Начало и конец Вселенной

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

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5