|
Реферат: Начало и конец Вселенной (Естествознание)
Содержание:
Введение 2
Ранняя Вселенная. 2
Назад к Большому взрыву. 3
Абсолютная сингулярность. 7
Раздувание. 9
Эпоха адронов. 10
Эпоха лептонов. 10
Эпоха излучения. 11
Фоновое космическое излучение. 11
Эпоха галактик. 13
Дальнейшая судьба Вселенной. 14
Скрытая масса. 15
Судьба замкнутой Вселенной. 19
Отскок. 20
Судьба открытой Вселенной. 20
Заключение. 21
Список литературы: 24
Словарь терминов. 25
Введение
Красота и величие темного ночного неба всегда волнуют нас. Каждое
светящееся пятнышко на нем — образ звезды, ее свет, который давно, может
быть задолго до нашего рождения, оторвался от светила. Человеку трудно
представить себе необъятные просторы Вселенной, протекающие в ней сложные и
мощные процессы приводят нас в трепет. Свет от некоторых видимых объектов
шел к Земле миллионы лет, а ведь расстояние от нас до Луны тот же луч света
преодолевает меньше чем за две секунды.
Наша Земля — всего лишь песчинка, затерявшаяся в бескрайнем пространстве,
одна из девяти планет, обращающихся вокруг неприметной желтой звезды,
называемой Солнцем…
Многие люди, всматриваясь в небо и смотря на звёзды, думают, что хотя их
жизнь и имеет свой конец, но эти все далекие звезды будут всегда –
Вселенная бесконечна. Но это не так. Все в этом мире изменяется и Вселенная
не исключение. Но было ли у Вселенной начало и будет ли конец? Если было
начало, то для Вселенной было ''началом''? В этой работе мне хотелось бы
рассмотреть современные теории возникновение и развитие Вселенной.
Для данной работы в качестве основного матерьяла использовалась книги
''Мечта Эйнштейна, в поисках единой теории строения Вселенной'',
''Фейманские лекции по физике'', ''Вселенная, жизнь, разум'' и ''Прошлое и
будущее Вселенной''. Остальные источники использовались как дополняющие и
поясняющие.
Мы начнем с теории возникновение Вселенной.
Ранняя Вселенная.
Мы живем в расширяющейся Вселенной, которая, согласно теории Большого
взрыва, возникла примерно 18 миллиардов лет назад в результате взрыва
невообразимой силы. В первые мгновения после взрыва не было ни звезд, ни
планет, ни галактик – ничего кроме частиц, излучения и черных дыр. Короче
говоря, Вселенная находилась в состоянии полнейшего хаоса со столь высокой
энергией, что частицы, обладавшие гигантскими скоростями, сталкивались
практически непрерывно. Это был, по сути, колоссальный ускоритель частиц,
намного мощнее тех, которые построены в наши дни.
Теперь ученые строят все более и более мощные установки, чтобы
разобраться, как взаимодействуют высокоэнергичные частицы. Но крупные
ускорители очень дорогостоящи, а на их строительство уходят годы. Поэтому
некоторые особенно нетерпеливые ученые обратились к ранней Вселенной. Ее в
шутку называют “ускорителем для бедных”, хотя это и не самое удачное
название. Если бы нам пришлось строить ускоритель на такие характерные для
ранней Военной энергии, он протянулся бы до ближайших звезд.
Раз уж строительство такой установки нам не по плечу, то, взяв за
образец раннюю Вселенную или, по крайней мере, ее модель, можно попытаться
понять, что происходит при столь больших энергиях.
Но чем вызван интерес к явлениям, происходящим при таких энергиях?
Прежде всего, тем, что они помогают понять природу фундаментальных частиц,
а также фундаментальных взаимодействий. Установление связи между ними
существенно для уяснения взаимозависимости космических явлений, а согласно
современным теориям понимание связи между фундаментальными взаимодействиями
может пролить свет на процессы в ранней Вселенной. Возникает, например,
вопрос: почему фундаментальных взаимодействий четыре, а не одно, что
казалось бы более естественным? Такой же вопрос можно задать и о
фундаментальных частицах.
Конечно, одна фундаментальная сила и одна фундаментальная частица
значительно упростили бы описание Вселенной. Как мы увидим, возможно, она
именно так и устроена. Согласно появившимся недавно теориям, при энергиях,
характерных для ранней Вселенной, все четыре фундаментальных взаимодействия
были слиты воедино. По мере расширения и остывания Вселенной, видимо,
происходило разделение сил; как при понижении температуры замерзает вода,
так, возможно, из единой силы могло “вымерзти” тяготение, оставив остальные
три. Вскоре “вымерзло” слабое взаимодействие, и, наконец, разделились
сильное и электромагнитное. Если такая идея верна и при высоких энергиях
действительно происходит объединение, исследование ранней Вселенной
представляет исключительный интерес.
К середине 60-х годов большинство астрономов приняло концепцию
происхождения Вселенной в результате Большого взрыва, предполагавшую, что в
начале своего существования Вселенная имела бесконечно малые размеры.
Многим трудно согласиться с мыслью о том, что вся масса Вселенной когда-то
содержалась в ядре, меньше чем атом. Однако есть нечто еще труднее
воспринимаемое в этой идее первичного ядра. Нам кажется, что оно
существовало в некотором бесконечном пространстве, где и взорвалось, однако
астрономы утверждают, что это не так. Вокруг этого ядра не было
пространства: ядро и было Вселенной. Взорвавшись, оно создало пространство,
врем и материю. Позднее мы внимательнее рассмотрим этот взрыв и увидим, как
из него развилась Вселенная, но прежде вернемся назад во времени к этому
взрыву.
Назад к Большому взрыву.
Чтобы вернуться к самому началу, нужно знать возраст Вселенной. А это
очень сложный и спорный вопрос. Долгие годы считалось, что возраст
Вселенной составляет примерно 18 миллиардов лет. Эта цифра приводилась в
большинстве учебников, статей и популярных книг по космологии и
принималась большинством ученых, так как основывалась на работе Хаббла,
которую долгие годы развивали Аллен Сэндейдж из Хейльской обсерватории и
Густав Там-ман из Базеля.
Не все, однако, были согласны с таким результатом. Жерар де Вокулер из
Техасского университета I работал над этой проблемой, используя сходную
методику, и постоянно получал результат около 10 миллиардов лет. Сидни ван
ден Берг из канадской обсерватории в Виктории также получил близкое
значение. Но почему-то эти результаты остались без внимания. В 1979 году
еще трое астрономов объявили о том, что с помощью других методов получили
результаты, близкие по значению к полученным Вокулером.
Ученые, наконец, обратили внимание на эти результаты, и кое-кто
задумался, — не надо ли по-новому взглянуть на проблему возраста Вселенной.
Большинство продолжало придерживаться прежнего результата — 18 миллиардов
лет, но по мере того, как появлялись новые данные, свидетельствовавшие в
пользу 10 миллиардов лет, начинал разгораться спор. Давайте немного
задержимся на этом и разберемся в сути этого спора. Мы уже видели, что
Хаббл, соотнеся расстояние до галактик с их красным смещением, предсказал
расширение Вселенной. На его диаграмме особо важным представляется угол
наклона прямой, проходящей через точки; значение H называется постоянной
Хаббла. Важность этой постоянной определяется ее связью с возрастом
Вселенной. Она дает нам представление о скорости расширения, и если мы
повернем расширение или, что-то же самое, время вспять (предположив, что
оно течет в обратную сторону), то Вселенная сожмется. Тогда возраст
Вселенной будет определяться тем временем, которое потребуется всему
веществу, чтобы сжаться до размеров точки. Если бы Вселенная расширялась
равномерно, то ее возраст был бы обратным величине H (1/H). Однако
существует явное свидетельство в пользу того, что это не соответствует
действительности: похоже, что расширение замедляется. Значит, чтобы узнать
реальный возраст Вселенной, нам следует помнить об этом и соответственно
знать, как быстро расширение замедляется.
[pic]
С помощью своей лестницы, которая помогла ему вычислить расстояние до
далёких звезд, Хаббл получил в 1929 году значение Н, которое
соответствовало поразительно малому возрасту — 2 миллиарда лет.
Поразительным его можно считать потому, что результаты геологических
исследований дают гораздо большее значение, и эти данные весьма надежны.
Замешательство длилось недолго: Вальтер Бааде из обсерватории Маунт-Вилсон
вскоре нашел ошибку в методике, с помощью которой Хаббл определял
расстояние. Он пользовался зависимостью период — светимость для цефеид (чем
больше период цефеид, тем больше абсолютная светимость) для определения
расстояния до ближайших галактик, но звезды переменной светимости в этих
галактиках не были обычными цефеидами и, следовательно, указанной
зависимости не подчинялись. С поправками возраст Вселенной удваивался.
Через несколько лет Сэндейдж заметил, что Хаббл принял скопления звезд за
отдельные звезды в более отдаленных галактиках. С этими исправлениями
возраст еще раз удвоился.
Так возраст Вселенной был определен в 10 миллиардов лет. Однако Сэндейджа
и Таммана это не удовлетворило. Они тщательно проанализировали работу
Хаббла, расширив ее рамки. В их распоряжении были новейшая техника и
методика калибровки, не говоря уже о 200-дюймовом телескопе-рефлекторе
Паломар-ской обсерватории. В результате их исследований возраст Вселенной
еще раз удвоился и составил около 18 миллиардов лет, так что некоторое
время никто не смел и подумать о новых вычислениях.
Пока Сэндейдж и Тамман проверяли и корректировали работы Хаббла, в
Техасском университете усердно трудился де Вокулер. Подобно Сэндейджу, он
пользовался космической лестницей, идя по ступенькам вглубь ко все более
слабым галактикам. Однако что-то его беспокоило. Через несколько лет он
внимательно изучил окружающую нас группу галактик, называемую местным
скоплением, и обнаружил, что она является частью гораздо большей группы —
скопления скоплений. Доминирующим в группе было гигантское скопление,
называемое Девой (расположенное в направлении созвездия Девы). Де Вокулер
пришел к выводу, что это колоссальное скопление воздействует на нашу
галактику, поэтому он и получил гораздо меньшее число, чем Сэндейдж и
Тамман, которые не учли этого обстоятельства.
Однако никто не обращал на идеи де Вокулера ни малейшего внимания.
Наверное, легче было считать, что мы живем в обычной области Вселенной, а
де Вокулер уверял, что это аномальная область. Для разрешения противоречия
требовался какой-то совершенно новый метод. Такой метод (который, однако,
не позволил найти окончательное решение) появился в 1979 году — Марк
Ааронсон из обсерватории Стюарда, Джон Хачра из Гарварда и Джереми Моулд из
национальной обсерватории Китт-Пик объявили о том, что полученное ими
значение Н лежит между значениями, предложенными де Вокулером и Сэндейджем.
Однако большинство их измерений, как и измерения Сэндейджа, проводились в
направлении скопления Девы. Де Вокулер предложил провести их в каком-либо
другом участке неба, подальше от Девы. И конечно же, полученное значение
оказалось очень близким к результату де Вокулера.
Ааронсон с сотрудниками использовали метод, разработанный намного
раньше Брентом Талли из Гавайского университета и Ричардом Фишером из
Национальной обсерватории. Талли и Фишер определяли массу галактик, проводя
наблюдения на длине волны 21 см. Линия спектра, соответствующая этой длине
волны при вращении галактик расширяется, т. е. чем больше скорость вращения
галактики, тем шире соответствующая линия. Поскольку известно, что наиболее
массивные, самые крупные галактики вращаются быстрее других, Талли и Фишеру
оставалось лишь измерить ширину линии и тем самым определить «вес»
галактики, а из этого, в свою очередь, ее истинную яркость, или светимость.
Узнав светимость и определив из наблюдений видимую яркость, легко найти
расстояние до галактики.
Несмотря на простоту, метод вызывает на практике ряд трудностей. Прежде
всего, отнюдь не все галактики повернуты к нам «лицом»; обычно они видны
под каким-то углом, а значит, большая часть их света поглощается пылью. Для
учета этого обстоятельства приходится вводить соответствующие поправки, что
и сделали Талли с Фишером. Тем не менее их резуль-: таты подверглись
суровой критике.
Заинтересовавшись этим методом, Ааронсон с сотрудниками решили измерять
не видимый свет галактик, а их инфракрасное излучение, тем самым избежав
необходимости введения поправок. Инфракрасное излучение не задерживается
пылью, а потому и нет необходимости делать поправку на поворот галактик. В
итоге ученые получили значение Я, согласующееся с результатом измерения де
Вокулера.
Ааронсон и его коллеги вскоре убедились, что мы в самом деле живем в
аномальной области Вселенной. Мы находимся на расстоянии примерно 60
миллионов световых лет от суперскопления в Деве и стремимся к нему под
действием притяжения с весьма большой скоростью. Значит, для того чтобы
получить верное значение постоянной Хаббла, нужно из скорости разбегания
галактик (с которой они удаляются от нас) вычесть эту скорость.
Правда, Сэндейдж и Тамман не убеждены, что мы живем в аномальной области.
Их измерения, как утверждают авторы, не дают оснований считать, что мы
движемся к скоплению в Деве, а следовательно, не нужно вводить
соответствующую поправку. Интересно, что наша собственная скорость,
измеренная Ааронсоном, не совпадает со значением, полученным де Вокулером.
По мнению Ааронсона, мы движемся к скоплению в Деве не по прямой, а по
спирали; такой вывод основывается на весьма сложной модели вращающегося
суперскопления.
Итак, возникает проблема — действительно ли мы живем в аномальной
области, как свидетельствуют последние результаты, или же правы Сэндейдж и
Тамман? Казалось бы, решить ее довольно легко, ведь в предыдущей главе
рассказывалось о реликтовом излучении, заполняющем всю Вселенную, причем в
разных направлениях его температура различна. По данным таких измерений, мы
движемся к созвездию Льва со скоростью примерно 600 км/с, но Лев отстоит от
центра скопления в Деве примерно на 43°! Итак, одни измерения
свидетельствуют, что мы движемся в направлении Льва, а другие — что к Деве.
Какие из них верны? Пока неизвестно.
Похоже, что мы зашли в тупик, и в вопросе о возрасте Вселенной — 10 ей
миллиардов лет или 20? К счастью, есть еще два метода определения возраста
Вселенной. Правда, и тот и другой позволяют найти лишь возраст нашей
Галактики, но поскольку довольно хорошо известно, насколько Вселенная
старше Галактики, эти методы весьма надежны. В первом из них используются
гигантские скопления звезд, так называемые глобулярные скопления; они
окружают нашу Галактику подобно тому, как пчелы окружают улей. Если
построить зависимость абсолютной, или истинной, яркости от температуры
поверхности звезд, входящих в такие скопления, откроется весьма интересный
результат. (Такой график называется диаграммой Герцшпрунга — Рессела, по
именам впервые построивших его ученых.)
[pic]
Прежде чем рассказать о полученном результате, рассмотрим типичную
диаграмму Герцшпрунга — Рессела. Если скопление относительно молодое,
большинство точек лежит на диагонали, называемой главной
последовательностью; кроме того, есть несколько точек в верхнем правом углу
и совсем мало — в нижнем левом. На главной последовательности представлены
все звезды — от небольших красных карликов до голубых гигантов. Одной из
особенностей этой диаграммы является то, что звезда, по мере старения,
сходит с главной последовательности. Самые верхние точки, соответствующие
голубым гигантам, сходят первыми, а по ходу старения скопления с главной
последовательности сходит все больше и больше звезд, причем всегда, начиная
сверху диаграммы. Это означает, что чем старше скопление, тем короче его
главная последовательность. Особое значение имеет то, что точка, выше
которой нет звезд (она называется точкой поворота), позволяет оценить
возраст скопления.
Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для молодого скопления (слева) и та же
диаграмма для старого скопления (справа); показана точка поворота
При рассмотрении диаграммы Герцшпрунга — Рессела для глобулярных
скоплений становится видно, что у них точка поворота находится почти внизу
главной последовательности. Это означает, что они очень стары; их возраст —
от 8 до 18 миллиардов лет, т. е. Вселенной должно быть больше 10 миллиардов
лет.
Второй метод заключается в наблюдении скоростей распада различных
радиоактивных веществ. Мерой скорости этого процесса служит так называемый
период полураспада — время, в течение которого распадается половина ядер
данндго вещества. Измеряя периоды полураспада атомов радиоактивных
элементов в Солнечной системе, можно определить ее возраст, а на его основе
— возраст нашей Галактики. И вновь результаты указывают на то, что
Галактике больше 10 миллиардов лет.
Сотрудник Чикагского университета Дэвид Шрамм и некоторые другие ученые
применили ряд методов определения возраста Галактики, а затем обработали
результаты для получения наиболее вероятного значения. Таким образом они
получили оценку 15-16 миллиардов лет. Но и это убедило отнюдь не всех.
Гарри Шипмен из университета Делавэра недавно провел исследование эволюции
белых карликов и определил их число в нашей Галактике; теперь он
утверждает, что Млечному Пути не более 11 миллиардов лет. С его выводами
согласны Кен Джейнс из Бостонского университета и Пьер де Марк из Йеля. Они
внимательно изучили методику определения возраста глобулярных скоплений на
основе графиков зависимости светимость — температура и пришли к выводу, что
учет погрешностей в наблюдениях звезд, а также некоторых теоретических
допущений позволяет снизить оценку их возраста до 12 миллиардов лет.
Вот так обстоит дело. Пока с уверенностью можно утверждать лишь то, что
возраст Вселенной составляет от 10 до 20 миллиардов лет.
Это означает, что около 10-20 миллиардов лет назад произошел
колоссальный взрыв, в результате которого родилась наша Вселенная.
Сейчас галактики разбегаются от нас во всех направлениях, а если
представить себе, что мы движемся во времени вспять, то нам покажется, что
Вселенная сжимается. Теперь галактики расположены так далеко друг от друга,
что для их сближения потребовалось бы около 16 миллиардов лет. Представим
себе, что мы бессмертные существа, путешествующие против течения времени;
для нас миллиард лет – одна минута. Мы увидим вспыхивающие и гаснущие в
нашей Галактике звезды; они образуются из межзвездных газа и пыли, проходят
свой жизненный цикл и либо взрываются, разбрасывая вещество в пространство,
либо медленно угасают. Издала все это похоже на расцвеченную огнями
новогоднюю елку. Двигаясь дальше назад во времени, мы увидим, что
светимость некоторых галактик немного возрастает, но постепенно все они
тускнеют из-за того, что в них становится все больше газа и все меньше
звезд. Но вот погасла последняя звезда, и не осталось ничего кроме
гигантской бурлящей массы газа. Каждая из огромных спиралей газа растет в
размерах, постепенно приближаясь к другим спиралям, а потом, когда
Вселенной становится лишь несколько сот миллионов лет от роду, эти
колоссальные газовые сгустки рассеиваются и все пространство оказывается
заполненным очень разреженным, но весьма однородным газом. Тем не менее, в
нем все же есть заметные флуктуации плотности. Астрономы пока еще точно не
знают, отчего они образовались, но скорее всего это было вызвано
своеобразной ударной волной, пронесшейся через несколько секунд (или минут)
после взрыва.
В возрасте около 10 миллионов лет Вселенная имела температуру, которую
мы сейчас называем комнатной. Может показаться, что она в то время была
абсолютно пуста и черна, но на самом деле там было сильно разреженной
вещество будущих галактик.
Чем ближе к моменту рождения Вселенной, тем больше разогревается газ;
за несколько миллионов лет до этого события появляется слабое свечение,
которое постепенно приобретает темно-красный оттенок, - температура на этом
этапе составляет примерно 1000 К. Вселенная производит жутковатое
впечатление, но все еще прозрачна и однородна; постепенно желтым. И вдруг
при температуре 3000 К. происходит нечто странное – до этого момента
Вселенная была прозрачной (правда, смотреть в ней было не на что, но свет
сквозь нее проходил), а теперь все заволок ослепительно сияющий желтый
туман, через который ничего не видно.
Двигаясь еще дальше назад во времени, мы увидим, что Вселенная состоит
почти целиком из плотного излучения, в которое кое-где вкраплены ядра
атомов. По мере роста температуры яркость тумана все возрастает. Повсюду
появляются легкие частицы и их античастицы – Вселенная на этом этапе
представляет собой смесь излучения, электронов, нейтронов и их античастиц.
Наконец, при еще более высоких температурах, появляются тяжелые частицы их
античастицы, а также черные дыры. Вселенная превращается в невообразимую
кашу – частицы и излучение врезаются друг в друга с колоссальной силой.
Теперь она очень мала, размером с надувной мяч, а еще через долю секунды
может превратиться в сингулярность. Но до того перед нами закроется
“занавес”. Мы не в состоянии сказать, что в действительности произойдет в
последнюю долю секунды в последнюю долю секунды, потому что не в силах
заглянуть за “занавес”, о котором я говорил, занавес нашего неведения. При
таких условиях отказывает не только общая теория относительности, но,
возможно, и квантовая теория, поэтому мы и не можем сказать наверняка,
появляется ли сингулярность.
Абсолютная сингулярность.
Вселенская сингулярность или состояние близкое к ней, о чёрной дыре. В
отличие от черный дыр, которые имеют массу, равную массе крупной звезды;
теперь же речь идет о сингулярности, содержащей всю массу Вселенной. Но
помимо этого есть еще одно фундаментальное отличие. В случае
сколлапсировавшей звезды был горизонт событий, в центре которого помещалась
сингулярность; иными словами, черная дыра находилась где-то в нашей
Вселенной. В случае вселенской черной дыры сразу же возникают трудности –
несли вся наша Вселенная сколлапсировала в черную дыру, значит все вещество
и пространство исчезли в сингулярности, то есть не останется ничего, в чем
можно было бы находится – не будет Вселенной.
Более того, в случае вселенской черной дыры (может быть, вернее будет
сказать, квазичерной дыры) нельзя быть уверенным в том, что имеешь дело с
истинной сингулярностью.
Но даже если сингулярности не было, остается вопрос, что было раньше,
намного раньше. Один из ответов на него может выглядеть так: раньше была
другая Вселенная, которая сколлапсировала, превратившись или почти
превратившись в сингулярность, из которой затем возникла наша Вселенная.
Возможно, что такие коллапсы и возрождения происходили неоднократно. Такую
модель называют осциллирующей моделью Вселенной.
Посмотрим теперь, когда отказывает общая теория относительности; это
происходит через 10(-43) с после начала отсчета времени (интервал,
называемый план-ковским временем). Это как раз тот момент, когда
задергивается «занавес»; после него во Вселенной царит полный хаос, но с
помощью квантовой теории мы можем хотя бы грубо представить себе, что там
происходило.
Ранее уже упоминалось о точке зрения Стивена Хокинга, согласно которой
на самой ранней стадии развития Вселенной образовывались маленькие черные
дыры; он также доказал, что эти черные «дырочки» испаряются примерно через
10(-43) с. Отсюда вытекает, что по истечении этого интервала времени во
Вселенной существовала странная «пена» из черных дыр. Сотрудник Чикагского
университета Дэвид Шрамм так выразился по этому поводу: «...Мы приходим к
представлению о пространстве-времени как о пене из черных мини-дыр, которые
внезапно появляются... ре комбинируют и образуются заново». В этот момент
пространство и время были совершенно не похожи на теперешние — они не
обладали непрерывностью. Эта пена представляла собой по сути дела смесь
пространства, времени, черных дыр и «ничего», не связанных друг с другом. О
таком состоянии мы знаем очень мало.
Температура в момент, о котором идет речь, составляла примерно 10(32)
К — вполне достаточно для образования частиц. Частицы могут образовываться
Посмотрим теперь, когда отказывает общая теория относительности; это
происходит через 10(-43) с после начала отсчета времени (интервал,
называемый план-ковским временем). Это как раз тот момент, когда
задергивается «занавес»; после него во Вселенной царит полный хаос, но с
помощью квантовой теории мы можем хотя бы грубо представить себе, что там
происходило. Ранее уже упоминалось о точке зрения Стивена Хокинга, согласно
которой на самой ранней стадии развития Вселенной образовывались маленькие
черные дыры; он также доказал, что эти черные «дырочки» испаряются примерно
через 10(-43) с. Отсюда вытекает, что по истечении этого интервала времени
во Вселенной существовала странная «пена» из черных дыр. Сотрудник
Чикагского университета Дэвид Шрамм так выразился по этому поводу: «...Мы
приходим к представлению о пространстве-времени как о пене из черных мини-
дыр, которые внезапно появляются... ре комбинируют и образуются заново». В
этот момент пространство и время были совершенно не похожи на теперешние —
они не обладали непрерывностью. Эта пена представляла собой по сути дела
смесь пространства, времени, черных дыр и «ничего», не связанных друг с
другом. О таком состоянии мы знаем очень мало.
Температура в момент, о котором идет речь, составляла примерно 10(32) К
— вполне достаточно для образования частиц. Частицы могут образовываться
двумя способами. В первом случае при достаточно высокой энергии (или, что-
то же самое, при высокой температуре) рождаются электроны и их античастицы
— это так называемое рождение пар. Например, при температуре 6 миллиардов
градусов столкновение двух фотонов может дать пару электрон — позитрон. При
еще более высоких температурах могут рождаться пары протон — антипротон и
так далее; в целом, чем тяжелее частица, тем большая энергия требуется для
ее рождения, т. е. тем выше должна быть температура.
[pic]
Упрощенное изображение эпох Вселенной, начиная с Большого
Взрыва
Раньше мы видели, что есть и второй способ образования пар частиц — они
могут появляться сразу же за горизонтом событий черных мини-дыр под
действием приливных сил. Мы также говорили о том, что при испарении черных
мини-дыр рождались ливни частиц, а поскольку вселенская черная дыра подобна
мини-дыре, там происходило то же самое.
Итак, есть два способа рождения частиц. Какой же из них следует считать
более важным? По мнению ас-1трономов, основная масса частиц образовалась за
счет наличия высоких энергий, так как только на самом раннем этапе
приливные силы были настолько велики, чтобы приводить к рождению частиц в
значительных количествах. Однако многое еще здесь неясно, и впоследствии
может оказаться, что второй метод также играет существенную роль.
Краткий период времени, следующий непосредственно за моментом 10(-43) с,
обычно называют квантовой эпохой.
В эту эпоху все четыре фундаментальных взаимодействия были объединены.
Вскоре после момента 10(-43) с единое поле распалось, и от него отделилась
первая из четырех сил. Позднее по очереди отделились другие силы, которые
изменялись по величине. В конце концов получились четыре знакомых нам
взаимодействия.
Раздувание.
Одна из трудностей, на которую наталкивается традиционная теория Большого
взрыва, — необходимость объяснить, откуда берется колоссальное количество
энергии, требующееся для рождения частиц. Не так давно внимание ученых
привлекла видоизмененная теория Большого взрыва, которая предлагает I ответ
на этот вопрос. Она носит название теории раздувания и была предложена в
1980 году сотрудником Массачусетского технологического института Аланом
Гутом. Основное отличие теории раздувания от традиционной теории Большого
взрыва заключается в описании периода с 10(-35) до 10(-32) с. По теории
Гута примерно через 10(-35) с Вселенная переходит в состояние
«псевдовакуума», при котором ее энергия исключительно велика. Из-за этого
происходит чрезвычайно быстрое расширение, гораздо более быстрое, чем по
теории Большого взрыва (оно называется раздуванием). Через 10(-35) с после
образования Вселенная не содержала ничего кроме черных мини-дыр и
«обрывков» пространства, поэтому при резком раздувании образовалась не одна
вселенная, а множество, причем некоторые, возможно, были вложены друг в
друга. Каждый из участков пены превратился в отдельную вселенную, и мы
живем в одной из них. Отсюда следует, что может существовать много других
вселенных, недоступных для нашего наблюдения.
Хотя в этой теории удается обойти ряд трудностей традиционной теории
Большого взрыва, она и сама не свободна от недостатков. Например, трудно
объяснить, почему, начавшись, раздувание в конце концов прекращается. От
этого недостатка удалось освободиться в новом варианте теории раздувания,
появившемся в 1981 году, но в нем тоже есть свои трудности.
Эпоха адронов.
Через 10(-23) с Вселенная вступила в эпоху адронов, или тяжелых
частиц. Поскольку адроны участвуют в сильных взаимодействиях, эту эпоху
можно назвать эпохой сильных взаимодействий. Температура была достаточно
высока для того, чтобы образовывались пары адронов: мезоны, протоны,
нейтроны и т. п., а также их античастицы. Однако на заре этой эпохи
температура была слишком высока, и тяжелые частицы не могли существовать в
обычном виде; они присутствовали в виде своих составляющих — кварков. На
данном этапе Вселенная почти полностью состояла из кварков и антикварков.
Сейчас свободные кварки не наблюдаются. Из современных теорий следует, что
они попали в «мешки» и не могут их покинуть. Однако некоторые ученые
считают, что где-то еще должны остаться кварки, дошедшие до нас из тех
далеких времен. Возможно, они столь же многочисленны, как атомы золота, но
пока обнаружить их не удалось. В соответствии с этой теорией, после того
как температура достаточно упала (примерно через 10(-6) с), кварки быстро
собрались в «мешки». Такой процесс носит название кваркадронного перехода.
В то время Вселенная состояла в основном из мезонов, нейтронов, протонов,
их античастиц и фотонов; кроме того, могли присутствовать более тяжелые
частицы и немного черных дыр. При этом на каждую частицу приходилась
античастица, они при соударении аннигилировали, превращаясь в один или
несколько фотонов. Фотоны же, в свою очередь, могли образовывать пары
частиц, в результате чего Вселенная, пока пары рождались и аннигилировали
примерно с одинаковой скоростью, пребывала в равновесном состоянии. Однако
по мере расширения температура падала и рождалось все меньше и меньше пар
тяжелых частиц. Постепенно число аннигиляции превысило число рождений, и в
результате почти все тяжелые частицы исчезли. Если бы число частиц и
античастиц было в точности одинаково, то они исчезли бы полностью. На самом
деле это не так, и свидетельство тому — наше существование.
Наконец температура упала настолько, что пары тяжелых частиц уже не
могли рождаться. Энергии хватало лишь для образования легких частиц
(лептонов). Вселенная вступила в эпоху, когда в ней содержались в основном
лептоны и их античастицы.
Эпоха лептонов.
Примерно через сотую долю секунды после Большого взрыва, когда
температура упала до 100 миллиардов градусов, Вселенная вступила в эпоху
лептонов. Теперь она походила на густой суп из излучения (фотонов) и
лептонов (в основном электронов, позитронов, нейтрино и антинейтрино).
Тогда также наблюдалось тепловое равновесие, при котором электрон-
позитронные пары рождались и аннигилировали примерно с одинаковой
скоростью. Но кроме того, во Вселенной находились оставшиеся от эпохи
адронов в небольших количествах протоны и нейтроны — примерно по одному на
миллиард фотонов. Однако в свободном состоянии нейтроны через 13 мин
распадаются на протоны и электроны, т. е. происходил еще один важный
процесс — распад нейтронов. Правда, температура в начале этой эпохи была
еще достаточно высока для рождения нейтронов при соударении электронов с
протонами, поэтому равновесие сохранялось. А вот когда температура упала до
30 миллиардов градусов, электронам уже не хватало энергии для образования
нейтронов, поэтому они распадались в больших количествах.
Еще одно важное событие эпохи лептонов — разделение и освобождение
нейтрино. Нейтрино и антинейтрино образуются в реакциях с участием протонов
и нейтронов. Когда температура была достаточно высока, все эти частицы были
связаны между собой, а при понижении температуры ниже определенного
критического значения произошло их разделение, и все частицы свободно
разлетелись в пространство. По мере расширения Вселенной их температура
падала до тех пор, пока не достигла значения около 2 К. До настоящего
времени обнаружить эти частицы не удалось.
Эпоха излучения.
Через несколько секунд после Большего взрыва, когда температура
составляла около 10 миллиардов градусов, Вселенная вступила в эпоху
излучения. В начале этой эпохи было еще довольно много лептонов, но при
понижении температуры до 3 миллиардов градусов (порогового значения для
рождения пар лептонов) они быстро исчезли, испустив множество фотонов. В то
время Вселенная состояла почти полностью из фотонов.
В эпоху излучения произошло событие исключительной важности — в
результате синтеза образовалось первое ядро. Это как раз то событие,
которое пытался объяснить Гамов; о нем речь шла раньше. Примерно через три
минуты после начала отсчета времени, при температуре около миллиарда
градусов, Вселенная уже достаточно остыла для того, чтобы столкнувшиеся
протон и нейтрон соединились, образовав ядро дейтерия (более тяжелой
разновидности водорода). При соударении двух ядер дейтерия образовывались
ядра гелия. Так за очень короткое время, примерно за 200 мин, около 25 %
вещества Вселенной превратилось в гелий. Помимо того, превращение водорода
в гелий происходит в недрах звезд, но там образуется лишь около 1 % всей
массы гелия. В эту эпоху возникли также другие элементы: немного трития и
лития, но более тяжелые ядра образоваться не могли. Поскольку все, о чем
здесь шла речь, естественно, относится к области теории, читатель вправе
усомниться: а так ли это в действительности? Видимо, да, ведь теория
прекрасно согласуется с наблюдениями, поэтому ей можно доверять. Например,
согласно этой теории гелий должен составлять около 25 % вещества во
Вселенной, что подтверждается наблюдением.
Фоновое космическое излучение.
Вселенная продолжала расширяться и охлаждаться в течение нескольких тысяч
лет. Тогда она состояла в основном из излучения с примесью некоторых частиц
(нейтронов, протонов, электронов, нейтрино и ядер простых атомов). Это была
довольно тоскливая Вселенная, непрозрачная из-за густого светящегося
тумана, и в ней почти ничего не происходило. Непрозрачность вызывалась
равновесием между фотонами и веществом; при этом фотоны были как бы
привязаны к веществу. Наконец, при температуре 3000 К в результате
объединения электронов и протонов образовались атомы водорода, так что
фотоны смогли оторваться от вещества. Как раньше нейтрино, так теперь
фотоны отделились и унеслись в пространство.
Наверное, это напоминало чудо — густой туман внезапно рассеялся и
Вселенная стала прозрачной, хотя и ярко красной, так как температура
излучения была еще довольно высока (чуть ниже 3000 К). Но постепенно она
падала — сначала до 1000 К, затем до 100 К и наконец достигла нынешнего
значения 3 К.
Существование такого фонового излучения предсказал в 1948 году Г. Гамов,
но в своих рассуждениях он допустил массу ошибок, как численных, так и
смысловых. Несколько лет спустя его студент исправил эти ошибки и
рассчитал, что температура фонового излучения сейчас должна быть около 5 К.
Считалось, однако, что это излучение обнаружить не удастся, в частности, из-
за света звезд. Вот почему прошло 17 лет, прежде чем фоновое излучение было
зарегистрировано.
В начале 60-х годов компания «Белл телефон» построила в Холмделе, шт. Нью-
Джерси, специальный радиотелескоп для приема микроволнового излучения. Он
использовался для обеспечения связи со спутником «Телстар». Двое работавших
на нем ученых, Арно Пензиас и Роберт Уилсон, решили также исследовать с его
помощью микроволновое излучение нашей Галактики.
Однако до начала исследований им нужно было обнаружить и устранить все
возможные помехи как от самого телескопа, так и от окружающих наземных
источников. Ученые решили поработать на волне 7,35 см, но вскоре
обнаружили, что на ней постоянно присутствует какой-то шум. Несмотря на все
усилия, избавиться от него не удавалось, хотя вначале исследователям
казалось, что это не составит труда. Шум так мешал работе, что Пензиас и
Уилсон решили проверить, не является ли его источником само небо, Как ни
странно, но оказалось, что это так. Куда бы ученые не наводили телескоп,
шум не исчезал.
[pic]
Они и не подозревали о том, что совсем рядом, в Принстонском
университете, два физика, Роберт Дикке и Джим Пиблз, обсуждали возможность
наличия во Вселенной излучения, дошедшего до нас с момента Большого взрыва.
Пиблз рассчитал, что его температура должна быть около 5 К, и ученые
обратились к своим коллегам П. Роллу и Д. Уилкинсону с просьбой попробовать
обнаружить это излучение. Как видно, никто из них не слышал о предсказании
Гамова, сделанном много лет назад.
Кривая излучения. Если фоновое космическое излучение действительно дошло до
нас от Большого взрыва, оно должно описываться такой же зависимостью
Пензиас узнал об идеях Дикке и позвонил ему, чтобы сообщить о
регистрации «шума», — похоже, это как раз то, что он ищет. Дикке приехал в
Холмдел, и вскоре стало ясно, что помехи действительно представляют собой
искомое излучение. Ученые опубликовали полученные результаты, не упомянув
ни Гамова, ни его студента. Когда Гамов познакомился с этой публикацией, он
направил Дикке весьма сердитое письмо. Позднее Пензиас и Уилсон были
удостоены за свое открытие Нобелевской премии.
Естественно, требовались дополнительные доказательства того, что
зарегистрированный шум представлял собой фоновое космическое излучение,
ведь Пензиас и Уилсон получили на кривой излучения лишь одну точку при
длине волны 7,35 см. Ранее мы видели, что любое нагретое тело излучает
энергию, а кривая излучения (зависимость количества излучаемой энергии от
длины волны) имеет строго определенный вид. Если какое-либо тело полностью
поглощает падающую на него энергию излучения, то такая кривая носит
название кривой излучения черного тела. При плавном переходе от больших
длин волн к меньшим кривая поднимается вверх, проходит через пик и затем
резко опускается вниз. Согласно расчетам, кривая, соответствующая фоновому
космическому излучению, должна была бы иметь ту же форму, что и для черного
тела.
Пензиас и Уилсон получили первую точку на кривой, а вскоре Ролл и
Уилкинсон поставили вторую. Узнав об этом, другие ученые стали проводить
дополнительные измерения на различных длинах волн. Была здесь, однако, одна
трудность. Дело в том, что точки ложились по одну сторону пика, а важно
было получить их и по другую сторону, чтобы убедиться, что кривая идет так,
как нужно. Атмосфера не пропускает излучение таких длин волн, т. е. на
Земле проделать эти измерения невозможно. Каково же было потрясение ученых,
когда точка, полученная установленной на ракете аппаратурой, оказалась
гораздо выше расчетной кривой. И каково же было их облегчение, когда
выяснилось, что детектор случайно зарегистрировал тепловое излучение
двигателя ракеты. Последующие измерения подтвердили, что за пиком
действительно идет спад, как и следует из теории. Таким образом, с
определенной долей уверенности можно утверждать, что это излучение дошло до
нас от времен Большого взрыва.
В первом приближении получалось, что фоновое (или, как его еще называют,
реликтовое) излучение имеет одинаковые характеристики во всех направлениях,
т. е. изотропно. Но не опровергнут ли этот результат более точные
измерения? Поставим и такой вопрос: а что если излучение анизотропно
(различно в разных направлениях)? Немного поразмыслив, мы поймем, что если
температура реликтового излучения выше в каком-то одном направлении, то,
значит, мы движемся в направлении роста температуры. Это как с туманом, —
если он густеет, значит, мы движемся в ту сторону, где он плотнее, и
наоборот, — если он редеет, мы движемся в противоположную сторону. Первые
измерения, выполненные в 1969 и 1971 годах, давали основания предполагать
наличие анизотропии, поэтому две группы ученых, одна из Калифорнийского
университета в Беркли, а другая из Принстона, решили провести детальные
измерения за пределами атмосферы.
Группа исследователей из Беркли выполнила первые измерения в 1976 году
при помощи самолета-шпиона У-2. И в самом деле, оказалось, что имеется
небольшая анизотропия, по величине которой удалось установить, что мы
движемся в направлении созвездия Льва со скоростью около 600 км/с. Позже
выяснилось, что туда летит не только Солнечная система, но и вся наша
Галактика, а также некоторые из соседних галактик.
Эпоха галактик.
После отрыва излучения от вещества Вселенная по-прежнему состояла из
довольно однородной смеси частиц и излучения. В ней уже содержалось
вещество, из которого впоследствии образовались галактики, но пока его
распределение оставалось в основном равномерным. Известно, однако, что
позже наступил этап неоднородности, иначе сейчас не было бы галактик. Но
откуда же взялись флуктуации, приведшие к появлению галактик?
Астрономы полагают, что они проявились очень рано, практически сразу же
после Большого взрыва. Что их вызвало? Точно неизвестно и, может быть,
никогда не будет известно наверняка, но они каким-то образом появились
практически в самый первый момент. Возможно, поначалу они были довольно
велики, а затем сгладились, а может быть, наоборот, увеличивались с
течением времени. Известно, однако, что по окончании эпохи излучения эти
флуктуации стали расти. С течением времени они разорвали облака частиц на
отдельные части. Эти гигантские клубы вещества расширялись вместе с
Вселенной, но постепенно стали отставать. Затем под действием взаимного
притяжения частиц начало происходить их уплотнение. Большинство этих
образований поначалу медленно вращалось, и по мере уплотнения скорость их
вращения возрастала.
Турбулентность в каждом из фрагментов была весьма значительна, и облако
дробилось еще больше, до тех пор, пока не остались области размером со
звезду. Они уплотнялись и образовывали так называемые протозвезды (облако в
целом называется протогалактикой). Затем стали загораться звезды и
галактики приобрели свой нынешний вид.
Эта картина довольно правдоподобна, но все же остается ряд нерешенных
проблем. Как, например, выглядели ранние формы галактик (их обычно называют
первичными галактиками)? Так как пока ни одна из них не наблюдалась,
сравнивать теоретические построения не с чем.
Есть и другие трудности. Задумаемся над тем, что мы видим, вглядываясь в
глубины космоса. Ясно, что при этом мы заглядываем в прошлое. Почему? Да
потому, что скорость света не бесконечна, а имеет предел; для того чтобы
дойти до нас от удаленного объекта, свету требуется некоторое время.
Например, галактику, находящуюся от нас на расстоянии 10 миллионов световых
лет, мы видим такой какой она была 10 миллионов лет назад; галактику на
расстоянии 3 миллиарда световых лет мы наблюдаем отстоящей от нас во
времени на 3 миллиарда лет. Всматриваясь еще дальше, мы видим все более
тусклые галактики, и наконец они становятся вовсе не видны — за
определенной границей можно наблюдать только так называемые радиогалактики,
которые, похоже, во многих случаях находятся в состоянии взрыва. За этой
границей расположены особенно странные галактики — мощные источники
радиоизлучения с чрезвычайно плотными ядрами.
Наконец, на самой окраине Вселенной можно разглядеть только квазары. Их
обнаружили в начале 60-х годов, и с тех пор они остаются для нас загадкой.
Они испускают больше энергии, чем целая галактика (а ведь в нее входят
сотни миллиардов звезд), при весьма малом размере — не больше Солнечной
системы. По сравнению с количеством излучаемой энергии такой размер просто
смехотворен. Как может столь малый объект давать столько энергии? На эту
тему в последние годы много рассуждали, в основном применительно к черным
дырам, но ответа пока нет. В соответствии с наиболее приемлемой моделью,
квазар — это плотный сгусток газа и звезд, находящийся поблизости от черной
дыры. Энергия выделяется, когда газ и звездное вещество поглощаются черной
дырой. Важно помнить, что мы видим все эти объекты такими, какими они были
давным-давно, когда Вселенной было, скажем, всего несколько миллионов лет
от роду. Поскольку на самой окраине видны только квазары, напрашивается
вывод, что они есть самая ранняя форма галактик. Ближе к нам находятся
радиогалактики, так, может быть, они произошли от квазаров? Еще ближе
обычные галактики, которые, стало быть, произошли от радиогалактик?
Получается как бы цепь эволюции: квазары, радиогалактики и обычные
галактики. Хотя такие рассуждения кажутся вполне разумными, большинство
астрономов с ними не соглашается. Одно из возражений — разница в размерах
между квазарами и галактиками. Следует, однако, упомянуть, что недавно
вокруг некоторых квазаров обнаружены туманности. Возможно, эти туманности
затем конденсируются в звезды, которые объединяются в галактики. Из-за
упомянутой выше и других трудностей большая часть астрономов предпочитает
считать, что и на самых дальних рубежах есть первичные галактики, но они
слишком слабы и потому не видны. Более того, недавно обнаружены новые
свидетельства, подтверждающие такое предположение, — зарегистрировано
несколько галактик, находящихся на 2 миллиарда световых лет дальше, чем
самая дальняя из известных галактик. Они настолько слабы, что для получения
их изображения на фотопластинке понадобилась экспозиция 40 ч.
Мы рассмотрели теории возникновение Вселенной. Теперь рассмотрим ее
возможную дальнейшую судьбу.
Дальнейшая судьба Вселенной.
Вопрос о дальнейшей судьбе Вселенной — несомненно, важная часть полной
единой теории. Теория Фридмана — просто одна из ее составляющих; единая
теория обязана идти дальше. Из теории Фридмана следует только, что
Вселенная, в зависимости от средней плотности вещества, будет либо
расширяться вечно, либо прекратит расширение и начнет сжиматься. Теория не
говорит, как именно это будет происходить. Конечно, у нас есть кое-какие
догадки, которые кажутся справедливыми, но, по правде говоря, это лишь
предположения.
Итак, начнем с рассмотрения альтернатив, предлагаемых теорией Фридмана.
Чтобы их легче было понять, прибегнем к аналогии. Предположим, что вверх
подбрасывают шарик; его движение будет постепенно замедляться, затем он
остановится и начнет падать вниз. Высота его подъема зависит от начальной
скорости, а также от силы тяжести. Если бросить его с достаточно большой
скоростью, то он, в принципе, может никогда не упасть на землю. Эта
скорость называется скоростью убегания.
Примерно так же обстоит дело и с Вселенной. Около 18 миллиардов лет назад
произошел Большой взрыв, в результате которого возникла Вселенная. Осколки
разлетелись в разные стороны с неимоверной скоростью и по-прежнему летят в
виде галактик. В этом случае нет какого-то объекта типа Земли, которая
притягивала к себе шарик, но есть гравитационное взаимодействие всех
галактик. Это притяжение замедляет расширение Вселенной, в результате чего
замедляется и разбегание галактик. Наиболее удаленные по расстоянию, а
значит, и по времени, замедляются больше всего.
Естественно, возникает вопрос: хватит ли этого замедления, чтобы
разбегание галактик остановилось полностью? Иными словами, достаточно ли
взаимного гравитационного притяжения для преодоления расширения? Легко
видеть, что это зависит от напряженности гравитационного поля, которая, в
свою очередь, зависит от средней плотности вещества во Вселенной
(количества вещества в единице объема). Иначе этот вопрос можно
сформулировать так: достаточно ли велика средняя плотность вещества во
Вселенной, чтобы остановить ее расширение? Пока дать определенный ответ
невозможно, но, как мы видели раньше, похоже, что средняя плотность близка
к так называемой критической.
Открыта или замкнута Вселенная зависит от того, насколько ее плотность
отличается от критической, равной примерно 0,5 • 10(-30) г/см3. Если
плотность больше этого значения, то Вселенная замкнута и в конце концов
сожмется в точку; если же меньше, то она открыта и будет расширяться вечно.
Может показаться, что решить вопрос о замкнутости или открытости Вселенной
совсем нетрудно, для этого нужно лишь измерить среднюю плотность и сравнить
ее с критической. К сожалению, здесь возникают трудности, и весьма
серьезные. Можно довольно точно оценить плотность видимого вещества, но она
очень далека от критической — для того, чтобы Вселенная была замкнутой,
видимого вещества должно быть раз в 100 больше.
Известно, однако, что есть довольно много «невидимой материи» — небольших
слабых звезд, пыли, обломков камней, черных дыр и излучения. Обеспечивает
ли она замкнутость Вселенной? На первый взгляд кажется, что нет, и такой
вывод подтверждали исследования, проведенные в 70-х годах Готтом, Гунном,
Шраммом и Тинсли. Однако после 1980 года был сделан ряд важных открытий,
которые заставили пересмотреть отношение к этой проблеме.
Скрытая масса.
Дополнительная масса, требующаяся для того, чтобы Вселенная была
замкнутой, называется скрытой массой. Это не очень удачное название,
поскольку вполне может оказаться, что ее вообще нет. Однако имеются
серьезные свидетельства того, что она существует, но в странном,
непривычном виде. Давно известно, что в галактиках есть много невидимого
вещества, часть его относится к отдельным галактикам, а часть — к их
скоплениям.
Рассмотрим эти случаи по очереди и начнем с отдельных галактик.
Определить полную массу галактики довольно легко. Для этого вовсе не нужно
рассчитывать средние массы звезд, а затем суммировать их по всему
пространству; это слишком трудно, а то и невозможно. Применяется другой
метод, и чтобы понять его, рассмотрим вначале Солнечную систему. Известно,
что планеты движутся вокруг Солнца по орбитам, параметры которых
подчиняются трем законам, открытым Иоганном Кеплером несколько веков назад.
Один из этих законов позволяет определить скорость планеты, если известна
масса всего вещества, заключенного в пределы ее орбиты (в случае Солнечной
системы почти вся масса сосредоточена в Солнце). Закон, естественно,
работает и в другую сторону — зная скорость планеты, можно определить
полную массу объектов, находящихся внутри ее орбиты. Такой подход полностью
применим и к галактикам. Наше Солнце, например, находится на расстоянии
примерно 3/5 от центра Галактики. Измерив его орбитальную скорость, можно
узнать массу всех звезд, расположенных между нами и центром Галактики.
Расчет, конечно, не позволит вычислить полную массу Галактики, для этого
потребуется какая-нибудь звезда на ее периферии.
На самом деле для этого даже не нужна звезда, годится любой объект.
Астрономы несколько лет назад измерили скорость внешних облаков водорода в
соседних с нами спиралях галактик и обнаружили, что они движутся гораздо
быстрее, чем должны были бы согласно принятой оценке массы галактики.
Изучив эту проблему глубже, они пришли к выводу, что на окраинах этих
галактик должно быть значительное количество вещества в форме гало. К
удивлению ученых выяснилось, что масса таких гало превышает массу звезд.
Из чего же они состоят? Ясно, что не из звезд, иначе они были бы видны.
Возможно, это очень слабые звезды или обломки, пыль, газ. Если гало есть у
всех галактик, то, конечно, масса их значительно возрастет, а
следовательно, увеличится и масса всей Вселенной. Но окажется ли этого
достаточно, чтобы «замкнуть» Вселенную? Вычисления показали, что нет, но
история на этом не кончается.
Большинство галактик во Вселенной образуют скопления; иногда в скопления
входят только две-три галактики, но обычно гораздо больше. В наше
скопление, например, их входит около 30. Научившись определять массу
отдельных галактик, астрономы обратились к их скоплениям. Просуммировав
массы отдельных галактик, они обнаружили, что их недостаточно для того,
чтобы силы притяжения удерживали скопление вместе как единое целое. Тем не
менее они явно не собирались распадаться — ничто не указывало на разлет
отдельных галактик. Некоторым скоплениям не хватало сотен собственных масс,
чтобы удержать их вместе силами гравитационного притяжения. Даже добавление
дополнительной массы, заключенной в гало, не спасало положения. Учитывая
это, легко понять, почему ученые говорят о скрытой массе.
Если она действительно существует, то в какой форме? Очевидно, в такой,
которую нелегко обнаружить. Это может быть, например, газообразный водород
— либо нейтральный атомарный, либо ионизованный (т. е. получивший заряд в
результате потери электронов). Однако при ближайшем рассмотрении
оказывается, что нейтральный водород на эту роль не подходит. Он излучает
на волне 21 см и соответствующие наблюдения показали, что как между
ближними, так и между дальними галактиками водорода совсем немного.
Одно время считалось, что подойдет ионизованный водород, поскольку
фоновое рентгеновское излучение во Вселенной связывалось именно с ним.
Однако позже выяснилось, что это излучение скорее всего вызывается
квазарами. Тогда пришла очередь нейтронных звезд, белых карликов и черных
дыр, но и они в конце концов отпали. Черные дыры должны были бы быть
сверхмассивными (иметь массу порядка галактической) или же встречаться
очень часто, что маловероятно. Исследования показали, что хотя в центре
многих, если не всех, галактик могут быть массивные черные дыры, нет
свидетельств существования таких изолированных дыр в скоплениях, иначе была
бы вероятность заметить их и в нашей Галактике.
В качестве возможных кандидатов рассматривались и фотоны, ведь энергия
есть одна из форм существования материи. Однако и в этом случае расчеты
показали, что их вклад явно недостаточен.
Создавалось впечатление, что во Вселенной просто недостаточно материи и
потому она незамкнута. Тем не менее некоторые ученые были убеждены, что в
конце концов недостающая масса найдется. И вот наступила кульминация... В
предыдущей главе говорилось, что весь дейтерий во Вселенной образовался
через несколько минут после Большого взрыва. Хотя основная его часть
быстро превратилась в гелий, некоторое количество все же осталось, и если
его измерить, то можно ответить на вопрос, замкнута ли Вселенная. Чтобы
понять почему, посмотрим, что происходило в то время. Известно, что при
соударении ядер дейтерия образуется гелий. Если плотность Вселенной была
высока, то соударений было много и образовалось значительное количество
гелия; если же плотность была низка, то осталось много дейтерия. Поскольку
количество дейтерия во Вселенной со временем изменилось незначительно,
измерение его должно показать, замкнута ли Вселенная. Такие измерения,
конечно же, были проделаны, и вот их результат — Вселенная не замкнута. В
70-е годы такой результат казался вполне убедительным, а когда аналогичные
оценки были проделаны для гелия и совпали с данными по дейтерию, вопрос,
казалось, был решен окончательно — Вселенная открыта.
Однако через несколько лет ученые нашли изъян в этой аргументации. Из нее
следовало лишь то, что Вселенная не может оказаться замкнутой частицами,
называемыми барионами. К барионам относятся и протоны и нейтроны, из
которых состоит большинство известных нам объектов — звезды, космическая
пыль, водород и даже образовавшиеся в результате коллапса звезд черные
дыры. Может возникнуть вопрос: а есть ли что-нибудь кроме барионов? Да, это
лептоны и так называемые экзотические частицы. Лептоны чересчур легки,
чтобы заметно увеличить массу, а вот экзотические частицы в последнее время
привлекают к себе большое внимание. Первыми в поле зрения попали нейтрино,
и в течение какого-то времени астрономы были убеждены, что эта частица
поможет «замкнуть» Вселенную. Нейтрино почти так же распространены, как
фотоны, примерно миллиард на каждый атом вещества; долгое время считалось,
что их масса покоя равна нулю. Конечно, массой они все-таки обладают, ведь
любая форма энергии имеет массу, но ее явно не хватит, чтобы остановить
расширение Вселенной.
Но вот в конце 70-х годов было высказано предположение, что нейтрино
имеют массу покоя. Как бы мала она ни была, из теорий следовало, что в
целом она может внести существенный вклад в массу Вселенной. Эксперимент по
проверке этого предположения был выполнен группой ученых, в которую входили
Ф. Рейнес, X. Собел и Э. Пасиерб. Они не измеряли массу непосредственно, а
выбрали другой путь. Ранее было обнаружено, что фактически существует три
типа нейтрино — один, связанный с электроном, другой — с более тяжелой,
хотя и подобной электрону частицей, называемый мюоном, а третий — с еще
более тяжелой частицей, «тау», обнаруженной в 1977 году. Согласно теории,
все три разновидности нейтрино могут превращаться друг в друга. Иными
словами, они могут менять тип, но только в том случае, если их масса больше
нуля. Рейнес, Собел и Пасиерб провели соответствующий эксперимент и пришли
к выводу, что им удалось зарегистрировать переход от одного типа нейтрино к
другому.
Однако другие ученые, попытавшиеся повторить эксперимент, не смогли
подтвердить этот результат. Стало уже казаться, что Рейнес с коллегами
допустили ошибку, но тут пришло известие о том, что группе советских ученых
удалось измерить массу нейтрино непосредственно. Но и здесь не все так
просто. Многие пробовали проверить полученный в СССР результат, но пока
безуспешно. Вопрос о массе покоя нейтрино до сих пор остается открытым.
Конечно, даже если у нейтрино не окажется массы покоя, есть другие
экзотические частицы, и некоторые из них заслуживают пристального внимания.
Так, предполагается, что гравитационное поле переносится гипотетическими
частицами — гравитонами. Пока они не обнаружены, но некоторые ученые
убеждены в их существовании. Из теории супергравитации следует, что
гравитону должно сопутствовать гравитино; более того, из нее вытекает, что
партнеры должны быть у всех частиц: у фотона — фотино, а у W — вино. Все
такие частицы-партнеры имеют общее название «ино». Некоторые ученые
полагают, что благодаря своей массе они могут внести существенный вклад в
среднюю плотность вещества во Вселенной. Но если даже эти частицы не
подойдут для уготованной им роли (или вообще не будут найдены), то есть еще
один кандидат, который пока, правда, существует только на бумаге. Его
называют аксионом, и он сильно отличается от «ино», в частности он гораздо
легче. Пока все эти частицы — лишь плод воображения ученых, но все же они
привлекают серьезное внимание. Другая частица, о которой в последнее время
много разговоров, — магнитный монополь. Это очень массивная частица с одним
магнитным полюсом. Каждый, кто знает, что такое магнит, скажет, что это
невозможно. Известно, что при разрезании полосового магнита на две части
получаются два магнита, каждый из которых имеет северный и южный полюсы.
Разрезая такой магнит, мы будем получать тот же результат, сколько бы раз
мы это не повторяли. Получить, таким образом, изолированный северный или
южный магнитный полюс нельзя. Но еще в 30-е годы Дирак предсказал, что
такая частица должна существовать. Многие экспериментаторы бросились
проверять его теорию, но поиски монополей ни к чему не привели, и
постепенно интерес к ним угас. Но вот в 1974 году сотрудник
Государственного университета Утрехта в Нидерландах Дж. Хофт и независимо
от него советский ученый А. Поляков показали, что существование монополей
следует из некоторых единых теорий поля. Это возродило интерес к монополям,
и многие возобновили их поиск. Среди них был сотрудник Стан-фордского
университета Блас Кабрера, который, проведя детальные расчеты, пришел к
выводу, что можно регистрировать примерно по одному монополю в год. Он
построил установку и стал ждать. Наконец его терпение было вознаграждено:
14 февраля 1982 года установка зарегистрировала первый монополь. Сообщение
взбудоражило научный мир, хотя и было встречено с изрядным скептицизмом, а
так как второй монополь обнаружить не удалось, скептицизма не убавлялось.
Более того, другие попытки обнаружить монополи результатов не дали.
Заслуживает упоминания еще один, последний кандидат. Это особые другие
черные дыры, так называемые реликтовые. Неплохими кандидатами считаются все
черные дыры, которые образовались раньше дейтерия. Правда, они должны быть
относительно невелики, но все-таки на их массу можно рассчитывать.
Ограничения накладывает также и испарение Хокинга; он пока | |
