Андрей Сахаров - Воспоминания

• Название: Воспоминания
• Автор: Андрей Сахаров
• Издательство: Права человека
• Жанр: Биографии и Мемуары
• Год: 1996
• ISBN: 5-7712-0011-5

В двухтомник вошли книги воспоминаний академика Андрея Дмитриевича Сахарова (1921—1989): «Воспоминания» и «Горький, Москва, далее везде», написанные в 1978—1998 гг., постскриптум Елены Георгиевны Боннэр к «Воспоминаниям», а также приложения и дополнения, содержащие письма, статьи и другие материалы.

====

В данном файле «приложения и дополнения, содержащие письма, статьи и другие материалы» отсутствуют.

---

Вселенная — это все, что существует; она не имеет границ и нет ничего вне ее. Поэтому нелегко представить себе, что значит «расширение Вселенной». Быть может, полезен такой образ-аналогия. (Заимствовано с минимальными изменениями из прекрасной книги Мизнера, Торна и Уилера «Гравитация».) Представим себе двухмерных существ, живущих на поверхности резинового воздушного шарика и не подозревающих, что существует что-либо кроме этой поверхности; это — их Вселенная (популяризаторы XIX века использовали образ двухмерных существ на кривой поверхности, чтобы пояснить понятия неевклидовой геометрии; Чернышевский издевался над этим — и зря!). На поверхности шарика наклеены лепешечки теста, соответствующие галактикам нашей Вселенной. Пусть теперь в шарик вдувается воздух, и он «надувается». Лепешки на поверхности шарика при этом удаляются друг от друга. Двухмерный житель, ползающий по одной из лепешек, вправе сказать, что все остальные лепешки-галактики разлетаются от его родной лепешки; причем чем дальше от него лепешка, тем с большей скоростью она удаляется. Это именно та картина, которую наблюдают астрономы с настоящими трехмерными галактиками в нашем трехмерном мире!

Возникновение представления о нестационарной Вселенной, геометрические свойства которой зависят от времени, — одно из самых грандиозных изменений в научном мировоззрении, принесенных нашим веком. Наука прошлых веков, постигнув изменчивость жизни на Земле, изменчивость земной поверхности и даже самой Солнечной системы, неявно предполагала, что Вселенная в целом обладает некоей высокой степенью постоянства. Отказаться от этого постулата было очень нелегко.

Создав теорию относительности, Эйнштейн пытался применить свои уравнения к миру в целом. При этом он упорно искал стационарные, не изменяющиеся во времени решения. Для этого он даже модифицировал свои первоначальные уравнения, приписав вакууму свойство «самоотталкивания» (так называемая космологическая постоянная Эйнштейна — о ней я еще буду говорить). Но это изобретение тоже не спасло от больших теоретических трудностей, казавшихся непреодолимыми.

Простой и гениальный выход был найден Фридманом в 1922—1924 годах. Он впервые рассмотрел нестационарные решения, в частности расширяющуюся Вселенную, открыв таким образом «на кончике пера» самое грандиозное явление из всех известных сейчас людям.

Первоначально Эйнштейн счел работу Фридмана ошибочной. Лишь несколько месяцев спустя он понял, что ошибался он сам, и опубликовал об этом специальную заметку — еще одно свидетельство человеческой незаурядности и научной честности гения.

Фридман за полтора года до смерти прочитал заметку Эйнштейна, но, к сожалению, не дожил до наблюдательного открытия «разбегания» галактик. Он умер в 1925 году в возрасте 37 лет от брюшного тифа. Во время первой мировой войны Фридман был летчиком-испытателем, Георгиевский кавалер, награжден золотым оружием. П. Л. Капица уверял меня однажды, что Фридман — незаконнорожденный сын одного из великих князей. Так ли это — я не знаю.

Наряду с работами Александра Фридмана в формировании представлений о расширяющейся Вселенной, в выяснении их космологического, астрофизического и общефилософского значения большую роль играли работы Джорджа Леметра (первая работа которого относится к 1927 году и увязана с наблюдательными данными Хаббла и Хьюмансона).

Продолжая мысленно процесс расширения Вселенной в прошлое, мы неизбежно приходим к начальному состоянию очень большой плотности с физическими условиями, отличающимися кардинально от того, что мы наблюдаем в повседневной жизни, или можем сейчас осуществить в лаборатории, или предполагаем, например, в недрах звезд. Сколько времени прошло с этого момента? Наиболее вероятная оценка — от 13 до 20 миллиардов лет. Приведенное число неоднократно уточнялось после первых оценок Хаббла и Хьюмансона, но и сейчас известно еще, по ряду причин, не очень точно. Но качественная картина расширения Вселенной может считаться установленной. Это факт огромного, принципиального значения!

Наблюдаемая картина мира характеризуется двумя особенностями: крайне неоднородным распределением вещества в относительно малых масштабах, сложной иерархической структурой, ступенями которой являются планеты, звезды, галактики, скопления галактик, — и практически однородным распределением вещества в масштабах, превосходящих размеры скопления галактик (в последнее время появились теории, согласно которым Вселенная в еще больших масштабах, чем доступные наблюдению, разбита на области с существенно различными свойствами). «Большая космология» ставит себе задачей объяснить эти особенности, объяснить, почему галактики, звезды и планеты именно такие, какими мы их наблюдаем, а не иные, как конкретно они образовались. Последние десятилетия в «большой космологии» все активней используются достижения теории элементарных частиц; с другой стороны, грандиозные космологические процессы (особенно начальной стадии расширения Вселенной) могут дать нам такие сведения о физике элементарных частиц, которые пока нельзя получить иными методами; уже сейчас космология — это испытательный полигон для новых теорий в области элементарных частиц. Об одном из вопросов этого круга — о барионной асимметрии Вселенной и нестабильности бариона — я буду рассказывать подробно.

Та гипотеза, которая казалась наиболее правдоподобной 20 лет назад — и, главным образом, лежит в основе популярных среди физиков космологических представлений и сейчас, — сводится к утверждению, что начальное состояние Вселенной было весьма однородным, плотность вещества и энергии была практически постоянной в пространстве и вся наблюдаемая структура возникла потом за счет механизма «гравитационной неустойчивости» (многие авторы считают, что на начальной стадии наряду с гравитационной неустойчивостью большую роль играла неустойчивость процессов превращения полей элементарных частиц, некоторые особую роль придают так называемым космическим струнам; в 60-е годы об этом еще никто не думал).

Что такое гравитационная неустойчивость — поясню на модели. Пусть мы имеем бесконечную цепочку одинаковых тяжелых шаров, расположенных на равных расстояниях друг от друга. Пока расстояния в точности равны, шары находятся в покое — силы, действующие на каждый шар слева и справа, уравновешиваются. Но стоит одному из шаров слегка сместиться, скажем вправо, как притяжение к шарам, расположенным слева, уменьшится, а к шарам, расположенным справа, — возрастет (напомню, что сила притяжения по закону тяготения Ньютона обратно пропорциональна квадрату расстояния между шарами). В результате смещение шаров будет возрастать, причем все быстрей и быстрей. В движение придут и остальные шары. Это и есть гравитационная неустойчивость — появление больших неоднородностей из малых начальных. Теорию гравитационной неустойчивости впервые построил Джеймс Джинс (тот самый, книгой которого «Вселенная вокруг нас» я зачитывался в отрочестве). В его теории были, однако, некоторые слабые места.

Строгое и полное исследование гравитационной неустойчивости применительно к космическим моделям Фридмана осуществил Евгений Михайлович Лифшиц в 1946 году. В качестве конкретного выхода своей теории Лифшиц имел в виду объяснить возникновение галактик и их скоплений. Через 10—11 лет после Лифшица некоторые его результаты более простым и наглядным способом воспроизвел Боннор. (У меня при виде этой фамилии невольно возникает вопрос, не из родственников ли он моей жены, разбросанных событиями века по странам и континентам?..)

Теория гравитационной неустойчивости показывает, как возрастают начальные малые неоднородности плотности. Однако, для того чтобы найти эти начальные неоднородности, нужны дополнительные физические соображения или гипотезы. Это одна из главных проблем большой космологии. В своей работе, опубликованной в 1965 году, я как раз пытался исследовать этот вопрос.

Я исходил тогда, вслед за Зельдовичем и многими другими авторами того времени, из так называемой «Холодной модели Вселенной», согласно которой начальная температура сверхплотного вещества предполагалась равной нулю (предполагалось, что вещество нагревается потом за счет тех или иных процессов, включая ядерные реакции). Сейчас «холодная» модель, во всяком случае в ее первоначальной форме, считается безусловно не соответствующей действительности. Наиболее широко принятая модель — «горячая», согласно которой начальное состояние характеризовалось очень высокой температурой.

Использование «холодной» модели в значительной степени обесценило мою первую космологическую работу. Некоторый интерес представляют результаты, относящиеся к теории гравитационной неустойчивости, в том числе (в особенности) квантовой, и гипотезы об уравнении состояния вещества при сверхвысоких плотностях. Квантовый случай неустойчивости я рассмотрел с помощью точного автомодельного решения для волновой функции гармонического осциллятора с переменными параметрами: тут большие трудности представил учет эффектов давления, но я их преодолел (как — отсылаю интересующихся к моей работе; я запомнил день, когда мне удалось найти решение — 22 апреля 1964 года).