Чтение онлайн

Космологический принцип с философской точки зрения выглядит привлекательно. Мы живем в любой точке Вселенной, все точки которой равноправны. Мы вынуждены принять этот принцип, потому что если точка наших наблюдений является исключительной, мы не можем ничего сказать о Вселенной в целом.

Но если все точки равноправны, то невозможно представить себе Вселенную, имеющую предел. В такой Вселенной должны быть центр и края, а согласно классической концепции центр и края все же различаются. Наблюдатель в центре видел бы галактики одинаково во всех направлениях, а наблюдатель на краю видел бы галактики, находящиеся в одном полушарии, и не видел бы ни одной из другого. Классически Вселенная молодого Эйнштейна не могла существовать.

Но общая теория относительности обходила это препятствие. Так как пространство могло быть искривленным, можно было представить себе конечную Вселенную без края.

Это сложно понять человеку, не стоящему на релятивистских принципах, поэтому популяризаторы науки прибегают к следующему сравнению, которое использовал и Хаббл.

Прошедшее время конечно, будущее время бесконечно.

Эдвин Хаббл в своей книге «Наблюдательный подход к космологии» (1937)

Представим себе двумерных существ, а не трехмерных, как мы. Они живут не в плоском двумерном пространстве, а на сферической поверхности, то есть в искривленном пространстве. Сферическая поверхность — это вся их Вселенная, они не понимают, что можно выйти за ее пределы или переместиться в ее центр. Для них Вселенная конечна, потому что они могут переместиться в любую ее точку за конечный отрезок времени, но они не могут достичь края Вселенной, потому что, сколько бы они ни шли, они не могут обнаружить линию, определяющую границы Вселенной. Если применить эту концепцию к трехмерному миру, мы приблизительно поймем, что представлял себе Эйнштейн до того, как применил свои уравнения ко всей Вселенной. Согласно его преставлениям, если бы мы запустили луч света прямо, то из-за кривизны пространства он, пройдя свой путь, вернулся бы к нашему затылку.

Так относительность позволяла совместить космологический принцип и пространственные пределы Вселенной. Относительность делала возможным союз философии Аристотеля с физикой.

Космологический принцип прекрасен. Но... верен ли он?

Этот принцип позволяет изобретать прекрасные теории, однако совместим ли он с наблюдениями? И здесь ключевой фигурой становился такой наблюдатель, как Хаббл. Принцип не нужно доказывать, но он должен подтверждаться наблюдениями.

Однако прежде чем поговорить о Хаббле с его 100-дюймовым телескопом, представим, как мы тихонько пробираемся в кабинет Эйнштейна и наблюдаем за его работой. Вот ученый записывает формулы. Что это за формулы? Вначале он предложил уравнения, которые показались ему самыми простыми. Но эта попытка оказалась неудачной: согласно этим уравнениям Вселенная... расширяется. Но этого не может быть, это абсурдно: Вселенная должна быть статичной. Тогда Эйнштейн меняет свои уравнения, добавляя к ним еще одну переменную — космологическую постоянную А. Эта константа объясняла расширение Вселенной, без которого самогравитация заставила бы Вселенную коллапсировать, стянуться в одну точку, что было равнозначно ее разрушению.

С помощью этой небольшой хитрости ученый достиг своей цели. Воспользовавшись космологической постоянной, Эйнштейн представил нам модель Вселенной, которая была статичной (не двигалась), стационарной (неизменной) и конечной в пространстве. Эту космологическую постоянную сегодня можно было бы назвать темной энергией, так что можно сказать, что понятие темной энергии было введено еще Эйнштейном.

Почти одновременно де Ситтер нашел другое решение уравнений Эйнштейна, верное только для вселенной с низкой плотностью, идеально — для вселенной без материи. Однако решение не было статичным, поэтому оно не понравилось Эйнштейну. Вселенная де Ситтера расширялась, и тогда было предсказано, что v = H0r, что вызвало раздражение Хаббла, и успокоил его только примирительный тон мудрого нидерландца, но об этом мы уже говорили.

Прошло достаточно много времени, пока не нашли решение уравнений Эйнштейна, приемлемое сегодня и справедливое для любых периодов, за исключением времени, равного долям секунды, когда относительность не может применяться. Решение было найдено независимо друг от друга русским ученым Александром Фридманом между 1922 и 1924 годом и бельгийцем Жоржем Леметром в 1927 году. Несмотря на то что модель Леметра появилась позже, считается, что она полностью самостоятельна: Леметр ничего не знал о статьях Фридмана, опубликованных на немецком языке.

В 1823 году немецкий астроном Генрих Вильгельм Ольберс (1758-1840) сформулировал парадокс, который следует из одной естественной мысли, приводящей нас прямо в сердце космологии. Представим, что галактики распределены по Вселенной более или менее гомогенно. Разделим окружающее нас пространство на слои, словно в луковице. Свет от удаленного слоя будет затухать пропорционально r2. Но если в любой точке неба мы можем обнаружить звезду и если бы слоев было бесконечное множество, то мы на Земле по ночам видели бы сияющие небеса. Однако это не так. Самый простой способ разрешить этот парадокс — представить, что свет от удаленных галактик еще не успел дойти до нас.

Зато эти работы прочел Эйнштейн, тут же заявивший, что это решение неприемлемо. Такую же реакцию вызвала у него и работа Леметра, потому что она также противоречила статичной модели. Однако за этим последовала переписка Эйнштейна с Фридманом и устная дискуссия с Леметром, и наш швейцарец принял математическое дополнение своих уравнений, которое сделали эти двое ученых. Эйнштейн не считал, что Вселенная является именно такой, какой видели ее Фридман и Леметр, но признавал корректность их математических рассуждений, и это признание делает ему честь.

Вселенная Фридмана и Леметра расширялась, это расширение происходило (только на современном этапе и в недавнем прошлом) по закону, известному нам как закон Хаббла, v = H0r. На самом деле это простое линейное уравнение было частью более общего уравнения, о котором мы уже говорили:

v-> = H(t)r->,

где H(t) — функция времени, которую эти модели позволяли найти на протяжении жизни Вселенной. Были описаны три типа Вселенной, и все они предполагают Большой взрыв (хотя сам этот термин появился гораздо позже), то есть начало Вселенной, которое Фридман назвал Erschaffung («творение»), а Леметр — «примитивным атомом» и даже «изотопом нейтрона» (он решил, что изначально существовали только нейтроны, распадающиеся на протон и электрон, — в то время были известны только эти частицы). Это были следующие модели.

1 .Закрытая Вселенная, в которой расширение прекращается и начинается сжатие, что приводит к коллапсу Вселенной, названному Большим сжатием (big crunch) — в противоположность Большому взрыву, кривизна этой Вселенной положительная.

2. Открытая Вселенная, в которой расширение длится бесконечно; ее кривизна отрицательная.

3. Критическая Вселенная, или Вселенная Эйнштейна — де Ситтера, или плоская Вселенная; ее кривизна нулевая. Эта самая простая модель, в ней расширение будет вечным, но в бесконечности его скорость стремится к нулю. Плотность типа р t– 2, хотя в прошлом с z = 10000 (приблизительно) во Вселенной доминировал свет, а не материя, и плотность излучаемой энергии была пропорциональна t 1/2 .

Эйнштейн в конце концов принял модель Большого взрыва, особенно после разговора с Хабблом, хотя у него и вызывала сомнения терминология: само слово «космологический» (отцом которого считают Эйнштейна) и Большой взрыв, навевающий религиозные ассоциации.

Значительно позже парадокса Ольберса, в 1948 году, возникла теория, конкурировавшая с теорией Большого взрыва. Речь идет о теории стационарного состояния, предложенной Фредом Хойлом, Томми Голдом и Германом Бонди. Эта теория, сегодня опровергнутая, соперничала с теорией Большого взрыва в течение большей части XX века. Стационарная Вселенная, как это следовало из ее названия, находится в стационарном,неизменном состоянии, но она не статична, то есть можно было наблюдать движение — движение расширения, которое на тот момент подтверждалось наблюдениями. Уменьшение плотности при расширении компенсировалось постоянным созданием новой материи. Хойл использовал термин Большой взрыв (big bang), чтобы поиронизировать над моделями, в которых предполагалось, что Вселенная имела начало во времени и материя в ней при этом имела бесконечную плотность. Однако эта насмешка закрепилась в качестве названия теории Фридмана и Леметра, принятой впоследствии Эйнштейном. Пока решалась судьба теории Большого взрыва и теории стационарного состояния, одни связывали Большой взрыв с идей Бога-творца, а другие предпочитали атеистическую теорию стационарного состояния. Этот спор захватил очень многих.