Воспоминания - Андрей Сахаров

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).

В одном из рассмотренных мною гипотетических уравнений состояния плотность энергии при стремлении плотности вещества к бесконечности стремится к постоянной величине. То есть в пределе плотность энергии не зависит от плотности вещества. Давление при этом отрицательно, вещество растянуто. Такое уравнение состояния приводит к расширению Вселенной по закону показательной функции. Независимо, и с большей определенностью, о том же писал в те же годы Глинер. Недавно многие авторы - в их числе первыми были сотрудники ФИАНа Д. А. Киржниц и А. Д. Линде - пришли к выводу, что подобная ситуация может возникнуть в современных теориях элементарных частиц с нарушением внутренней симметрии вакуума. В этих теориях предполагается, что вакуум может существовать в нескольких состояниях, из которых только одно ("истинный" вакуум) обладает нулевой (или очень малой по абсолютной величине) плотностью энергии; в остальных состояниях ("ложный" вакуум) плотность энергии отлична от нуля и колоссальна по абсолютной величине. Алан Гут сделал следующий шаг, применив эти соображения к реальным космологическим проблемам. "Молодая" Вселенная в состоянии ложного вакуума расширяется по закону показательной функции, ее размеры увеличиваются в колоссальное число раз. Чтоб отличить этот случай от умеренного расширения на более поздних стадиях эволюции Вселенной, говорят о "раздувании". В настоящее время теория "раздувающейся" Вселенной является наиболее популярной в ранней космологии, ее развивают теоретики всего мира. Очень активно и успешно в этой области работает Линде. Из других советских астрофизиков я особо должен упомянуть А. А. Старобинского, который стоял у истоков некоторых альтернативных (впоследствии влившихся в общее русло) идей. Гипотеза раздувания естественно объясняет многие астрофизические факты (отсутствие наблюдаемых изолированных магнитных полюсов - "монополей", почти "плоская" геометрия Вселенной и др.). Впрочем, не исключено, что будут найдены альтернативные объяснения. Неясен основной вопрос - о природе поля, вызывающего раздувание. Возможно, что разные состояния вакуума тут ни при чем - просто мы живем в такой области Вселенной, где с самого начала присутствовало поле, обладающее отрицательным давлением, и поэтому в нашей области Вселенной произошло раздувание. Существование подобных полей предполагается в некоторых современных теориях. В целом ситуация тут далека от ясности. Гипотеза раздувающейся Вселенной безусловно должна быть отвергнута, если обнаружится, что геометрия Вселенной далека от плоской (евклидовой).

Главное значение работы 1965 года для меня - я вновь уверовал в свои силы физика-теоретика. Это был некий психологический "разбег", сделавший возможными мои последующие работы тех лет.

Свидетельством начального горячего состояния Вселенной является так называемое "реликтовое (т. е. остаточное) излучение" - приходящее из космоса микроволновое тепловое радиоизлучение, открытое Пензиасом и Вильсоном примерно в то самое время, когда я отдал свою исходящую из холодной модели работу в печать. История открытия реликтового излучения и вообще горячей модели - очень драматична, я не буду ее тут касаться, отослав читателя к ряду прекрасных книг, в их числе Стивена Вейнберга "Первые три минуты", к дополнениям редактора русского перевода этой книги Зельдовича и к его собственным книгам, написанным совместно с И. Д. Новиковым. Укажу лишь, что первоначальная идея горячей Вселенной принадлежит Гамову.

В своей следующей космологической работе я уже исходил из горячей модели и из следующего многозначительного факта - во Вселенной имеется так называемая "барионная асимметрия" (т. е. есть, насколько мы можем видеть, только барионы и нет антибарионов). При этом, что особенно требует объяснения, барионов гораздо меньше, чем фотонов реликтового излучения примерно одна стомиллионная или даже миллиардная доля. Тут мне опять потребуются пространные разъяснения.