Помоги проекту - поделись книгой:
Вселенная де Ситтера, в которой доминировала космологическая постоянная, — это Вселенная будущего, потому что космологическая постоянная предполагает расширение, а расширение влечет уменьшение плотности Вселенной и, соответственно, уменьшение самогравитации. Вселенная де Ситтера — это Вселенная большого разрыва (big rip), в которой расширение со временем все сильнее, — на языке математики это называется экспоненциальным расширением.
Любопытно, что модель Вселенной де Ситтера, хотя и появилась достаточно рано, применима не только к будущему, но и к настоящему, потому что сегодня темная энергия если не определяет структуру Вселенной, то по крайней мере играет в ней важную роль.
В первоначальной Вселенной, вероятно, сложилась похожая ситуация, так как установлен период инфляционного экспоненциального расширения. Но гипотеза инфляционного расширения не была связана с исследованиями Хаббла — ее начал развивать американский физик Алан Гут (1947), и его первая модель была представлена в 1980 году, то есть много лет спустя после смерти героя нашей книги.
Если Вселенная расширяется, нам нужно знать ее величину в каждый момент истории. Но так как мы не отвергаем и возможности того, что Вселенная бесконечна, функция для определения величины должна быть релятивистской. Представим, что галактика сегодня находится от нас на расстоянии 100 Мпк. Через какое-то время из-за расширения Вселенной она может оказаться на расстоянии 200 Мпк. В этом случае мы говорим, что масштабный фактор равен 2. Обозначим эту величину через а. Масштабный фактор — это функция времени, привязанная к функции Хаббла с помощью
1/a(t) da(t)/dt = H(t)
где a(t0) = 1 является частью определения. Сегодня масштабный фактор при t = t0 по определению равен единице. Одна из базовых задач космологии — узнать функцию a(t), и это позволит нам увидеть, как менялась a(t) согласно разработанным моделям. Историю космологии как науки можно представить как постепенное выявление функции a(t). Далее мы опишем, как был выяснен масштабный фактор и появились математические графики, описывающие «эволюцию эволюции» Вселенной.
Начнем с трех моделей, которые можно назвать классическими. Они соответствуют Вселенной с доминирующей материей (как сегодня) и без космологической постоянной. Начнем со Вселенной Эйнштейна — де Ситтера. В ней
a(t) α t⅔
Математическое описание открытой или закрытой Вселенной будет иметь более сложный вид. Но вместо того чтобы писать математическое выражение, представим Вселенную графически на рисунке 1 (следующая страница). На самом деле сейчас а равно 1, поэтому больше подойдет рисунок 2, где t = 0, а время, прошедшее с Большого взрыва, зависит от типа Вселенной. Во Вселенной Эйнштейна — де Ситтера от Большого взрыва до настоящего момента прошло ⅔ времени Хаббла.
Масштабный фактор в случае закрытой Вселенной — это циклоида, то есть кривая, описываемая точкой на окружности, которая, словно колесо, катится без скольжения, как показано на рисунке 3. Как мы можем увидеть, в этой функции ноль соответствует Большому взрыву, затем функция растет до максимального значения, после чего расширение превращается в сжатие и, наконец, в Большое сжатие. Колесо может сделать бесконечное число оборотов, и циклоида будет бесконечной. Но мы не знаем, является ли Вселенная бесконечной последовательностью больших взрывов и больших сжатий. Известно лишь, что во время отскока при Большом сжатии релятивистские формулы не выполняются. Мы никак не можем описать Вселенную подобной плотности и температуры.
Но во Вселенной не всегда доминировала материя. Природа Вселенной менялась за время ее существования, и сегодня известно, что ранее а = 10-4 во Вселенной доминировало излучение. Это была сияющая Вселенная: плотность энергии излучения была больше энергии покоя материальных частиц. В ту эпоху а α t-½, и мы можем нарисовать кривую a(t) для большего временного интервала (рисунок 4).
Но во Вселенной будущего доминирует не материя, не излучение, а космологическая постоянная Л, или, в более общей форме, темная энергия. В этом случае в будущем Вселенная будет вести себя как Вселенная де Ситтера. Это была первая опубликованная модель Вселенной будущего. В ней
a(t) α еKt,
так что мы можем постепенно реконструировать эволюцию Вселенной (рисунок 5). Когда придет будущее, описанное де Ситтером? Можно сказать, что оно уже начинается.
Мы не будем подробно анализировать инфляционную эру, так как эти модели разрабатывались уже после смерти Хаббла, но для того чтобы дать полную картину, скажем, что в первоначальную эру расширение можно было описать с помощью экспоненциальной функции, как в предыдущей формуле. При этом мы можем описать историю расширения Вселенной, показанную на рисунке 6. Эта сложная схема с частыми качественными изменениями отражает множество исследований, проводимых в течение последнего века.
Также мы можем начертить график функции H(t). На рисунке 7 (следующая страница) мы видим, что Хаббл смог наблюдать только небольшой временной интервал, который является практически единственным доступным для наблюдения. В действительности у нас есть другой маленький интервал, при котором 7 примерно равно 1100, когда произошел выброс реликтового излучения.
Кроме функции a(t) нам интересно знать, как менялась плотность Вселенной. Мы представим это изменение только для критической Вселенной Эйнштейна — де Ситтера, так как именно она лучше всего соответствует современным данным (и современные теории инфляции для первоначального времени подтверждают ее). На рисунке 8 представлена плотность в зависимости от времени критической вселенной, р(t) α t2, и соответствующая эпохе темной энергии.
Также для полноты картины, не претендуя на реальное описание (поскольку это не является темой нашей книги), рассмотрим, как менялась температура Вселенной. На рисунке 9 представлена T(t). Примерно для z < 10-10 Вселенная в основном содержала нейтрино, электроны, позитроны и фотоны. Обычная материя (барионы, такие как протоны и нейтроны)
и темная материя присутствовали, но в меньшем количестве.
Все частицы находились в термическом равновесии. Тогда пары нейтрино распались, позитроны и электроны взаимно уничтожили друг друга, что увеличило температуру фотонов и материи. Затем распались пары фотонов. Температура барионов поднялась до критических значений, сформировались первые звезды. Все это происходило относительно недавно, в эпоху, называемую реионизацией.
В 1932 году Хаббл предложил изучать распределение туманностей в пространстве. Для этого он использовал 60- и 100-дюймовые телескопы, а также 36-дюймовый телескоп Ликской обсерватории на Маунт-Хамильтоне. Над этой базовой проблемой космологии работал студент Хаббла Ник Майал. Он искал ответы на вопросы: гомогенно ли распределение туманностей? изотропно ли оно?
Говоря «гомогенное распределение», мы хотим сказать, что плотность галактик одинакова в любой точке Вселенной; все точки пространства Вселенной в этом смысле равноправны.
Говоря «изотропное распределение», мы хотим сказать, что плотность галактик одинакова в любом направлении, которое мы наблюдаем; все направления эквивалентны. При этом можно доказать, что изотропия подразумевает гомогенность, но не наоборот. Гомогенность не подразумевает изотропии.
Однако одинаковая плотность галактик во всех точках Вселенной представляет собой огромную проблему. Нужно брать за точку отсчета очень крупные структуры, содержащие статистически большое количество галактик, а затем считать галактики в них. Основная трудность, особенно в те времена, состояла в том, что расстояния не были известны с абсолютной точностью,— это касалось в первую очередь галактик, для которых был неприменим метод цефеид. Для подтверждения гомогенности Вселенной требуется очень много наблюдений. Мы можем изучать статистическое распределение потоков туманностей, наблюдаемых здесь, на Земле. Функция статистического распределения — особая функция при гомогенной Вселенной. (Можно доказать, что количество галактик со звездной величиной m пропорционально 10 0,6m в случае гомогенности.)
Это очень важные проблемы, поскольку если мы можем оценить массу галактик, пусть и с определенной погрешностью, это означает, что мы можем рассчитать массу Вселенной. Но точный ответ на вопрос о массе Вселенной неизвестен до сих пор. Поведение Вселенной зависит от ее плотности. Но какова плотность Вселенной вокруг нас? Эта плотность одинакова в каждой ее точке?
Также нельзя забывать о проблеме затемнения, вызванного межгалактической пылью, которая не позволяет нам наблюдать галактики, расположенные под углом к плоскости симметрии Млечного Пути. Нужно было провести оценку в зонах рядом с галактическим Северным полюсом (наблюдения на Южном галактическом полюсе невозможны, потому что его можно рассмотреть только с помощью телескопов в Южном полушарии, а они не обладают необходимыми характеристиками для этого).
К сложностям наблюдения добавлялись и социальные проблемы. В США шла депрессия, Майал страдал от безденежья, с ним не хотели продлевать контракт, он мечтал стать Хабблом из Южного полушария, хотя не располагал телескопами необходимой мощности. И все же он продолжал наблюдения. У Майала с Хабблом складывались теплые и даже дружеские отношения: студент был искренним почитателем таланта своего наставника, а восхищаться Хабблом издалека было легче, чем работая с ним плечом к плечу.
В 1934 году вышла первая работа Хаббла «Распределение внегалактических туманностей». Она опиралась на огромное количество наблюдений, при этом основная нагрузка легла на плечи Хьюмансона и Майала. Хаббл отбросил сомнительные галактики и сконцентрировал внимание «всего» на 44 тысячах галактик. На основании этих статистических выкладок стал очевиден основной вывод: большая часть Вселенной, которую может наблюдать человечество, на самом деле гомогенна. Результат работы заслуживал восхищения. Возможно, он был сформулирован под влиянием древних философов, а также релятивистской теории. Быть может, Хаббл предполагал нечто подобное еще до начала исследований. Но начиная с этого момента можно было отбросить догадки и предположения. Вывод основывался на точных данных.
Итак, если плотность материи одинакова во всех точках Вселенной, чему она равна? Хаббл изложил расчеты, не прибегая к излишнему теоретизированию, в популяризаторском ключе: «грамм в объеме тысячи объемов Земли». Объем Земли равен 1027см. Плотность, вычисленная Хабблом, была примерно равна 1030 г/см³. Эта величина удивительно похожа на принятую сегодня для видимой массы критической Вселенной.
Альберт Эйнштейн решил на два месяца поехать в Пасадину, чтобы понять, над чем работали в Маунт-Вилсоне и Калтехе. Его сопровождала его вторая жена Эльза Эйнштейн, занимавшаяся расписанием ученого и защищавшая своего мужа от тысяч любопытных, желавших поглазеть на «самого умного человека в мире». Эйнштейну тогда был 51 год, Хабблу — 42.
Во время визита в Пасадину в 1931 году Эйнштейн был уже всеобщим любимцем из мира науки. Он был довольно остроумен, многие его высказывания становились афоризмами. Ученого постоянно приглашали в научные и культурные учреждения, и эти визиты собирали множество посетителей. Эйнштейну нравилась такая популярность. Он был не только одним из величайших ученых всех времен, но также отличался изобретательностью, любовью к импровизации и хорошей шутке. Конечно, такую популярность невозможно выносить 24 часа в сутки, поэтому Эльза планировала его расписание: встречи с публикой, приглашения, выступления, личная жизнь. Да, Эйнштейна любили, но оборотной стороной этого всеобщего восхищения была необходимость защищаться от любопытной толпы.
Эйнштейн смог полностью изменить основы физики, используя в качестве инструмента только собственную голову. Несомненно, он был звездой научных и общественных собраний, лакомой добычей для ненасытных фотографов и журналистов.
Этот необычный человек утверждал, что пространство и время зависят от наблюдателя, что энергия и масса — одно и то же, что ничто в мире не может перемещаться так же быстро, как свет, что пространство искривлено. Он перевел понятие гравитации в чисто геометрическую сферу. Он объяснил смещение перигелия Меркурия, описал отклонение света, испускаемого звездой, при прохождении его рядом с Солнцем, предсказал красное смещение света из гравитационного ноля и заложил основы понимания Вселенной.
Эйнштейн, представлявший теоретическую космологию, и Хаббл — лицо космологии наблюдательной — должны были встретиться. Чего можно было ожидать от этой встречи? Если задуматься, она вполне могла обернуться сущим кошмаром. Что может быть общего между Хабблом, проводившим астрономические наблюдения в военной форме, управлявшим телескопом по звуку сигнальной трубы, жившим по законам военного лагеря, и самым ироничным из антимилитаристов? Именно Эйнштейну принадлежат слова:
Как мог человек, на дух не переносивший военных, поладить с Хабблом? Конечно, приведенные выше слова относились к нацистам. Но все же один был пацифистом, а второй — добровольцем в двух войнах; один совершенно не придавал значения своей одежде и внешнему виду, а второй заказывал гардероб у английского портного... Они были полной противоположностью друг друга, как же они нашли понимание?
Хаббл был не только высоким, но и высокомерным. Он гордился своим ростом; Эйнштейн не понимал его английского, так что для бесед пришлось воспользоваться услугами переводчика.
Еще более серьезным препятствием, которое разделяло двух гениев непреодолимой интеллектуальной стеной, был тот факт, что Вселенная, описанная Эйнштейном, была статичной, а Вселенная, наблюдаемая Хабблом, — динамичной.
Словом, от этой встречи стоило бы ожидать шумного столкновения. Но великие ученые оказались выше своих предпочтений: они не только поняли друг друга — эта встреча стала решающей в истории науки.
К обсерватории подъехал автомобиль. На заднем сиденье Эйнштейн разместился посредине, Хаббл — справа, Адамс — слева. Они осмотрели солнечный телескоп, используемый для подтверждения теории относительности, и 100-дюймовый телескоп. Эйнштейн никогда не видел оборудования столь огромных размеров. Он живо заинтересовался всеми деталями, поднялся на лестницы, которые вели к разным платформам, сфотографировался с Хабблом и другими на карнизе, огибающем основание купола и устроенном для ремонтных работ, а Адамс только хватался за голову от ужаса: не дай бог, если с гостем произойдет несчастный случай.
Разговаривая уже на базе Маунт-Вилсона в Пасадине, кто- то сказал фрау Эйнштейн, что 100-дюймовый телескоп был важен для определения структуры Вселенной. Она ответила: «Возможно, возможно... мой муж делает ото на обороте использованного конверта».
Эдвин и Грейс пригласили Альберта и Эльзу Эйнштейнов на ужин со звездой кинематографа Дорис Кеньон, которая очень поладила с Эльзой. Впоследствии красавица-актриса продолжила общение с физиком и его женой, и Альберт даже подарил ей книгу с небольшим стихотворным посвящением.
В кабинете Эйнштейна во время его работы постоянно присутствовал скульптор, лепивший его бюст. Рассказывают и другую забавную историю: якобы у Эйнштейна был сотрудник, готовый в любой момент решить все вопросы, возникавшие у ученого, и однажды он срочно вызвал к себе этого сотрудника. Тот без промедления прибежал на помощь. Увидев его, Эйнштейн произнес: «А, это вы? Я только хотел спросить, как, черт возьми, использовать эту открывашку?»
С научной точки зрения замечательным было то, что к концу визита Эйнштейн поразил всех еще одним открытием. Он признал, что его концепция Вселенной ошибочна и ее структура на самом деле не статична, как он первоначально предполагал. Эйнштейн подтвердил справедливость заключений Эдвина Хаббла из Маунт-Вилсона, сделанных на основе его наблюдений, и физика Ричарда Толмана из Калтеха, который с помощью теории относительности подтвердил результаты, полученные Леметром.
В последующем, когда Эйнштейн приезжал в Пасадину, его приемом по просьбе Роберта Милликена занималась Грейс. Она возила гостя на конференции или в другие места, куда ему нужно было попасть. Проблемой оставался языковой барьер: Эйнштейн так и не научился свободно говорить по-английски, а Грейс не знала немецкого. Они оба знали французский, но в недостаточной для общения степени. Однажды Эйнштейн даже сделал Грейс комплимент — несомненно, от всей души, но по-английски он звучал довольно неуклюже: Your husband’s work is beautiful and he has beautiful spirit («Работа вашего мужа прекрасна, и у него прекрасный дух»).
После того как Эйнштейн подтвердил модель Вселенной Леметра и Хаббла, жизнь Эдвина и Грейс сильно переменилась. Хаббл стал популярен не только в научном сообществе, но и среди широкой публики, почти так же, как сам Эйнштейн. США считали национальным героем астронома, который смог доказать, что самый умный человек в мире ошибался.
С тех пор, как мы уже говорили, Хабблы начали вести очень активную социальную жизнь. Они стали очень популярны, их везде приглашали и воздавали им почести. Как и Эйнштейна, их ждали в самых аристократических салонах — может быть, с той разницей, что Эйнштейна приглашали как остроумного и экстравагантного человека, достойного восхищения, а Хаббл и его жена были такими же, «как они сами», и ничем внешне не отличались от представителей высших слоев общества.
Хаббл стал новым героем Соединенных Штатов, а Маунт- Вилсон превратился в место паломничества. По воскресеньям туда стекалось до 4000 посетителей, так что для них пришлось построить гостиницу и выделить время для посещений. Профессиональные астрономы по очереди проводили экскурсии, популярно объясняя посетителям тонкости своей науки. Это увеличивало доходы Маунт-Вилсона, но мешало наблюдениям.
Поделиться книгой: