Знание-сила, 2001 № 11 (893) - [11]

Попытки Пензиаса и Вильсона устранить загадочную помеху растянулись почти на год. За это время неведомо для них произошло несколько событий. Физик Джим Пиблз, ученик выдающегося экспериментатора Дикке, прочел некую лекцию в соседнем Принстонском университете. Эту лекцию услышат радиоастроном из Вашингтона Тернер и рассказал о ней своему коллеге Бурке. А этот Бурке по случаю оказался приятелем Пензиаса. В результате этой цепочки случайностей Бурке, услышав от Пензиаса в телефонном разговоре о настырной помехе, посоветовал ему обратиться за советом к Дикке в Принстон, благо это рядом. Пензиас знал Дикке и его группу, знал даже, что они затеяли какой-то радиоастрономический проект, но какой именно, не имел понятия. И хорошо, что не имел, иначе не получил бы Нобелевскую премию.

Чтобы объяснить эту туманную фразу, нам придется теперь вернуться далеко назад, к самому началу современной науки о космосе. Основы этой науки заложил Эйнштейн, создавший в 1916 свою теорию тяготения. Когда он записал уравнения для равномерно заполненной звездами Вселенной, то получил решение, в котором кривизна пространства была такой, что оно «замыкалось» само на себя. Размеры такой «замкнутой» Вселенной были конечны, хотя границ у нее не было. В модели была, однако, одна трудность: притяжение звезд друг к другу должно было бы стянуть такую замкнутую Вселенную в точку. Поэтому Эйнштейну пришлось дополнить свои уравнения неким придуманным полем, которое призвано было породить своего рода «антигравитационную» силу, способную уравновесить гравитацию и удержать Вселенную от сжатия.

Три астронома. Миниатюра так называемой «Псалтири Бланки Кастильской»

Поскольку в пределах Земли или даже Солнечной системы действие этой гипотетической силы не обнаруживалось, следовало думать, что если она и существует, то на малых расстояниях ничтожно мала и значительна лишь на очень больших дистанциях (почему и способна компенсировать гравитацию в масштабах Вселенной в целом). Это означало, что, в отличие от гравитации, антигравитационная сила должна быть прямо пропорциональна расстоянию, но коэффициент пропорциональности (так называемая космологическая постоянная), видимо, очень мал. После введения этой силы модель Эйнштейна стала соответствовать «астрономической реальности» того времени: она была не только статичной, но и способной существовать в таком состоянии вечно. «И он посмотрел на получившиеся формулы, и увидел он, что это хорошо…» Действительно, модель Эйнштейна устраняла два давних докучных вопроса: «Что было до начала Вселенной?» (ничего, потому что у этой модели нет начала) и «Что лежит за границами Вселенной?» (ничего, потому что у нее нет границ).

Эйнштейн считал, что его модель в силу ее «соответствия реальности» – единственное возможное решение уравнений теории тяготения, и поэтому был весьма обескуражен, когда российский математик Александр Фридман в серии статей, опубликованных в 1922 – 1924 годах, показал, что эти уравнения допускают целый спектр решений, только не статичных. а динамических. Эйнштейн встретил работу Фридмана в штыки, однако затем признал свою неправоту и даже назвал работу Фридмана «проясняющей», но не более того (в черновике было даже хуже: «Трудно приписать этим расчетам какое-либо физическое значение»). Еше несколько лет подряд Эйнштейн упорно держался своей статичной модели с «космологической постоянной», но затем, когда Хаббл доказал, что Вселенная действительно расширяется, окончательно отрекся от нее и признал введение этой постоянной в уравнения тяготения «самой большой ошибкой своей жизни».

Отбросив допущение Эйнштейна о статичности Вселенной (а следовательно, и ставшую ненужной «антигравитационную» силу), Фридман показал, что в этом случае уравнения теории тяготения имеют целых три типа решений. Если средняя плотность вешества (или поля) во Вселенной больше определенной критической величины, то пространство такой Вселенной будет замкнутым, а сама она начнет расширяться от нулевого размера, достигнет некоторого максимального радиуса и затем станет сжиматься обратно к нулю. Если средняя плотность Вселенной будет меньше критической, произойдет обратное – пространство будет «открытым», а сама Вселенная будет бесконечно расширяться. Иными словами, Вселенная, «замкнутая в пространстве», замкнута и во времени; Вселенная, «открытая в пространстве», открыта и во времени.

Промежуточный, очень специальный случай составляют решения для плотности, строго равной критической величине: пространство такой Вселенной – «плоское», то есть эвклидово, а сама Вселенная расширяется с таким замедлением, что скорость ее расширения бесконечно приближается к нулю. Таким образом, геометрия Вселенной определяет ее судьбу, а эта геометрия, в свою очередь, зависит от соотношения в каждый данный момент двух параметров – средней плотности Вселенной и критической плотности. Подсчитано, что критическая плотность, выше и ниже которой Вселенная отличается от «плоской», не так уж велика – около 10 водородных атомов на кубометр пустоты в среднем. Как мы увидим далее, наша реальная Вселенная не имеет и этого [• Подробнее о космологической постоянной и сценариях развития Вселенной см. в статье А. Волкова «Впишите в хронологии слово «вечность»!»//«Знание – сила». – 2000. – № 1].