Основы реальности. 10 фундаментальных принципов устройства Вселенной - [43]
Расширяющийся огненный шар
Итак, мы считаем, что вначале был очень горячий однородный газ. Мы также предполагаем, что пространство, которое могло бы, согласно общей теории относительности, быть искривленным, на самом деле является евклидовым, то есть плоским[97]. Для первой грубой модели физической космологии это все, что нам нужно знать.
Ингредиенты нашего горячего газа перемещаются так быстро и взаимодействуют так активно, что достигают динамического баланса, который называется тепловым равновесием. При чрезвычайно высоких температурах, которые, как мы полагаем, установились во Вселенной в первые моменты после Большого взрыва, процесс формирования теплового равновесия особенно эффективен. Именно на этом этапе многое может произойти — и происходит. Образуются и разрушаются частицы — от фотонов до глюонов, кварков, антикварков, нейтрино, антинейтрино и других, — или, что то же самое, они излучаются и поглощаются. Все они здесь, в равновесии, и в предсказуемых концентрациях. Вспоминается афоризм Г. Уэллса, точно описывающий состояние теплового равновесия: «Если возможно все, то ничего интересного нет».
Другая характерная особенность сверхвысоких температур — невозможность существования стабильных структур. Молекулы распадаются на атомы, атомы — на электроны и ядра, ядра — на кварки и глюоны и так далее. Короче говоря, мы подходим к основам мироздания.
Отталкиваясь от этой точки — предсказуемой смеси основных ингредиентов, — мы можем использовать наши знания фундаментальных законов и предположить, что произойдет дальше. Результат прост: наш вездесущий огненный шар расширяется под собственным давлением, работающим против его же гравитации, и при этом охлаждается.
По мере остывания с огненным шаром происходят две особенно важные вещи. Во-первых, активность некоторых реакций постепенно снижается, а затем они резко прекращаются. Например, как только температура в шаре становится достаточно низкой, существенно уменьшается взаимодействие фотонов с прочей материей. Проще говоря, небо проясняется, и свет начинает более свободно распространяться с одного конца Вселенной до другого — как сегодня. Конечно, фотоны, которые были частью огненного шара, не исчезают. Они становятся так называемым космическим фоновым излучением — долгоживущим послесвечением, заполняющим Вселенную.
Второй результат — частицы начинают соединяться: кварки образуют протоны и нейтроны, электроны связываются с ядрами атомов и так далее. Материя постепенно обретает ту форму, в которой мы ее знаем.
Это наш первый грубый сценарий космической истории.
Прошлое никогда не умирает. Оно даже не прошлое.
Уильям Фолкнер
Космическое прошлое не умирает до конца. Его следы мы можем наблюдать и сегодня. Поскольку скорость света конечна, доходя до нас издалека, он многое способен нам рассказать.
Реконструкция того, что произошло в ранней Вселенной, очень похожа на реконструкцию обстоятельств преступления. Мы изучаем доказательства, формируем гипотезы, ищем подтверждения. Если мы обнаруживаем новые факты, приходится уточнять нашу теорию или изменять ее.
Космическая перепись
Благодаря улучшенным телескопам и камерам, а также более совершенным способам обработки данных астрономы смогли исследовать Вселенную гораздо глубже и полнее, чем Эдвин Хаббл. Он своей работой сделал главным подозреваемым Большой взрыв; позже это обвинение подтвердилось.
Напомню, Хаббл обнаружил, что далекие галактики удаляются от нас, причем их скорость пропорциональна расстоянию до нас. Соответственно, при «обратной перемотке» мы должны предположить Большой взрыв. Это справедливо для ближайших галактик, но не следует ожидать, что сработает и для самых далеких. Скорость, пропорциональная расстоянию, не приведет к тому, что все они схлопнутся одновременно: здесь в игру вступают гравитационные силы, изменяющие движение. Считая Большой взрыв отправной точкой, можно предсказать, как скорость расширения меняется во времени. Это предсказание уточняет гипотезы о том, как красное смещение галактик зависит от их расстояния, которое можно сравнить с наблюдаемым. И это хорошо работает[98].
«Отмотав» расширение Вселенной назад, мы определяем то, что обычно называют ее возрастом. Имеется в виду период, прошедший с тех пор, как она была гораздо более горячей, плотной и однородной, чем сейчас, или — слегка огрубляя — с самого Большого взрыва. В первые моменты после него звезды и галактики существовать не могли. Но можно предположить, когда такие структуры начали формироваться, а также оценить возраст некоторых космических древностей, используя радиоактивность и теорию эволюции звезд (мы это обсудили в главе 2). И эти два разных способа довольно хорошо согласуются.
Короче говоря, Вселенная примерно настолько же стара, насколько стары самые древние объекты в ней. И это закономерно.
