Десять великих идей науки. Как устроен наш мир. - Эткинз (Эткинс) Питер

Имеется еще одна характеристика начала, на которую нам надо обратить внимание. Часто спрашивают, гдепроисходил Большой Взрыв? Ответ прост и точен (каким и бывает всегда хороший ответ): он происходил везде. Вселенная не взрывалась вочто-то, и в той мере, в какой название Большой Взрыв создает впечатление взрыва, оно неудачно. Большой Взрыв заполнял все пространство: он происходил всюду. И нет необходимости, чтобы Вселенная когда-то была точкой. Если Вселенной предназначено расширяться вечно (без обратного схлопывания), то всегдавне любой заданной области находилась масса, большая, чем внутри нее, даже в момент творения. То есть если Вселенная «открыта» и должна расширяться вечно, она всегда уже была бесконечной. Поэтому, даже если видимая Вселенная, Вселенная, с которой мы взаимодействуем — которая простирается на 15 миллиардов световых лет от нас во всех направлениях и свет которой сотворен на таком расстоянии, чтобы ему как раз хватило времени достичь нас сегодня, — была когда-то спрессована в бесконечно малую точку, мир все же был бесконечной областью вне этой точки. Только если Вселенная «замкнута», то есть подвергнется Большому Хлопку в некотором отдаленном времени в будущем — событие, представляющееся все более маловероятным по мере накопления свидетельств, связанных со скоростью расширения, — было бы правильным представлять себе всю Вселенную первоначально упакованной в одной точке.

Нам также необходимо понять, как описывать расширение Вселенной. В дальнейшем я буду говорить не о размере Вселенной, которая, по-видимому, бесконечна во все времена, и не о размере видимой Вселенной, который соответствует радиусу около 15 миллиардов световых лет, но раньше был меньше, а о ее масштабе. Под этим «масштабом» я имею в виду множитель, связанный с расстоянием между двумя точками, которые сегодня отделяет друг от друга 1 метр. Так, при масштабе 100, эти точки будет разделять 100 метров, когда масштаб был одна миллиардная (10 − 9), две точки были разделены расстоянием в одну миллиардную метра (10 −9м). Эйнштейновские уравнения гравитационного поля можно использовать для расчета зависимости масштабного множителя от времени в разных моделях Вселенной. Первые достаточно реалистические решения были получены русским математиком, авиатором, испытателем воздушных шаров и метеорологом Александром Александровичем Фридманом (1888-1925), который предложил их незадолго до своей смерти от тифа. Они известны, как модели Фридмана (рис. 8.4). Похожие решения были найдены бельгийским духовным лицом, аббатом Жоржем Леметром (1894-1966) в 1925 г.; он был первым, кто проследил их назад во времени и обнаружил то, что назвал «космическим яйцом», а мы теперь называем Большим Взрывом.

Рис. 8.4.История фридмановской Вселенной. Если плотность Вселенной меньше определенной величины, то она «открыта» и расширяется вечно. Если плотность Вселенной больше этой величины, то она «замкнута» и после начальной фазы расширения сожмется обратно к Большому Хлопку. Если плотность Вселенной в точности равна критической, она будет расширяться вечно, но постепенно останавливаться при времени, приближающемся к бесконечности. Современные измерения заставляют предположить, что Вселенная не является замкнутой. Имеются новые наблюдаемые свидетельства в пользу предположения о том, что Вселенная открыта и, может быть, недавно вошла в фазу ускорения.

На сегодняшний день космологи верят, что Вселенная является ни открытой и ни замкнутой, она является «плоской». Плоская Вселенная похожа на открытую Вселенную по характеру расширения, и ее масштаб будет растягиваться всегда, но ее расширение постепенно замедляется и становится бесконечно медленным, когда масштаб приближается к бесконечности. В плоской Вселенной, как и в открытой Вселенной, не существует предела для удаления друг от друга двух точек, разделенных сегодня одним метром. Следствием плоскости, так же как и открытости, является то, что Вселенная всегда имела бесконечную протяженность, и поэтому Большой Взрыв происходил всюду в бесконечном объеме пространства. Когда люди говорят, что Вселенная была изначально очень маленькой, они имеют в виду — им следует иметь в виду, — что масштаб был изначально крайне малым и что две точки, разделенные теперь расстоянием в 1 метр, были разделены тогда мельчайшей долей метра. При том огромном количестве вещества, которое было спрессовано в крошечном пространстве, вы можете представить себе, какова была его плотность; фактически оно было примерно в 10 97раз более плотным, чем вода. И оно было таким плотным везде, везде в бесконечном объеме Вселенной было, всегда было и всегда будет, ужасно много.

И последней подготовительной деталью, иногда мешающей пониманию, является то, что, несмотря на возрастание масштаба Вселенной со временем, объекты, которые она содержит, не становятся больше. Мы сами и наши измерительные палочки со временем не расширяемся, как и расстояния между звездами внутри Галактики. Есть несколько способов понять это, иногда ставящее в тупик, явление. Простейшим является принятие той точки зрения, что описывающие расширение решения Фридмана основаны на модели, в которой вещество берется усредненным по всей Вселенной, а галактики представлены просто точками, указывающими положение в пространстве. Увеличение масштаба относится только к этой «усредненной Вселенной» и умалчивает о поведении крошечных систем, населяющих пространство. Другим способом прийти к тому же заключению является замечание, что если две точки, такие как две звезды в галактике, связаны вместе силами притяжения, то растяжение масштаба не превозмогает эти силы, и точки остаются на том же самом расстоянии друг от друга, как бы долго мы ни ожидали.

Более утонченный пуристский способ понимания этого мудреного, но важного обстоятельства состоит в том, что решения Фридмана говорят нам о том, как две точки будут двигаться друг от друга, при условии, что они двигались друг от друга изначально. Это немного похоже на уравнения движения Ньютона, которые говорят нам, как вычислить положение летящего мяча, если мы знаем, как быстро он летел первоначально. Если мяч покоился, то, как бы долго мы ни ожидали, он будет оставаться на том же месте. Подобным же образом, если две точки в пространстве — ваша голова и пятки — не двигались врозь изначально, то, как бы долго мы ни ожидали, они будут оставаться в том же относительном положении. Расширение Вселенной растягивает нас не в большей мере, чем мяч, покоящийся в классической физике, двигается к другому месту.

С учетом этих замечаний, настало время подойти к истокам нашей истории. На планковском времени предполагается, что все силы, удерживающие вещество вместе (гравитационное, электрослабое и сильное взаимодействия, обсуждавшиеся в главе 6), имели одинаковый уровень, но когда Вселенная охладилась ниже планковской температуры, гравитационные силы отделились от двух других. Две оставшиеся по-прежнему имели одинаковый уровень и передавались безмассовыми бозонами. Потом века не происходило ничего существенного. Более точно, электрослабое и сильное взаимодействия сохраняли одинаковые уровни в течение 10 миллиардов тиканий (планковских времен), произведенных планковскими часами, до момента, который мы назвали бы одной миллиардно-триллионно-триллионной секунды (10 − 33с) после Взрыва. Использование тиканья наших собственных тяжеловесных часов тут неуместно, так как наши часы спроектированы для удобства людей, и тиканье часов в столичных холлах не приспособлено для обсуждения событий в очень молодой, очень горячей и очень плотной Вселенной. Начальное расширение Вселенной, если измерять его в естественных единицах, планковских тиканьях, было чрезвычайно медленным — как переползание плесени, принявшей снотворное; с этой точки зрения легко понять, как много изменений может произойти за время, которое мы, тяжеловесные, летаргические гиганты назвали бы одним морганием.