываются сбалансированными и плотность — равной критической плотности.

Третья загадка — откуда взялись небольшие первичные флуктуации плотности в веществе, из которых потом, после их роста, возникли галактики и их системы. Дело в том, что распад вакуумноподобного состояния — квантовый процесс, подверженный случайным флуктуациям, типичным для такого рода процессов, как например, радиоактивный распад. В одних местах по случайным причинам распад вакуумноподобного состояния прошел чуть раньше, чем в других, и поэтому чуть раньше вызвал здесь переход к горячей Вселенной. Это приведет, как показывают расчеты, к небольшим флуктуациям плотности возникшего горячего вещества. Большой вклад в решение этой проблемы внесли С. Хокинг (Великобритания) и А. Д. Линде, В. Н. Лукаш, В. М. Муханов, А. А. Старобинский, Г. С. Чибисов в нашей стране.

Наконец, четвертая проблема — проблема монополей. Решение ее с помощью инфляции очевидно. Монополи возникают во Вселенной в самом начале инфляции, когда температура еще очень высока. После этого в ходе раздувания Вселенной монополи будут разбросаны друг от друга на гигантские расстояния. Они оказываются настолько редкими, что встретить их во Вселенной становится практически невозможно.

Такова схема явлений, которые, вероятно, происходили при огромных плотностях вещества и огромных энергиях, приведших к «первотолчку» и затем после длинной цепочки событий — к наблюдаемой сегодня Вселенной. А что было еще раньше?