eng
Содержание
Содержание
Введение ....................................................................................................4
Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва ...............................8
Глава 2. Изначальная Вселенная ...........................................................34
Глава 3. Откуда мы знаем, что темная материя существует? ................66
Глава 4. Гармония мира ..........................................................................89
Глава 5. Что такое темная материя? .....................................................100
Глава 6. Золотой век физики частиц: Стандартная модель ................ 114
Глава 7. Кандидаты в темную материю ...............................................148
Глава 8. Обнаружение темной материи ...............................................168
Глава 9. Темная энергия .......................................................................187
Глава 10. Конец Вселенной ..................................................................213
Приложения ..........................................................................................231
Библиография .......................................................................................248
Предметный указатель ..........................................................................250
Введение
У каждого из нас, как и у Луны, есть своя темная сторона,
которую никому никогда не показывают.
Марк Твен
Люди – это неотъемлемая часть Вселенной, материи, возникшей в результате Большого взрыва, чьи внутренности, мышцы, легкие и сердце
связаны с элементами, сформированными в недрах звезд. Поэтому нет
ничего удивительного в том, что человека изначально волновало небо,
доказательством чему служат наскальные рисунки с изображением богов
и героев, а также храмы и древнейшие астрономические обсерватории.
Такова особенность нашего вида, названного Карлом Линнеем Homo
sapiens (человек разумный). Греки называли человека антропос, что
можно истолковать как «тот, кто смотрит вверх»1.
Насколько нам известно, из всех видов, живших и живущих на этой
планете, только человек обладает сознанием, способен наблюдать за
небом, понимать его красоту и задаваться вопросами о смысле жизни и
о смерти, о происхождении и исчезновении как человека, так и Вселен-
ной. Более того, слово homo (человек) имеет тот же корень, что и слово
humus (земля, грязь). Таким образом, Homo anthropos это своего рода
мостик между землей и небом, наделенный с рождения любопытством,
которое толкает его на исследование и постижение тайн природы. Не-
бо объединяет огромное число людей, живших и живущих на Земле по
сей день. Меняются и исчезают языки и цивилизации, как и религии,
объясняющие то, что есть жизнь и каковы ее цели. Современная ор-
ганизация общества, конечно же, существенно отличается от той, что
была десятки тысяч лет назад. Эволюция во всех сферах жизни изме-
нила и уничтожила то, что некогда было незыблемым в самом образе
мысли. Объединяет все эти изменения только небо, само оставаясь
практически неизменным. У Луны все те же фазы, и Солнце следует
своему годовому циклу, определяющему смену времен года. Положение
созвездий, видимых в разные периоды года, практически не измени-
лось. В конечном итоге, люди, которые жили 30 тысяч лет назад под
нашим небом, видели те же созвездия и все те же звезды в подобном
положении.
1 На самом деле слово anthropos можно разделить на anὸ (вверх), anthreo (смотрю) и
ops (глаз). Это толкование находит свое подтверждение в «Метаморфозах» Овидия,
где мы увидим: «Os homini sublime dedit, coelumque tueri iussit [deus]» (Человеку даро-
вано лицо, повернутое вверх, а его взгляд устремлен в небо и поднимается к звездам).
Книга 1, с. 85–86.
Введение 5
Однако очевидно и то, что хотя небо все то же, воспринимается оно по-
другому: изменилось понимание небесных тел и явлений, из которых оно
состоит, а также их смысл. Аборигены Австралии верили, что Солнце – это
женщина, которая просыпается утром у себя дома на востоке и разжигает
костер. Перед тем как отправиться в путь, она украшает себя красной ох-
рой, которая, растворяясь в воздухе, окрашивает облако в красный цвет.
Это был рассвет. Как только женщина достигала запада, она меняла свой
макияж, окрашивая небо желтым и красным, и это был закат. Наконец
Женщина-Солнце возвращалась под землей в свой дом. Для индоевро-
пейских народов Солнце и Луна передвигались по небу на запряженных
лошадьми колесницах, которыми управлял возничий. Викинги винили
в солнечных затмениях волка Сколля, который гнался за богом Солнца,
Солем, и, догнав его, разрывал на части. Тогда люди поднимали страшный
шум – стучали горшками и сковородками, чтобы испугать волка и вернуть
Солнце на место. То же самое случалось и во время лунного затмения:
волк Хати пожирал Луну (Мани). Персы верили, что затмения – это кара
господня, а римляне и представить себе не могли, что затмения вызва-
ны природными явлениями. Понимание этого явления и предсказание
затмений приписывают грекам (Фалес Милетский, 585 г до Р.Х.), хотя,
по-видимому, еще древние халдеи 2500 лет назад уже знали о 18-летнем
цикле, т.н. цикле Сароса, в конце которого повторяются затмения.
Сколль и Хати (2009). Предоставлено Akreon
6 Введение
Незнание природных явлений привело к созданию мифов и богов,
управлявших всеми сферами жизни. И хотя некоторые греческие фило-
софы, а также представители Великой Греции (современная Сицилия),
например Пифагор, Архимед, Анаксимандр, Эмпедокл и Аристарх, уже
обладали более научным представлением о мире, его часто не восприни-
мали по культурным или политическим причинам. Например, Эпикур не
принял атомистическую теорию. Даже Иоганн Кеплер многие столетия
спустя считал, что планеты – это разумные существа. Декарт и Ньютон,
хотя и верили, что природные законы созданы Богом и Вселенная сама
управляет собой, следуя этим законам, считали, что Бог может в любой
момент изменить эти законы. Ньютон полагал, что Бог постоянно вме-
шивается, чтобы планеты следовали правильным орбитам. С развитием
исследований и научной мысли объяснительная роль богов и мифов
существенно сократилась. Роли религии и науки явно разграничились.
Как мы сказали, небо объединяет нас с нашими предками. Всего
лишь сто лет назад считалось, что Вселенная представляет собой звезды,
планеты и кометы.
Сегодня Вселенная намного сложнее для нас по сравнению с пред-
ставлениями о ней наших предков: черные дыры, нейтронные звезды,
белые карлики, сверхновые, различные виды туманностей, галактик, ско-
пления и сверхскопления галактик и многое другое. Самое удивительное
состоит в том, что сегодня мы знаем: все бесчисленные объекты, которые
мы наблюдаем во Вселенной, всего лишь 5 процентов составляющей ее
материи, лишь «видимая» ее часть. Однако наше преимущество в знании
по сравнению с нашими предками значительно сократится, если мы
будем полагать, что обладаем ограниченным знанием даже малой части
Вселенной, которую видим. Мы даже не понимаем, из чего она на самом
деле состоит. Мы можем лишь количественно определить степень на-
шего невежества относительно Вселенной в процентах – 95%, и у этого
невежества есть имя: темная материя и темная энергия. О первой мы
имеем некоторое представление: вероятно, это неуловимые частицы,
слабо взаимодействующие с обычным веществом. Относительно второй,
которая начала проявляться всего несколько миллиардов лет назад, мы
знаем и того меньше: возможно, это энергия вакуума, который действует
как отталкивающая гравитация, но в сущности мы лишь нащупываем
путь в темноте.
Космология изучает Вселенную во всей ее целостности, пытаясь по-
нять ее происхождение, структуру и эволюцию.
В этой книге я изложу космологию так называемого Большого взрыва
и альтернативную теорию, которая объясняет, как возникла и развивалась
Введение 7
Вселенная, переходя из состояния, где в горячей среде доминировала
энергия, к кристаллизации энергии в галактиках и структурах, которые
мы наблюдаем. Мы увидим, как возникла Вселенная в результате фазы
ускоренного расширения, известной как инфляция (см. раздел 2.2 и
Приложение А), что заставило Вселенную вырасти в невероятно малые
сроки от микроскопических до макроскопических размеров, сглаживая
свою геометрию и преобразуя энергию вакуума в материю и энергию.
Мы узнаем, как изучение галактик, скоплений галактик, отклонение
света, производимого массами, и микроволновое фоновое излучение, или
реликтовое излучение, пронизывающее всю Вселенную, помогли нам
понять, что большая часть материи, составляющей Вселенную, невиди-
ма, а также обсудим несколько предположений относительно природы
этой материи.
Темная материя состоит из частиц, которые отличаются от частиц
обычной материи, новых частиц, предсказанных теориями, выходящими
за рамки Стандартной модели физики элементарных частиц, полученных,
выявленных и изученных в огромнейших ускорительных машинах, таких
как БАК (Большой адронный коллайдер) в ЦЕРН (Европейском центре
ядерных исследований) в Женеве. Мы обсудим эту модель, историю ее
создания, основополагающие идеи ее построения, а также поймем, как
мир, который мы видим таким прочным, на самом деле состоит из полей
и волн, и как из полей и «симметрий» рождаются элементарные силы
природы. Мы увидим, что этот мир разительно отличается от того, как
мы его воспринимаем. Потом мы отправимся в «зоопарк» кандидатов
в частицы темной материи и обсудим их свойства. Поговорим о частицах,
чье существование продиктовано особой симметрией, суперсимметрией,
и рискнем отправиться в малоизученные области дополнительных изме-
рений в поисках частиц темной материи, и опишем методы, с помощью
которых продвигаются поиски этого современного Грааля.
И тогда приоткроется завеса над тайной темной энергии и гипоте-
зами относительно ее природы, что поможет нам сделать вывод о том,
какую роль она играет в эволюции и конце Вселенной. Судя по ее из-
вестным на данный момент свойствам, темная энергия может привести
Вселенную к тепловой смерти – и она превратится в некую вселенную,
где в огромных и холодных пространствах перемещаются одни фотоны.
Если же в будущем темная энергия обнаружит другие свойства, то воз-
никнут новые сценарии развития Вселенной, где она вновь сожмется в
результате Большого хлопка или будет иметь цикличную природу, благо-
даря которой после рождения, эволюции и смерти вновь, словно птица
Феникс, возродится из пепла.
ÃËÀÂÀ 1
ÊÐÀÒÊÀß ÈÑÒÎÐÈß
ÒÅÎÐÈÈ ÁÎËÜØÎÃÎ ÂÇÐÛÂÀ
История астрономии – это история уходящих горизонтов.
Эдвин Хаббл
1.1. Статическая Вселенная
С древних времен и до Средних веков концепция космоса основывалась
на физике Аристотеля и астрономических моделях Птолемея. Вселенная
была статической, ничто не менялось: планеты и звезды двигались в соот-
ветствии с неизменными и вечными циклами. Идеи Николая Коперника
и Джордано Бруно, а также издание в 1687 году книги Исаака Ньютона
Principia Matematica («Математические начала натуральной философии»)
значительно изменили представление о космосе, но не представление
о его статичной природе.
Неизменяемая Вселенная обладает удивительным обаянием. Одной
из характерных черт западной мысли было предпочтение такого ми-
рового устройства, где на Вселенную не влияет то, что происходит на
Земле. В качестве примера подобного видения вещей можно привести
древний миф о вечном возвращении, который в современные времена
поддерживал даже Фридрих Ницше, или вселенную с часовым меха-
низмом, типичную для ньютоновской механики. Взгляд Ньютона был
редукционистским, или упрощенным: объяснение функционирования
космоса сводится к использованию физических законов. Обобщенное
толкование редукционизма приводит к статической природе Вселенной.
В сущности, даже если планеты двигаются, то делают они это в соот-
ветствии с определенными и вечными законами, которые, повторяясь,
способствуют появлению вселенной, которая всегда равна самой себе.
Однако тут есть одна проблема: статичность вступает в конфликт с нью-
тоновской механикой. Поскольку гравитация притягивает, как указал
Ричард Бентли в конце XVII века, судьба всех статических и конечных
систем – это сжатие. Ньютону не составило труда разрешить этот па-
радокс. Достаточно было предположить, что Вселенная бесконечна и
1.1. Статическая Вселенная 9
массы распределены равномерно, что благодаря симметрии приводит
к разрушению гравитационных сил. Таким образом, Вселенная Ньютона
была бесконечна, равномерна, статична и находилась в состоянии не-
устойчивого равновесия. Однако вскоре замаячил еще один парадокс,
подрывающий точку зрения Ньютона – т.н. парадокс Ольберса, согласно
которому тот факт, что ночное небо не такое ясное, как днем, несовме-
стим со вселенной, которая бесконечна и равномерно заселена звездами.
Представление о статической вселенной так долго владело умами, что
изменения произошли лишь с приходом ХХ века. До открытия Хабблом
расширяющейся Вселенной статическую вселенную признавали многие
ученые ХХ века, в том числе Альберт Эйнштейн. Через два года после
публикации трактата по общей теории относительности в 1917 году Эйн-
штейн приложил свою теорию ко Вселенной и обнаружил результаты,
противоречащие его представлениям, равно как и представлениям других
ученых того времени, о статичной природе Вселенной. Он обнаружил,
что его уравнения предсказывали расширяющуюся или сжимающуюся
вселенную. Не слишком доверяя в данном случае своим уравнениям и
следуя общему предубеждению, что Вселенная по своей природе статична,
Эйнштейн ввел в свои уравнения постоянную, космологическую кон-
станту Λ, которая, производя отталкивание, противодействует гравита-
ционному притяжению и вынуждает Вселенную оставаться статической.
Проблема, с которой столкнулся Эйнштейн, используя свои урав-
нения, была сродни той, что обозначил Бентли несколько веков ранее
в контексте ньютоновской механики, а именно: любая конечная и ста-
тическая система рано или поздно сожмется. Эйнштейн не мог решить
проблему так, как Ньютон, из-за сложной структуры своей модели.
Вселенная Эйнштейна имела особую геометрическую структуру, конеч-
ную и без границ. С точки зрения геометрии это была 3-сфера, то есть
трехмерная сфера, встроенная в четырехмерное пространство. Чтобы
лучше в этом разобраться, поясню на примере: поверхность шара – это
двумерная сфера, называемая 2-сферой, в трехмерном пространстве.
Данте Алигьери уже представил себе такую структуру: его Рай имеет
структуру 3-сферы, как подметил в 1979 году математик Марк Петерсон1.
Его Вселенная была конечной, но беспредельной, безграничной, как
сфера, и поскольку гравитация притягивает, – увы! – такая Вселенная
не могла быть статической.
1 В 2006 году это интуитивное наблюдение развил румынский физик и публицист
Хориа-Роман Патапиевич в своей книге «Глаза Беатриче: Каков был на самом деле
мир Данте?»
10 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
Таким образом, если Ньютон сумел решить проблему и сделать
вселенную статичной, предположив, что она бесконечна, равномерна
и симметрична, в геометрии Эйнштейна этого не могло случиться. По-
этому, чтобы разрешить это противоречие, он ввел космологическую по-
стоянную, которая должна была блокировать тенденцию к расширению
или сжатию его вселенной.
Результатом стала статическая и закрытая Вселенная. Более того,
космологическая константа Λ своим робким присутствием обнаруживала
свое воздействие лишь на очень больших масштабах – космологических
масштабах. Казалось, это хорошее решение проблемы. Эйнштейн считал,
что в случае ненулевой космологической константы и нулевой плотности
материи его уравнения не имеют решения. Однако он заблуждался, и
в том же году Виллем де Ситтер показал, что Вселенная с космологиче-
ской константой и лишенная материи экспоненциально расширяется.
В течение двух лет Эйнштейн пытался найти ошибку в решении де Сит-
тера, но ему это так и не удалось.
1.2. Вселенная Фридмана
Однако природу не так просто обуздать, и рано или поздно все тайное
становится явным. И вот в 1922 году Александр Фридман, русский метео-
ролог, по образованию физик и математик, многогранный человек по
натуре, работавший в обсерватории Петрограда (ныне Санкт-Петербург),
опубликовал статью под названием «О кривизне пространства» в не-
мецком научном журнале, а то время физика, образно говоря, была
синонимом Германии. Полученные им решения не отличались от тех,
к которым ранее пришел Эйнштейн: они определяли однородную, изо-
тропную и нестатическую вселенную. В отличие от Эйнштейна, Фрид-
мана эти результаты не испугали. Решения уравнений Фридмана, то
есть возможные вселенные, которые описываются этими уравнениями,
бывают трех типов, как видно на рис. 1.1.
Три типа вселенных, т.е. решения уравнений Эйнштейна, зависят от
плотности массы-энергии Вселенной (помните, что масса и энергия – это
две стороны одной и той же монеты, как показал Эйнштейн в своей знаме-
нитой формуле E = mc2). Несложно определить конкретную величину плот-
ности, называемой критической плотностью, ρс, равную 8,6 × 10–30 г/см3,
т.е. 0,0000000000000000000000000000086 г/см3 (см. врезку 1), или, про-
ще говоря, 5 атомов водорода на кубический метр. Эта плотность на-
зывается критической, поскольку различает три разных типа геометрии
во Вселенной. На рис. 1.1 показаны три возможных типа Вселенной.
1.2. Вселенная Фридмана 11
Каждая кривая показывает рост расстояния между галактиками со
временем. По вертикальной оси на рис. 1.1 отложен т.н. параметр рас-
ширения, который представляет относительное расширение Вселенной,
и его можно рассматривать как среднее расстояние между галактиками.
По горизонтальной оси отложено время.
Если средняя плотность Вселенной (ρ) больше критической плот-
ности ρс, то Вселенная расширяется до максимального радиуса, а потом
снова сжимается, как видно по красной кривой на рис. 1.1.
Плоская (нулевая кривизна)
Закрытая
(положительная кривизна)
Время
Среднее расстояние
между галактиками
Открытая
(отрицательная кривизна)
Сегодня
Ω < 1
Ω = 1
Ω > 1
Рис. 1.1. Три вселенных Фридмана
Врезка 1
Степени десяти
Чтобы записывать большие и малые числа более простым и ком-
пактным образом, ученые используют обозначение степеней 10.
Степень 10 – это число, за которым следует число нулей, равное
показателю степени. Например, если мы хотим написать 1000, т.е.
1 с тремя нулями, то пишем 103. Масса Солнца составляет 2 × 1030 кг,
т.е. 2 с 30 нулями: 2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000.
В случае малых чисел, например одной тысячной, 1/1000 = 0,001,
а именно: 1, а перед ним три нуля, пишем 10–3.
Итак, 10n обозначает 1, за которой следуют n нулей, а 10–n обо-
значает 1, которой предшествует n нулей.
12 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
Фридман назвал это решение «периодическим миром». Пространство
подобно трехмерной сфере (3-сфера, о которой мы говорили ранее), и
по этой причине пространственная геометрия вселенной называется
сферической. Эта Вселенная называется закрытой вселенной1, и она имеет
положительную кривизну.
1 Кривизна указывает, как далеко кривая или объект отклоняется от плоского состоя-
ния. Здесь и далее «Вселенная» с прописной буквы означает описание нашей вселенной.
Единицы массы, используемые в астрофизике
Как правило, масса небесных тел велика. Масса Солнца в кило-
граммах составляет 2 × 1030, она часто используется как единица
измерения массы и записывается как 1 М.
Итак: 1 М = 2 × 1030 кг.
Звезда массой в 8 раз большей, чем масса Солнца, обозначается
как 8 М.
Единицы расстояния в астрофизике
Как и масса, расстояния в астрофизике выражаются другими
единицами:
Астрономическая единица, или а.е., это расстояние от Земли до
Солнца, ~ 149 597 870 700 км.
Световой год, или св. год, это расстояние, которое проходит
свет за один год: 9 460 730 472 581 км.
Парсек, или пк – это расстояние, равное 3,26 световых года,
т.е. 3,26 × 1016 м. Кратные парсека это килопарсек (кпк, 1000 пк),
мегапарсек (Мпк, 106 пк) и гигапарсек (Гпк, 109 пк).
Единицы температуры и энергии
В этой книге температура измеряется в градусах Кельвина и обо-
значается К. Чтобы перевести температуру в градусы Цельсия, на-
до вычесть 273,16 из величины температуры в градусах Кельвина.
В качестве меры энергии мы будем использовать электрон-
вольт, эВ, и его кратные: килоэлектрон-вольт (кэВ, 1000 эВ),
гигаэлектрон-вольт (ГэВ, 109 эВ) и тераэлектрон-вольт (ТэВ, 1012 эВ).
Электрон-вольт можно также выразить в градусах Кельвина:
1 эВ ~ 11 600 К.
Массу предмета можно выразить в электрон-вольтах и его крат-
ных. Например, масса протона mр = 1,67 × 10–27 кг ~ 938 МэВ/с2.
1.2. Вселенная Фридмана 13
В отличие от евклидовой геометрии, в этой вселенной сумма внутрен-
них углов треугольника больше 180 градусов, пространство конечно, и две
параллельные прямые сходятся. Если плотность меньше критической,
как видно по зеленой кривой на рис. 1.1, Вселенная расширяется бес-
конечно, и поэтому мы говорим об открытой вселенной с отрицательной
кривизной. Ее пространственная геометрия называется гиперболической,
поскольку напоминает седло лошади, а пространство бесконечно. В ги-
перболической геометрии сумма внутренних углов треугольника меньше
180 градусов, и две параллельные прямые сходятся в одном направлении,
а расходятся в другом. Если плотность равна критической, что соответ-
ствует синей линии на рис. 1.1, Вселенная будет расширяться бесконечно,
геометрия евклидова, где сумма внутренних углов треугольника равна
180 градусов, и две параллельные линии не пересекаются. Кривизна
такой вселенной равна нулю. Этот тип Вселенной также называется
плоской Вселенной, поскольку ее геометрия подобна плоскости.
В космологии в практических целях вместо критической плотности
ρс используют отношение между плотностью ρ и критической плотно-
стью ρс. Это отношение называют параметром плотности и обозначают
Ω = ρ/ρс. Параметр плотности также выражает количество массы опре-
деленного вида с точки зрения критической плотности. Например, как
мы увидим, барионная материя (та, из которой мы состоим) составляет
всего 5 % материи во Вселенной, и поэтому с точки зрения ρс мы напи-
шем Ωb = 0,05. Три типа геометрии, которые мы видели ранее и которые
представлены на рис. 1.1, можно выразить через параметр плотности Ω
следующим образом: у плоской вселенной с плотностью равной кри-
тической (ρ = ρс) он равен 1 (Ω = 1); у гиперболической вселенной Ω
меньше 1 (Ω < 1), а у закрытой вселенной Ω больше 1 (Ω > 1).
Три варианта решений Фридмана можно объяснить интуитивно с
помощью ньютоновской механики. Если мы бросим мяч вверх со скоро-
стью меньше 11,2 км/с (называемой скоростью убегания1), минимальной
скоростью, с которой объект покидает Землю, преодолевая гравитаци-
онное притяжение), мяч упадет вниз. Так происходит в закрытой вселен-
ной Фридмана (Ω > 1). Если мяч движется быстрее скорости убегания,
он больше не вернется на Землю. Это соответствует гиперболической
вселенной (Ω < 1). Если же скорость равна скорости убегания, мяч тоже
никогда не вернется на Землю, и у нас Ω = 1.
Фридман не только показал, что Вселенная Эйнштейна неустойчива
(расширяется или сжимается), но и первый сказал, что Вселенная име-
ет начало, а также оценил ее возраст: 10–20 миллиардов лет. Вселенная
могла родиться из того, что математики называют гравитационной
1 Вторая космическая. – Прим. перев.
14 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
сингулярностью, т.е. точки, в которой кривизна стремится к бесконеч-
ной величине. Как примеры гравитационной сингулярности, помимо
той, что связана с рождением Вселенной, можно назвать черные дыры,
о которых все мы слышали, – они поглощают всё, что проходит мимо
в определенном радиусе, даже свет! Однако Фридмана сингулярность
интересовала не с точки зрения физики, а с точки зрения математики.
Как мы узнаем далее, всего лишь через несколько лет, в 1927 году,
Жорж Леметр объяснил физический смысл гравитационной сингуляр-
ности: взрыв т.н. первоначального атома, в наше время известного как
Большой взрыв. Этот термин с известной долей иронии ввел Фред
Хойл: он был сторонником модели вселенной, альтернативной мо-
дели Большого взрыва, т.н. теории устойчивого состояния1. Объясняя
свою теорию во время радиоэфира Би-би-си, он сказал: «Эти теории
основаны на гипотезе, что вся материя во Вселенной была создана
во время одного Большого взрыва в конкретный момент в далеком
прошлом».
В ответ на статью Фридмана Эйнштейн кратко высказал свое мнение
в прессе, заявив, что вычисления русского ученого ошибочны. Фридман
написал Эйнштейну письмо, где постарался объяснить свою точку зре-
ния. Лишь год спустя по настоянию Юрия Круткова, коллеги Фридмана,
Эйнштейн прочел письмо и понял, что был не прав. Он опубликовал
статью, где признал, что решения Фридмана были верными, но с его
точки зрения «лишены смысла с точки зрения физики». Однако прямо
перед публикацией последнюю фразу сняли.
Прошло еще десять лет, прежде чем Эйнштейн в полной мере оценил
правоту Фридмана, а в 1931 году он удалил космологическую константу
из своих уравнений и, со слов Георгия Гамова в 1956 году, пришел к вы-
воду, что введение Λ в уравнения было «самой большой ошибкой в моей
жизни».
В 1923 году, помимо вышеизложенных результатов, Фридман обсуждал
проблему определения геометрии вселенной, используя триангуляцию2
1 Теория стационарной Вселенной/устойчивого состояния – это космологическая
модель, предложенная Фредом Хойлом, Германом Бонди и Томасом Голдом, в основе
которой лежит совершенный космологический принцип, т.е. представление о том, что
Вселенная однородна и изотропна в пространстве и во времени. Вселенная расши-
ряется и обладает одними и теми же свойствами в любой момент времени и в любой
точке пространства. Уменьшение плотности благодаря расширению компенсируется
непрерывным созданием материи.
2 Триангуляция – это метод, позволяющий вычислить неизвестное расстояние, ис-
пользуя геометрические свойства треугольников.
1.3. Леметр и расширение Вселенной 15
удаленных небесных тел, например Андромеды. Эта идея, подобно идее
Гаусса, нашла применение всего несколько десятилетий назад, благодаря
некоторым космическим полетам и с использованием намного больших
масштабов, чем те, что предлагал Гаусс.
Фридман прожил недолгую (1888–1925), но очень яркую и насыщен-
ную жизнь. Он проявил себя еще в школе, вместе со своим близким дру-
гом, математиком Яковом Тамаркиным. По окончании школы поступил в
Университет Петрограда, ныне Санкт-Петербурга, где преподавал физик
Пауль Эренфест. Он стал профессором Пермского университета, а потом
получил место в Геофизической обсерватории Петрограда, а вскоре ее
возглавил. Во время Первой мировой войны на борту бомбардировщи-
ка Фридман лично убедился в правоте своих баллистических теорий и
получил Георгиевский крест за боевые заслуги. А в 1925 году даже побил
рекорд по полетам на воздушном шаре, достигнув высоты 7400 метров
для проведения своих экспериментов. В том же году он умер от тифа.
Несмотря на значительные результаты, научные труды Фридмана не
оказали существенного влияния на астрономическое сообщество его
времени, может быть, потому, что он умер вскоре после публикации
своих работ.
1.3. Леметр и расширение Вселенной
По иронии судьбы результаты Фридмана и его обоснование теории
Большого взрыва получили развитие благодаря бельгийскому священ-
нику-иезуиту Жоржу Леметру.
Леметр родился в 1894 году в Шарлеруа. Как студент, изучающий
инженерное дело, он вступил в бельгийскую армию во время Первой
мировой войны. После войны в 1920 году получил ученую степень, а
потом поступил в семинарию и в 1923 году получил сан аббата. Парал-
лельно продолжает обучение в Кембридже под руководством Артура
Эддингтона, высоко ценившего его способности. Позже Леметр про-
должил обучение в Массачусетском технологическом институте, где
получил вторую научную степень. В 1925 году он обнаружил решения
Фридмана уравнений общей относительности. На знаменитой Сольве-
евской конференции 1927 года познакомился с Эйнштейном и узнал,
что они уже были получены Фридманом.
В том же году Леметр опубликовал на французском языке свою из-
вестную статью «Однородная Вселенная постоянной массы и возраста-
ющего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических
16 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
туманностей»1 в малоизвестном бельгийском научном журнале Annales
de la Societé Scientifique de Bruxelles. В этой работе он рассматривал дина-
мические решения уравнений общей теории относительности с более
физической точки зрения, нежели Фридман, и предположил, что со
временем радиус Вселенной может произвольно меняться. В результате
он пришел к выводу, что существует взаимосвязь между скоростью уда-
ления, т.е. отрыва, внегалактических туманностей, и расстоянием, на
котором они найдены, известная сегодня под названием закон Хаббла.
В результате он вывел уравнение v = kr, где k = 0,68 × 10–27 см–1, а именно
0,00000000000000000000000000068 см–1 (см. врезку 1, Степени десяти).
Числовые значения в этом отношении были получены с помощью оце-
нок скорости туманностей Слайфера и Стромберга. Леметр не придавал
большого значения полученному результату, однако указал, что сдвиг
к красному (красное смещение) туманности следует интерпретиро-
вать не как эффект Доплера2, т.е. как удаление галактик в статической
вселенной, но как результат динамики самой системы. Это полностью
совпадает с современной точкой зрения. Красное смещение, наблюда-
емое в спектрах удаляющихся от нас галактик, является не следствием
движения галактик в пространстве, а фактом расширения пространства
и увлечения галактик.
1 Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la
vitesse radiale des nebuleuses extra-galactiques.
2 Эффект, открытый Кристианом Доплером в 1842 году, согласно которому частота
волн, излучаемых движущимся объектом, больше при приближении объекта и на-
оборот (см. врезку 3, Эффект Доплера).
Врезка 2
Световой и электромагнитный спектр
В природе есть разные виды волн, например те, что мы видим на
пруду, когда бросаем в воду камень. Звук тоже представляет собой
волну. Когда некое тело колеблется, его колебания передаются
воздуху, который доносит их до нашего уха. Свет – это волна,
произведенная колебанием электрического и магнитного поля,
и поэтому называется электромагнитной волной. Электрическое
поле обозначают Е, а магнитное – символом В (см. врезку 5, где
объясняется, что такое поле). Распространяется магнитное поле
со скоростью примерно 300 000 км/с (рис. Б2.1).
1.3. Леметр и расширение Вселенной 17
Все волны имеют длину волны, расстояние между двумя пиками,
показанными на рис. Б2.2.
Частота v обозначает число колебаний в секунду и связана
с длиной волны λ отношением λv = скорость волны. Волна с большей
скоростью имеет большую энергию. Наши глаза восприимчивы
к видимому свету, длина волны которого колеблется между 390 и
700 нм, где нм – это нанометр, или миллиардная часть метра. Свет,
который мы видим, белого цвета, но с помощью призмы его можно
разложить на компоненты от фиолетового до красного, как видно
Длина волны (λ)
Электромагнитная волна
Магнитное
поле (В)
Электрическое
поле (Е)
Направление
распространения
Рис. Б2.1. Электромагнитное поле
Длина волны
Волна
Расстояние
I
Рис. Б2.2. Волна
18 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
на рис. Б2.3, который называется непрерывным спектром. По-
мимо видимого света, есть и другие электромагнитные излучения.
Весь набор электромагнитного излучения представляет электро-
магнитный спектр, который состоит из спектральных участков,
как видно на рис. Б2.3. Итак, от меньшей длины волны к большей,
есть радиоволны, микроволны, инфракрасные, видимые, рентге-
новские и гамма-лучи.
В зависимости от температуры, химического состава и плотности
небесные тела излучают в разных участках спектра. Электромагнит-
ное излучение не всегда ведет себя как волна. В одних эксперимен-
тах как волна, в других как частица. Бывает также, когда частицы
в некоторых экспериментах ведут себя как волны. В физике такую
двойственную природу компонентов материи – волновую и корпу-
скулярную – принято называть корпускулярно-волновым дуализмом.
Таким образом, свет можно рассматривать как состоящий из частиц,
которые двигаются со скоростью света, без заряда и массы, называ-
емых фотонами, которые обычно обозначают греческой буквой γ.
То, что спектральные линии (см. врезку 3, Спектр поглощения и излу-
чения) небесных тел и галактик сдвинулись в красную сторону (см. врез-
ку 3, Эффект Доплера), было известно уже во второй половине XIX века.
В 1842 году Кристиан Доплер, а в 1845 году и Арман Физо заметили, что
спектральные линии, наблюдаемые в свете некоторых звезд, сдвинулись
в сторону красного участка спектра, а некоторые в сторону голубого.
Это свойство использовал Уильям Хаггинс для определения скорости
звезд, а в 1912 году Весто Слайфер применил этот метод к галактике Ан-
дромеды, определив, что она приближается к нам со скоростью 300 км/с.
В 1917 году он получил результаты относительно движения 25 систем, из
которых только четыре к нам приближаются, и установил, что средняя
скорость галактик 570 км/с.
Видимый свет
4 × 10–7 7 × 10–7
102 1 10–2 10–4 10–8 10–10 10–12
Призма
Белый
свет Радио&
волны Красный
Оранжевый
Желтый
Зеленый
Голубой
Фиолетовый
Микро&
волны
Инфра&
красный
Ультра&
фиоле&
товый
Рентге&
новские
лучи
Гамма&
лучи
Рис. Б2.3. Световой спектр и спектральные диапазоны
1.3. Леметр и расширение Вселенной 19
Врезка 3
Спектр поглощения и излучения
В простом, хотя и некорректном представлении атом водорода со-
стоит из протона в центре и вращающегося вокруг него электрона.
Есть разные уровни энергии, обозначенные буквой n. Электрон
можно найти только на одном энергетическом уровне, т.е. n = 1,
2, 3... У каждого атома имеется уникальное количество электронов
в единственной конфигурации, т.е. у каждого элемента есть свой
собственный четкий набор энергетических уровней. Это устройство
энергетических уровней представляет собой своего рода отпечаток
пальца атома. Если фотон ударяет атом, а энергия фотона равна
разнице между двумя энергетическими уровнями, тогда электрон
на нижнем уровне может поглотить фотон и прыгнуть на верхний
уровень, возбуждая атом. Если же энергия фотона не равна разнице
энергии между двумя уровнями, то он не поглотится. То же самое
происходит во время перехода с более высокого на более низкий уро-
вень. В первом случае мы говорим о поглощении фотона (рис. Б3.1).
Давайте подсветим газ, свет которого потом пройдет через
призму (или дифракционную решетку) (рис. Б3.2).
n = 1
n = 2
n = 3
n = 4
94 нм
656 нм
486 нм
1875 нм
1282 нм
1094 нм
434 нм
410 нм
95 нм
97 нм
103 нм
122 нм
n = 5 n = 6
Рис. Б3.1. Энергетические уровни атома водорода
20 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
Если мы рассмотрим свет после прохождения сквозь газ, мы
заметим пропуски, темные пустые промежутки. Темные линии
соответствуют энергиям (длинам волн), для которых есть разница
в энергетических уровнях водорода. Поглощаемые фотоны появ-
ляются как темные линии, потому что фотоны с такими длинами
волны поглощаются (рис. Б3.2, правая часть).
Давайте проведем еще один эксперимент: свет горячего
газа проходит сквозь призму (или дифракционную решетку)
(рис. Б3.3). Мы получим спектр излучения (рис. Б3.3, правая
часть).
Спектр излучения будет абсолютно противоположным спектру
поглощения.
Поэтому темные линии в спектре поглощения соответствуют
частотам света, поглощенным газом. Эти темные линии точно
соответствуют частотам спектра излучения.
В опыте с поглощением мы видим черные линии. Каждая из
них соответствует разным элементам.
На рис. Б3.4 представлены некоторые линии в солнечном
спектре.
Холодный газ Спектр поглощения
Рис. Б3.2
Спектр излучения
Горячий
газ
Рис. Б3.3
Магний
Кальций Натрий Кислород
Водород
Железо
Рис. Б3.4
1.3. Леметр и расширение Вселенной 21
Из того, что мы увидели, можно сделать следующий вывод: у
каждого элемента типичный спектр, как штрих-код, который его
безошибочно определяет.
Эффект Доплера
Галактики состоят из мириад звезд, спектры которых объеди-
няются в спектры, подобные звездным. Изучение спектра по-
зволяет помимо всего прочего определить скорость галактик.
Линии спектра приближающейся галактики смещаются в голу-
бую сторону (голубое смещение), а линии удаляющейся галактики
смещаются в красную сторону (красное смещение), как видно на
рис. Б3.5.
Если представить себе, что тело – это лента, то происходит
следующее: при удалении она как бы растягивается, а при при-
ближении – сжимается (рис. Б3.6).
Красное смещение: удаляется от вас
Приближается к вам: голубое смещение
В состоянии покоя
Рис. Б3.5. Красное смещение
Рис. Б3.6
22 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
Тем не менее идеи из статьи Леметра не были приняты. Эйнштейн,
дискутируя с ним, сказал, что с точки зрения математики статья без-
упречна, а с точки зрения физики ужасна.
В течение трех лет статья Леметра, опубликованная в малоизвест-
ном журнале, оставалась незамеченной и обратили на нее внимание
совершенно случайно. На заседании Королевского астрономического
общества де Ситтер обсуждал результаты своей последней работы,
опубликованные в материалах конференции. На той же конферен ции
Эддингтон выразил мнение, что необходима модель, промежуточная
между моделями Эйнштейна и де Ситтера. И тогда Леметр написал
Эддингтону о своей работе. Эддингтон рассказал о ней де Ситтеру и
другим своим коллегам, перевел на английский язык, чтобы сделать
ее еще более востребованной. Статья стала популярной, однако ее
фундаментальную часть удалили. В сущности в переводе 1931 года
не было раздела с данными и дискуссии по поводу закона Хаббла1,
поскольку Леметр как переводчик и редактор статьи не считал этот
пункт важным.
1.4. Первичный атом
За исключением Фридмана к идее о Вселенной, у которой есть начало,
астрономы относились с недоверием. Да и для самого Фридмана син-
гулярность представляла собой лишь «математический объект». Только
Эддингтон в 1928 году в своей книге «Природа физического мира» упо-
1 Закон Хаббла: расстояние между галактиками прямо пропорционально скорости
их удаления.
Это явление называется эффектом Доплера, по имени Кристи-
ана Доплера, который открыл его в 1845 году. Эффект Доплера
применим к любой волне, в том числе звуковой. Когда приближа-
ется машина скорой помощи с воющей сиреной, звук (громкость)
выше, поскольку по мере сжатия волны ее длина уменьшается,
а частота и вместе с ней и энергия увеличиваются. Когда скорая
удаляется, звук сирены ослабевает из-за обратного эффекта.
Чтобы проверить это явление, Доплер нанял группу музыкан-
тов, которые играли в вагоне поезда. Слушая звук при приближе-
нии и удалении вагона, он удостоверился, как работает открытое
им явление.
1.4. Первичный атом 23
мянул состояние, из которого возникает и расширяется Вселенная, хотя
он и не был убежден, когда сказал, что «Вселенная началась со взрыва».
К представлениям Эддингтона всерьез отнесся Жорж Леметр, про-
фессор астрофизики в Католическом университете в Лувене.
В своей статье 1931 года «Расширяющаяся Вселенная» он высказал
предположение, что могла существовать статическая протовселенная,
в которой «вся энергия была в форме электромагнитного излучения,
и она внезапно сконденсировала в материю». Эта идея нашла свое
подтверждение в его статье «Принцип мира с точки зрения квантовой
теории», опубликованной в 1931 году в журнале Nature, где он писал:
«Мы могли бы представить себе начало Вселенной в виде уникального
атома, атомный вес которого – это суммарная масса Вселенной. Этот
в высшей степени неустойчивый атом будет делиться на все меньшие
атомы во время сверхрадиоактивного процесса».
Эта идея получила дальнейшее развитие во время ряда конференций,
проведенных Бельгийским астрономическим обществом, Британской
ассоциацией продвижения естествознания, а также в публикации «Рас-
ширение пространства». В этой статье Леметр писал:
«Таким образом, первоначальное расширение происходило в три
этапа: первый период стремительного расширения, в котором атом-все-
ленная разбивается на атомные звезды; второй период – замедления, а
вслед за ним третий период – ускоренного расширения».
Модель Леметра показала, что у Вселенной есть начало, но исключала
наличие сингулярности. Он не обсуждал происхождение первичного
атома, но допускал его существование до т.н. радиоактивного взрыва.
Согласно его теории, бесполезно обсуждать свойства первичного атома
до момента взрыва, поскольку пространство и время начались бы только
после его распада. Это точно соответствует современной точке зрения:
пространство и время возникли в результате Большого взрыва и поэтому
не имеет смысла обсуждать, что было до этого.
Как сказал Святой Августин, «мир был создан не во времени, а в свое
время», или, как говорил Стивен Хокинг, «думать о том, что происходило
до Большого взрыва, все равно что думать, что расположено к северу от
Северного полюса».
Если работа Леметра о расширении Вселенной получила признание,
то модель первичного атома научное сообщество не восприняло. Приведу
всего лишь один пример: в январе 1933 года Эйнштейн посетил семинар
24 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
Леметра о космическом излучении, которое Леметр ошибочно считал
неким «реликтовым излучением», которое могло дать нам информацию
относительно первых моментов Вселенной. После семинара Эйнштейн
обсуждал с Леметром вопросы космологии и сказал, что ему не нравит-
ся его идея о «первичном атоме», поскольку она «в значительной мере
предполагает [теологическую] идею создания». После конференции
Леметра в Пасадене на тему космологии первичного атома Эйнштейн
пошел еще дальше, сказав: «Это самое красивое и самое всеобъемлющее
объяснение создания, которое я когда-либо слышал». Эйнштейн, как и
другие ученые, путался в понятиях «создание» и «начало». Для Леметра
исходная сингулярность была не «созданием», а «естественным началом»
вещей. Он всегда разделял религию и науку – настолько, что при личной
встрече с Папой Пием XII сказал, что поддержанная Папой в 1951 году
идея о том, что наука подтвердила Книгу бытия, неверна.
1.5. Внегалактическая природа туманностей
С точки зрения наблюдений, до конца 20-х годов прошлого века счита-
лось, что Вселенная совпадает с нашей Галактикой. 26 апреля 1920 года
состоялся спор между Харлоу Шепли и Гебером Кёртисом на эту тему:
Шепли считал, что Вселенная состоит только из нашей Галактики, а
Кёртис полагал, что наша Галактика – лишь одна из многих. Тогда в споре
не было ни победителя, ни проигравшего.
Большой спор разрешился лишь несколько лет спустя, после публи-
кации в 1925, 1926 и 1929 гг. трех работ американского астронома Эдвина
Хаббла. Он показал внегалактическую природу NGC 6822 (галактики
Барнарда), а также галактик M33 и М31, дав обоснование тезису Кёр-
тиса, которую поддержали и другие астрономы, например Эрнст Эпик
и Кнут Лундмарк. Для этого Хаббл использовал особые звезды цефеиды,
которые мы скоро обсудим1.
Курьезный эпизод из жизни Шепли свидетельствует о том, что и
ученым ничто человеческое не чуждо.
Когда Шепли работал в Обсерватории Маунт-Уилсон вместе с Хаб-
блом и Милтоном Хьюмасоном, Хьюмасон показал ему фотографиче-
скую пластинку с изображением одной из цефеид в галактике Андро-
меды. Тогда Хьюмасон пометил пластинку, чтобы потом ее было проще
1 Хаббл уже приступил к поиску взрывающихся звезд, называемых новыми. Он за-
метил одну из новых среди звезд, но, приглядевшись, понял, что это цефеида, что и
позволило ему определить расстояние до Андромеды.
1.5. Внегалактическая природа туманностей 25
найти. А Шепли, поняв, что с помощью этой цефеиды можно доказать,
что Вселенная намного больше его модели, а значит, разрушает ее зна-
чимость, стер пометку, пытаясь таким образом скрыть свои заблуждения
относительно существования других галактик. Очевидно, Хьюмасон знал
расположение этой цефеиды и сказал его Хабблу, который и определил
расстояние до Андромеды1.
Эдвин Хаббл родился в 1889 году в Маршфилде. Изучал математику
и астрономию в Чикагском университете, а потом получил ученую сте-
пень в области права в Королевском колледже в Оксфорде. Вернувшись
в США, начал изучать физику, математику, а потом испанский язык,
которым занимался и в Оксфорде, и лишь в 1914 году решил связать
свою жизнь с астрономией. В 1917 году получил докторскую степень и
в 1919 году Джордж Хейл, директор Обсерватории Маунт-Уилсон в Па-
садене, предложил ему постоянную работу.
Знания Хаббла в области астрономии и физики были весьма ограни-
чены, однако он сумел достичь значительных успехов в своей карьере.
Полученные Хабблом результаты стали возможными благодаря
фундаментальному открытию Генриетты Ливитт, которая в 1908 году
опубликовала свою работу «1777 переменных звезд в Магеллановых
облаках» в журнале Annals of Harvard College Observatory (Анналы об-
серватории Гарвардского колледжа), а в 1912 году в информационном
бюллетене обсерватории под номером 173 вышла ее статья «Периоды
25 переменных звезд в Малом Магеллановом облаке». В этих работах
Ливитт показала существование взаимосвязи между яркостью и перио-
дом переменных звезд под названием цефеиды, по имени Цефеи, второй
обнаруженной звезды этого типа. Эти звезды периодически пульсируют,
период изменяется от нескольких дней до пары месяцев, благодаря чему
меняется их яркость в результате сложных явлений, имеющих отношение
к степени их эволюции. Чем больше период колебания, тем больше их
внутренняя яркость.
Генриетта Ливитт была одной из знаменитых «женщин-компьюте-
ров» – астрономов, нанятых Эдвардом Пикерингом для составления
каталога спектров и яркости звезд на фотографических пластинках
обсерватории. Считается, что за четыре года работы они каталогизиро-
вали 225 000 звезд и в 1890 году опубликовали первый каталог, который
в 1949 году был расширен до 360 000. Открытие Ливитт было столь зна-
чительным, что в 1924 году Королевская академия Швеции выдвинула ее
на Нобелевскую премию. К сожалению, Ливитт умерла в конце 1921 года.
1 Андромеду также называют М31 как 31-ю галактику в каталоге Мессье.
26 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
Важность цефеид состоит в том, что они служат стандартными свеча-
ми, эталонными звездами, для которых можно определить абсолютную
величину, или внутреннюю яркость, которая в случае с цефеидами свя-
зана с периодом колебания. А по внутренней яркости/светимости и по
кажущейся светимости, т.е. той, что мы наблюдаем, можно определить
и расстояние.
Поясню на примере: допустим, у нас есть электрическая лампочка,
и мы знаем ее мощность, обычно измеряемую в ваттах и называемую
также яркостью, т.е. количество энергии, которое она выделяет в одну
секунду. Если мы будем отодвигать лампочку на все большее расстоя-
ние, то заметим, что она светит все менее ярко. Интенсивность света,
который мы наблюдаем, изменяется по мере изменения расстояния.
То количество, которое можно назвать кажущейся яркостью, или
технически потоком, зависит от внутренней или реальной яркости
лампочки и от расстояния и уменьшается пропорционально квадрату
последнего. Другими словами, если поток лампы на расстоянии одного
метра равен 1, то на расстоянии 10 м он будет равен 1/100, а на рассто-
янии 100 м – 1/10 000. Зная внутреннюю яркость лампочки и измерив
ее кажущуюся яркость, поток, можно определить, как далеко от нас
лампочка, используя это известное отношение. Итак, чтобы определить
расстояние, мы должны измерить поток и знать внутреннюю яркость
объекта. Покупая лампочку, мы знаем ее яркость от производителя,
но в случае с астрономическим объектом все обстоит иначе. Однако
есть объекты, для которых мы уже знаем или же можем вычислить
внутреннюю яркость, т.е. существуют стандартные свечи. Или вот еще
один пример: допустим, рыбаки ночью хотят понять, как далеко они
находятся от берега, и они видят свет маяка. Чем дальше они от бере-
га, тем менее ярок свет маяка. Чтобы точно определить расстояние до
берега, рыбаки должны были узнать заранее действительную яркость и
измерить кажущуюся. Вот и для определения расстояний в космологии
нам нужны космические «маяки».
1.6. Хаббл и расширяющаяся Вселенная
Хотя Леметр теоретически обосновал закон расширения Вселенной,
благодаря упомянутым ранее осложнениям он так и не был признан
научным сообществом. В определенном смысле и сам Леметр был тому
виной, поскольку, как уже было сказано, в английском переводе своей
статьи 1927 года собственноручно убрал практически все ссылки на за-
кон расширения.
У каждого из нас, как и у Луны, есть своя темная сторона,
которую никому никогда не показывают.
Марк Твен
Люди – это неотъемлемая часть Вселенной, материи, возникшей в результате Большого взрыва, чьи внутренности, мышцы, легкие и сердце
связаны с элементами, сформированными в недрах звезд. Поэтому нет
ничего удивительного в том, что человека изначально волновало небо,
доказательством чему служат наскальные рисунки с изображением богов
и героев, а также храмы и древнейшие астрономические обсерватории.
Такова особенность нашего вида, названного Карлом Линнеем Homo
sapiens (человек разумный). Греки называли человека антропос, что
можно истолковать как «тот, кто смотрит вверх»1.
Насколько нам известно, из всех видов, живших и живущих на этой
планете, только человек обладает сознанием, способен наблюдать за
небом, понимать его красоту и задаваться вопросами о смысле жизни и
о смерти, о происхождении и исчезновении как человека, так и Вселен-
ной. Более того, слово homo (человек) имеет тот же корень, что и слово
humus (земля, грязь). Таким образом, Homo anthropos это своего рода
мостик между землей и небом, наделенный с рождения любопытством,
которое толкает его на исследование и постижение тайн природы. Не-
бо объединяет огромное число людей, живших и живущих на Земле по
сей день. Меняются и исчезают языки и цивилизации, как и религии,
объясняющие то, что есть жизнь и каковы ее цели. Современная ор-
ганизация общества, конечно же, существенно отличается от той, что
была десятки тысяч лет назад. Эволюция во всех сферах жизни изме-
нила и уничтожила то, что некогда было незыблемым в самом образе
мысли. Объединяет все эти изменения только небо, само оставаясь
практически неизменным. У Луны все те же фазы, и Солнце следует
своему годовому циклу, определяющему смену времен года. Положение
созвездий, видимых в разные периоды года, практически не измени-
лось. В конечном итоге, люди, которые жили 30 тысяч лет назад под
нашим небом, видели те же созвездия и все те же звезды в подобном
положении.
1 На самом деле слово anthropos можно разделить на anὸ (вверх), anthreo (смотрю) и
ops (глаз). Это толкование находит свое подтверждение в «Метаморфозах» Овидия,
где мы увидим: «Os homini sublime dedit, coelumque tueri iussit [deus]» (Человеку даро-
вано лицо, повернутое вверх, а его взгляд устремлен в небо и поднимается к звездам).
Книга 1, с. 85–86.
Введение 5
Однако очевидно и то, что хотя небо все то же, воспринимается оно по-
другому: изменилось понимание небесных тел и явлений, из которых оно
состоит, а также их смысл. Аборигены Австралии верили, что Солнце – это
женщина, которая просыпается утром у себя дома на востоке и разжигает
костер. Перед тем как отправиться в путь, она украшает себя красной ох-
рой, которая, растворяясь в воздухе, окрашивает облако в красный цвет.
Это был рассвет. Как только женщина достигала запада, она меняла свой
макияж, окрашивая небо желтым и красным, и это был закат. Наконец
Женщина-Солнце возвращалась под землей в свой дом. Для индоевро-
пейских народов Солнце и Луна передвигались по небу на запряженных
лошадьми колесницах, которыми управлял возничий. Викинги винили
в солнечных затмениях волка Сколля, который гнался за богом Солнца,
Солем, и, догнав его, разрывал на части. Тогда люди поднимали страшный
шум – стучали горшками и сковородками, чтобы испугать волка и вернуть
Солнце на место. То же самое случалось и во время лунного затмения:
волк Хати пожирал Луну (Мани). Персы верили, что затмения – это кара
господня, а римляне и представить себе не могли, что затмения вызва-
ны природными явлениями. Понимание этого явления и предсказание
затмений приписывают грекам (Фалес Милетский, 585 г до Р.Х.), хотя,
по-видимому, еще древние халдеи 2500 лет назад уже знали о 18-летнем
цикле, т.н. цикле Сароса, в конце которого повторяются затмения.
Сколль и Хати (2009). Предоставлено Akreon
6 Введение
Незнание природных явлений привело к созданию мифов и богов,
управлявших всеми сферами жизни. И хотя некоторые греческие фило-
софы, а также представители Великой Греции (современная Сицилия),
например Пифагор, Архимед, Анаксимандр, Эмпедокл и Аристарх, уже
обладали более научным представлением о мире, его часто не восприни-
мали по культурным или политическим причинам. Например, Эпикур не
принял атомистическую теорию. Даже Иоганн Кеплер многие столетия
спустя считал, что планеты – это разумные существа. Декарт и Ньютон,
хотя и верили, что природные законы созданы Богом и Вселенная сама
управляет собой, следуя этим законам, считали, что Бог может в любой
момент изменить эти законы. Ньютон полагал, что Бог постоянно вме-
шивается, чтобы планеты следовали правильным орбитам. С развитием
исследований и научной мысли объяснительная роль богов и мифов
существенно сократилась. Роли религии и науки явно разграничились.
Как мы сказали, небо объединяет нас с нашими предками. Всего
лишь сто лет назад считалось, что Вселенная представляет собой звезды,
планеты и кометы.
Сегодня Вселенная намного сложнее для нас по сравнению с пред-
ставлениями о ней наших предков: черные дыры, нейтронные звезды,
белые карлики, сверхновые, различные виды туманностей, галактик, ско-
пления и сверхскопления галактик и многое другое. Самое удивительное
состоит в том, что сегодня мы знаем: все бесчисленные объекты, которые
мы наблюдаем во Вселенной, всего лишь 5 процентов составляющей ее
материи, лишь «видимая» ее часть. Однако наше преимущество в знании
по сравнению с нашими предками значительно сократится, если мы
будем полагать, что обладаем ограниченным знанием даже малой части
Вселенной, которую видим. Мы даже не понимаем, из чего она на самом
деле состоит. Мы можем лишь количественно определить степень на-
шего невежества относительно Вселенной в процентах – 95%, и у этого
невежества есть имя: темная материя и темная энергия. О первой мы
имеем некоторое представление: вероятно, это неуловимые частицы,
слабо взаимодействующие с обычным веществом. Относительно второй,
которая начала проявляться всего несколько миллиардов лет назад, мы
знаем и того меньше: возможно, это энергия вакуума, который действует
как отталкивающая гравитация, но в сущности мы лишь нащупываем
путь в темноте.
Космология изучает Вселенную во всей ее целостности, пытаясь по-
нять ее происхождение, структуру и эволюцию.
В этой книге я изложу космологию так называемого Большого взрыва
и альтернативную теорию, которая объясняет, как возникла и развивалась
Введение 7
Вселенная, переходя из состояния, где в горячей среде доминировала
энергия, к кристаллизации энергии в галактиках и структурах, которые
мы наблюдаем. Мы увидим, как возникла Вселенная в результате фазы
ускоренного расширения, известной как инфляция (см. раздел 2.2 и
Приложение А), что заставило Вселенную вырасти в невероятно малые
сроки от микроскопических до макроскопических размеров, сглаживая
свою геометрию и преобразуя энергию вакуума в материю и энергию.
Мы узнаем, как изучение галактик, скоплений галактик, отклонение
света, производимого массами, и микроволновое фоновое излучение, или
реликтовое излучение, пронизывающее всю Вселенную, помогли нам
понять, что большая часть материи, составляющей Вселенную, невиди-
ма, а также обсудим несколько предположений относительно природы
этой материи.
Темная материя состоит из частиц, которые отличаются от частиц
обычной материи, новых частиц, предсказанных теориями, выходящими
за рамки Стандартной модели физики элементарных частиц, полученных,
выявленных и изученных в огромнейших ускорительных машинах, таких
как БАК (Большой адронный коллайдер) в ЦЕРН (Европейском центре
ядерных исследований) в Женеве. Мы обсудим эту модель, историю ее
создания, основополагающие идеи ее построения, а также поймем, как
мир, который мы видим таким прочным, на самом деле состоит из полей
и волн, и как из полей и «симметрий» рождаются элементарные силы
природы. Мы увидим, что этот мир разительно отличается от того, как
мы его воспринимаем. Потом мы отправимся в «зоопарк» кандидатов
в частицы темной материи и обсудим их свойства. Поговорим о частицах,
чье существование продиктовано особой симметрией, суперсимметрией,
и рискнем отправиться в малоизученные области дополнительных изме-
рений в поисках частиц темной материи, и опишем методы, с помощью
которых продвигаются поиски этого современного Грааля.
И тогда приоткроется завеса над тайной темной энергии и гипоте-
зами относительно ее природы, что поможет нам сделать вывод о том,
какую роль она играет в эволюции и конце Вселенной. Судя по ее из-
вестным на данный момент свойствам, темная энергия может привести
Вселенную к тепловой смерти – и она превратится в некую вселенную,
где в огромных и холодных пространствах перемещаются одни фотоны.
Если же в будущем темная энергия обнаружит другие свойства, то воз-
никнут новые сценарии развития Вселенной, где она вновь сожмется в
результате Большого хлопка или будет иметь цикличную природу, благо-
даря которой после рождения, эволюции и смерти вновь, словно птица
Феникс, возродится из пепла.
ÃËÀÂÀ 1
ÊÐÀÒÊÀß ÈÑÒÎÐÈß
ÒÅÎÐÈÈ ÁÎËÜØÎÃÎ ÂÇÐÛÂÀ
История астрономии – это история уходящих горизонтов.
Эдвин Хаббл
1.1. Статическая Вселенная
С древних времен и до Средних веков концепция космоса основывалась
на физике Аристотеля и астрономических моделях Птолемея. Вселенная
была статической, ничто не менялось: планеты и звезды двигались в соот-
ветствии с неизменными и вечными циклами. Идеи Николая Коперника
и Джордано Бруно, а также издание в 1687 году книги Исаака Ньютона
Principia Matematica («Математические начала натуральной философии»)
значительно изменили представление о космосе, но не представление
о его статичной природе.
Неизменяемая Вселенная обладает удивительным обаянием. Одной
из характерных черт западной мысли было предпочтение такого ми-
рового устройства, где на Вселенную не влияет то, что происходит на
Земле. В качестве примера подобного видения вещей можно привести
древний миф о вечном возвращении, который в современные времена
поддерживал даже Фридрих Ницше, или вселенную с часовым меха-
низмом, типичную для ньютоновской механики. Взгляд Ньютона был
редукционистским, или упрощенным: объяснение функционирования
космоса сводится к использованию физических законов. Обобщенное
толкование редукционизма приводит к статической природе Вселенной.
В сущности, даже если планеты двигаются, то делают они это в соот-
ветствии с определенными и вечными законами, которые, повторяясь,
способствуют появлению вселенной, которая всегда равна самой себе.
Однако тут есть одна проблема: статичность вступает в конфликт с нью-
тоновской механикой. Поскольку гравитация притягивает, как указал
Ричард Бентли в конце XVII века, судьба всех статических и конечных
систем – это сжатие. Ньютону не составило труда разрешить этот па-
радокс. Достаточно было предположить, что Вселенная бесконечна и
1.1. Статическая Вселенная 9
массы распределены равномерно, что благодаря симметрии приводит
к разрушению гравитационных сил. Таким образом, Вселенная Ньютона
была бесконечна, равномерна, статична и находилась в состоянии не-
устойчивого равновесия. Однако вскоре замаячил еще один парадокс,
подрывающий точку зрения Ньютона – т.н. парадокс Ольберса, согласно
которому тот факт, что ночное небо не такое ясное, как днем, несовме-
стим со вселенной, которая бесконечна и равномерно заселена звездами.
Представление о статической вселенной так долго владело умами, что
изменения произошли лишь с приходом ХХ века. До открытия Хабблом
расширяющейся Вселенной статическую вселенную признавали многие
ученые ХХ века, в том числе Альберт Эйнштейн. Через два года после
публикации трактата по общей теории относительности в 1917 году Эйн-
штейн приложил свою теорию ко Вселенной и обнаружил результаты,
противоречащие его представлениям, равно как и представлениям других
ученых того времени, о статичной природе Вселенной. Он обнаружил,
что его уравнения предсказывали расширяющуюся или сжимающуюся
вселенную. Не слишком доверяя в данном случае своим уравнениям и
следуя общему предубеждению, что Вселенная по своей природе статична,
Эйнштейн ввел в свои уравнения постоянную, космологическую кон-
станту Λ, которая, производя отталкивание, противодействует гравита-
ционному притяжению и вынуждает Вселенную оставаться статической.
Проблема, с которой столкнулся Эйнштейн, используя свои урав-
нения, была сродни той, что обозначил Бентли несколько веков ранее
в контексте ньютоновской механики, а именно: любая конечная и ста-
тическая система рано или поздно сожмется. Эйнштейн не мог решить
проблему так, как Ньютон, из-за сложной структуры своей модели.
Вселенная Эйнштейна имела особую геометрическую структуру, конеч-
ную и без границ. С точки зрения геометрии это была 3-сфера, то есть
трехмерная сфера, встроенная в четырехмерное пространство. Чтобы
лучше в этом разобраться, поясню на примере: поверхность шара – это
двумерная сфера, называемая 2-сферой, в трехмерном пространстве.
Данте Алигьери уже представил себе такую структуру: его Рай имеет
структуру 3-сферы, как подметил в 1979 году математик Марк Петерсон1.
Его Вселенная была конечной, но беспредельной, безграничной, как
сфера, и поскольку гравитация притягивает, – увы! – такая Вселенная
не могла быть статической.
1 В 2006 году это интуитивное наблюдение развил румынский физик и публицист
Хориа-Роман Патапиевич в своей книге «Глаза Беатриче: Каков был на самом деле
мир Данте?»
10 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
Таким образом, если Ньютон сумел решить проблему и сделать
вселенную статичной, предположив, что она бесконечна, равномерна
и симметрична, в геометрии Эйнштейна этого не могло случиться. По-
этому, чтобы разрешить это противоречие, он ввел космологическую по-
стоянную, которая должна была блокировать тенденцию к расширению
или сжатию его вселенной.
Результатом стала статическая и закрытая Вселенная. Более того,
космологическая константа Λ своим робким присутствием обнаруживала
свое воздействие лишь на очень больших масштабах – космологических
масштабах. Казалось, это хорошее решение проблемы. Эйнштейн считал,
что в случае ненулевой космологической константы и нулевой плотности
материи его уравнения не имеют решения. Однако он заблуждался, и
в том же году Виллем де Ситтер показал, что Вселенная с космологиче-
ской константой и лишенная материи экспоненциально расширяется.
В течение двух лет Эйнштейн пытался найти ошибку в решении де Сит-
тера, но ему это так и не удалось.
1.2. Вселенная Фридмана
Однако природу не так просто обуздать, и рано или поздно все тайное
становится явным. И вот в 1922 году Александр Фридман, русский метео-
ролог, по образованию физик и математик, многогранный человек по
натуре, работавший в обсерватории Петрограда (ныне Санкт-Петербург),
опубликовал статью под названием «О кривизне пространства» в не-
мецком научном журнале, а то время физика, образно говоря, была
синонимом Германии. Полученные им решения не отличались от тех,
к которым ранее пришел Эйнштейн: они определяли однородную, изо-
тропную и нестатическую вселенную. В отличие от Эйнштейна, Фрид-
мана эти результаты не испугали. Решения уравнений Фридмана, то
есть возможные вселенные, которые описываются этими уравнениями,
бывают трех типов, как видно на рис. 1.1.
Три типа вселенных, т.е. решения уравнений Эйнштейна, зависят от
плотности массы-энергии Вселенной (помните, что масса и энергия – это
две стороны одной и той же монеты, как показал Эйнштейн в своей знаме-
нитой формуле E = mc2). Несложно определить конкретную величину плот-
ности, называемой критической плотностью, ρс, равную 8,6 × 10–30 г/см3,
т.е. 0,0000000000000000000000000000086 г/см3 (см. врезку 1), или, про-
ще говоря, 5 атомов водорода на кубический метр. Эта плотность на-
зывается критической, поскольку различает три разных типа геометрии
во Вселенной. На рис. 1.1 показаны три возможных типа Вселенной.
1.2. Вселенная Фридмана 11
Каждая кривая показывает рост расстояния между галактиками со
временем. По вертикальной оси на рис. 1.1 отложен т.н. параметр рас-
ширения, который представляет относительное расширение Вселенной,
и его можно рассматривать как среднее расстояние между галактиками.
По горизонтальной оси отложено время.
Если средняя плотность Вселенной (ρ) больше критической плот-
ности ρс, то Вселенная расширяется до максимального радиуса, а потом
снова сжимается, как видно по красной кривой на рис. 1.1.
Плоская (нулевая кривизна)
Закрытая
(положительная кривизна)
Время
Среднее расстояние
между галактиками
Открытая
(отрицательная кривизна)
Сегодня
Ω < 1
Ω = 1
Ω > 1
Рис. 1.1. Три вселенных Фридмана
Врезка 1
Степени десяти
Чтобы записывать большие и малые числа более простым и ком-
пактным образом, ученые используют обозначение степеней 10.
Степень 10 – это число, за которым следует число нулей, равное
показателю степени. Например, если мы хотим написать 1000, т.е.
1 с тремя нулями, то пишем 103. Масса Солнца составляет 2 × 1030 кг,
т.е. 2 с 30 нулями: 2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000.
В случае малых чисел, например одной тысячной, 1/1000 = 0,001,
а именно: 1, а перед ним три нуля, пишем 10–3.
Итак, 10n обозначает 1, за которой следуют n нулей, а 10–n обо-
значает 1, которой предшествует n нулей.
12 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
Фридман назвал это решение «периодическим миром». Пространство
подобно трехмерной сфере (3-сфера, о которой мы говорили ранее), и
по этой причине пространственная геометрия вселенной называется
сферической. Эта Вселенная называется закрытой вселенной1, и она имеет
положительную кривизну.
1 Кривизна указывает, как далеко кривая или объект отклоняется от плоского состоя-
ния. Здесь и далее «Вселенная» с прописной буквы означает описание нашей вселенной.
Единицы массы, используемые в астрофизике
Как правило, масса небесных тел велика. Масса Солнца в кило-
граммах составляет 2 × 1030, она часто используется как единица
измерения массы и записывается как 1 М.
Итак: 1 М = 2 × 1030 кг.
Звезда массой в 8 раз большей, чем масса Солнца, обозначается
как 8 М.
Единицы расстояния в астрофизике
Как и масса, расстояния в астрофизике выражаются другими
единицами:
Астрономическая единица, или а.е., это расстояние от Земли до
Солнца, ~ 149 597 870 700 км.
Световой год, или св. год, это расстояние, которое проходит
свет за один год: 9 460 730 472 581 км.
Парсек, или пк – это расстояние, равное 3,26 световых года,
т.е. 3,26 × 1016 м. Кратные парсека это килопарсек (кпк, 1000 пк),
мегапарсек (Мпк, 106 пк) и гигапарсек (Гпк, 109 пк).
Единицы температуры и энергии
В этой книге температура измеряется в градусах Кельвина и обо-
значается К. Чтобы перевести температуру в градусы Цельсия, на-
до вычесть 273,16 из величины температуры в градусах Кельвина.
В качестве меры энергии мы будем использовать электрон-
вольт, эВ, и его кратные: килоэлектрон-вольт (кэВ, 1000 эВ),
гигаэлектрон-вольт (ГэВ, 109 эВ) и тераэлектрон-вольт (ТэВ, 1012 эВ).
Электрон-вольт можно также выразить в градусах Кельвина:
1 эВ ~ 11 600 К.
Массу предмета можно выразить в электрон-вольтах и его крат-
ных. Например, масса протона mр = 1,67 × 10–27 кг ~ 938 МэВ/с2.
1.2. Вселенная Фридмана 13
В отличие от евклидовой геометрии, в этой вселенной сумма внутрен-
них углов треугольника больше 180 градусов, пространство конечно, и две
параллельные прямые сходятся. Если плотность меньше критической,
как видно по зеленой кривой на рис. 1.1, Вселенная расширяется бес-
конечно, и поэтому мы говорим об открытой вселенной с отрицательной
кривизной. Ее пространственная геометрия называется гиперболической,
поскольку напоминает седло лошади, а пространство бесконечно. В ги-
перболической геометрии сумма внутренних углов треугольника меньше
180 градусов, и две параллельные прямые сходятся в одном направлении,
а расходятся в другом. Если плотность равна критической, что соответ-
ствует синей линии на рис. 1.1, Вселенная будет расширяться бесконечно,
геометрия евклидова, где сумма внутренних углов треугольника равна
180 градусов, и две параллельные линии не пересекаются. Кривизна
такой вселенной равна нулю. Этот тип Вселенной также называется
плоской Вселенной, поскольку ее геометрия подобна плоскости.
В космологии в практических целях вместо критической плотности
ρс используют отношение между плотностью ρ и критической плотно-
стью ρс. Это отношение называют параметром плотности и обозначают
Ω = ρ/ρс. Параметр плотности также выражает количество массы опре-
деленного вида с точки зрения критической плотности. Например, как
мы увидим, барионная материя (та, из которой мы состоим) составляет
всего 5 % материи во Вселенной, и поэтому с точки зрения ρс мы напи-
шем Ωb = 0,05. Три типа геометрии, которые мы видели ранее и которые
представлены на рис. 1.1, можно выразить через параметр плотности Ω
следующим образом: у плоской вселенной с плотностью равной кри-
тической (ρ = ρс) он равен 1 (Ω = 1); у гиперболической вселенной Ω
меньше 1 (Ω < 1), а у закрытой вселенной Ω больше 1 (Ω > 1).
Три варианта решений Фридмана можно объяснить интуитивно с
помощью ньютоновской механики. Если мы бросим мяч вверх со скоро-
стью меньше 11,2 км/с (называемой скоростью убегания1), минимальной
скоростью, с которой объект покидает Землю, преодолевая гравитаци-
онное притяжение), мяч упадет вниз. Так происходит в закрытой вселен-
ной Фридмана (Ω > 1). Если мяч движется быстрее скорости убегания,
он больше не вернется на Землю. Это соответствует гиперболической
вселенной (Ω < 1). Если же скорость равна скорости убегания, мяч тоже
никогда не вернется на Землю, и у нас Ω = 1.
Фридман не только показал, что Вселенная Эйнштейна неустойчива
(расширяется или сжимается), но и первый сказал, что Вселенная име-
ет начало, а также оценил ее возраст: 10–20 миллиардов лет. Вселенная
могла родиться из того, что математики называют гравитационной
1 Вторая космическая. – Прим. перев.
14 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
сингулярностью, т.е. точки, в которой кривизна стремится к бесконеч-
ной величине. Как примеры гравитационной сингулярности, помимо
той, что связана с рождением Вселенной, можно назвать черные дыры,
о которых все мы слышали, – они поглощают всё, что проходит мимо
в определенном радиусе, даже свет! Однако Фридмана сингулярность
интересовала не с точки зрения физики, а с точки зрения математики.
Как мы узнаем далее, всего лишь через несколько лет, в 1927 году,
Жорж Леметр объяснил физический смысл гравитационной сингуляр-
ности: взрыв т.н. первоначального атома, в наше время известного как
Большой взрыв. Этот термин с известной долей иронии ввел Фред
Хойл: он был сторонником модели вселенной, альтернативной мо-
дели Большого взрыва, т.н. теории устойчивого состояния1. Объясняя
свою теорию во время радиоэфира Би-би-си, он сказал: «Эти теории
основаны на гипотезе, что вся материя во Вселенной была создана
во время одного Большого взрыва в конкретный момент в далеком
прошлом».
В ответ на статью Фридмана Эйнштейн кратко высказал свое мнение
в прессе, заявив, что вычисления русского ученого ошибочны. Фридман
написал Эйнштейну письмо, где постарался объяснить свою точку зре-
ния. Лишь год спустя по настоянию Юрия Круткова, коллеги Фридмана,
Эйнштейн прочел письмо и понял, что был не прав. Он опубликовал
статью, где признал, что решения Фридмана были верными, но с его
точки зрения «лишены смысла с точки зрения физики». Однако прямо
перед публикацией последнюю фразу сняли.
Прошло еще десять лет, прежде чем Эйнштейн в полной мере оценил
правоту Фридмана, а в 1931 году он удалил космологическую константу
из своих уравнений и, со слов Георгия Гамова в 1956 году, пришел к вы-
воду, что введение Λ в уравнения было «самой большой ошибкой в моей
жизни».
В 1923 году, помимо вышеизложенных результатов, Фридман обсуждал
проблему определения геометрии вселенной, используя триангуляцию2
1 Теория стационарной Вселенной/устойчивого состояния – это космологическая
модель, предложенная Фредом Хойлом, Германом Бонди и Томасом Голдом, в основе
которой лежит совершенный космологический принцип, т.е. представление о том, что
Вселенная однородна и изотропна в пространстве и во времени. Вселенная расши-
ряется и обладает одними и теми же свойствами в любой момент времени и в любой
точке пространства. Уменьшение плотности благодаря расширению компенсируется
непрерывным созданием материи.
2 Триангуляция – это метод, позволяющий вычислить неизвестное расстояние, ис-
пользуя геометрические свойства треугольников.
1.3. Леметр и расширение Вселенной 15
удаленных небесных тел, например Андромеды. Эта идея, подобно идее
Гаусса, нашла применение всего несколько десятилетий назад, благодаря
некоторым космическим полетам и с использованием намного больших
масштабов, чем те, что предлагал Гаусс.
Фридман прожил недолгую (1888–1925), но очень яркую и насыщен-
ную жизнь. Он проявил себя еще в школе, вместе со своим близким дру-
гом, математиком Яковом Тамаркиным. По окончании школы поступил в
Университет Петрограда, ныне Санкт-Петербурга, где преподавал физик
Пауль Эренфест. Он стал профессором Пермского университета, а потом
получил место в Геофизической обсерватории Петрограда, а вскоре ее
возглавил. Во время Первой мировой войны на борту бомбардировщи-
ка Фридман лично убедился в правоте своих баллистических теорий и
получил Георгиевский крест за боевые заслуги. А в 1925 году даже побил
рекорд по полетам на воздушном шаре, достигнув высоты 7400 метров
для проведения своих экспериментов. В том же году он умер от тифа.
Несмотря на значительные результаты, научные труды Фридмана не
оказали существенного влияния на астрономическое сообщество его
времени, может быть, потому, что он умер вскоре после публикации
своих работ.
1.3. Леметр и расширение Вселенной
По иронии судьбы результаты Фридмана и его обоснование теории
Большого взрыва получили развитие благодаря бельгийскому священ-
нику-иезуиту Жоржу Леметру.
Леметр родился в 1894 году в Шарлеруа. Как студент, изучающий
инженерное дело, он вступил в бельгийскую армию во время Первой
мировой войны. После войны в 1920 году получил ученую степень, а
потом поступил в семинарию и в 1923 году получил сан аббата. Парал-
лельно продолжает обучение в Кембридже под руководством Артура
Эддингтона, высоко ценившего его способности. Позже Леметр про-
должил обучение в Массачусетском технологическом институте, где
получил вторую научную степень. В 1925 году он обнаружил решения
Фридмана уравнений общей относительности. На знаменитой Сольве-
евской конференции 1927 года познакомился с Эйнштейном и узнал,
что они уже были получены Фридманом.
В том же году Леметр опубликовал на французском языке свою из-
вестную статью «Однородная Вселенная постоянной массы и возраста-
ющего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических
16 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
туманностей»1 в малоизвестном бельгийском научном журнале Annales
de la Societé Scientifique de Bruxelles. В этой работе он рассматривал дина-
мические решения уравнений общей теории относительности с более
физической точки зрения, нежели Фридман, и предположил, что со
временем радиус Вселенной может произвольно меняться. В результате
он пришел к выводу, что существует взаимосвязь между скоростью уда-
ления, т.е. отрыва, внегалактических туманностей, и расстоянием, на
котором они найдены, известная сегодня под названием закон Хаббла.
В результате он вывел уравнение v = kr, где k = 0,68 × 10–27 см–1, а именно
0,00000000000000000000000000068 см–1 (см. врезку 1, Степени десяти).
Числовые значения в этом отношении были получены с помощью оце-
нок скорости туманностей Слайфера и Стромберга. Леметр не придавал
большого значения полученному результату, однако указал, что сдвиг
к красному (красное смещение) туманности следует интерпретиро-
вать не как эффект Доплера2, т.е. как удаление галактик в статической
вселенной, но как результат динамики самой системы. Это полностью
совпадает с современной точкой зрения. Красное смещение, наблюда-
емое в спектрах удаляющихся от нас галактик, является не следствием
движения галактик в пространстве, а фактом расширения пространства
и увлечения галактик.
1 Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la
vitesse radiale des nebuleuses extra-galactiques.
2 Эффект, открытый Кристианом Доплером в 1842 году, согласно которому частота
волн, излучаемых движущимся объектом, больше при приближении объекта и на-
оборот (см. врезку 3, Эффект Доплера).
Врезка 2
Световой и электромагнитный спектр
В природе есть разные виды волн, например те, что мы видим на
пруду, когда бросаем в воду камень. Звук тоже представляет собой
волну. Когда некое тело колеблется, его колебания передаются
воздуху, который доносит их до нашего уха. Свет – это волна,
произведенная колебанием электрического и магнитного поля,
и поэтому называется электромагнитной волной. Электрическое
поле обозначают Е, а магнитное – символом В (см. врезку 5, где
объясняется, что такое поле). Распространяется магнитное поле
со скоростью примерно 300 000 км/с (рис. Б2.1).
1.3. Леметр и расширение Вселенной 17
Все волны имеют длину волны, расстояние между двумя пиками,
показанными на рис. Б2.2.
Частота v обозначает число колебаний в секунду и связана
с длиной волны λ отношением λv = скорость волны. Волна с большей
скоростью имеет большую энергию. Наши глаза восприимчивы
к видимому свету, длина волны которого колеблется между 390 и
700 нм, где нм – это нанометр, или миллиардная часть метра. Свет,
который мы видим, белого цвета, но с помощью призмы его можно
разложить на компоненты от фиолетового до красного, как видно
Длина волны (λ)
Электромагнитная волна
Магнитное
поле (В)
Электрическое
поле (Е)
Направление
распространения
Рис. Б2.1. Электромагнитное поле
Длина волны
Волна
Расстояние
I
Рис. Б2.2. Волна
18 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
на рис. Б2.3, который называется непрерывным спектром. По-
мимо видимого света, есть и другие электромагнитные излучения.
Весь набор электромагнитного излучения представляет электро-
магнитный спектр, который состоит из спектральных участков,
как видно на рис. Б2.3. Итак, от меньшей длины волны к большей,
есть радиоволны, микроволны, инфракрасные, видимые, рентге-
новские и гамма-лучи.
В зависимости от температуры, химического состава и плотности
небесные тела излучают в разных участках спектра. Электромагнит-
ное излучение не всегда ведет себя как волна. В одних эксперимен-
тах как волна, в других как частица. Бывает также, когда частицы
в некоторых экспериментах ведут себя как волны. В физике такую
двойственную природу компонентов материи – волновую и корпу-
скулярную – принято называть корпускулярно-волновым дуализмом.
Таким образом, свет можно рассматривать как состоящий из частиц,
которые двигаются со скоростью света, без заряда и массы, называ-
емых фотонами, которые обычно обозначают греческой буквой γ.
То, что спектральные линии (см. врезку 3, Спектр поглощения и излу-
чения) небесных тел и галактик сдвинулись в красную сторону (см. врез-
ку 3, Эффект Доплера), было известно уже во второй половине XIX века.
В 1842 году Кристиан Доплер, а в 1845 году и Арман Физо заметили, что
спектральные линии, наблюдаемые в свете некоторых звезд, сдвинулись
в сторону красного участка спектра, а некоторые в сторону голубого.
Это свойство использовал Уильям Хаггинс для определения скорости
звезд, а в 1912 году Весто Слайфер применил этот метод к галактике Ан-
дромеды, определив, что она приближается к нам со скоростью 300 км/с.
В 1917 году он получил результаты относительно движения 25 систем, из
которых только четыре к нам приближаются, и установил, что средняя
скорость галактик 570 км/с.
Видимый свет
4 × 10–7 7 × 10–7
102 1 10–2 10–4 10–8 10–10 10–12
Призма
Белый
свет Радио&
волны Красный
Оранжевый
Желтый
Зеленый
Голубой
Фиолетовый
Микро&
волны
Инфра&
красный
Ультра&
фиоле&
товый
Рентге&
новские
лучи
Гамма&
лучи
Рис. Б2.3. Световой спектр и спектральные диапазоны
1.3. Леметр и расширение Вселенной 19
Врезка 3
Спектр поглощения и излучения
В простом, хотя и некорректном представлении атом водорода со-
стоит из протона в центре и вращающегося вокруг него электрона.
Есть разные уровни энергии, обозначенные буквой n. Электрон
можно найти только на одном энергетическом уровне, т.е. n = 1,
2, 3... У каждого атома имеется уникальное количество электронов
в единственной конфигурации, т.е. у каждого элемента есть свой
собственный четкий набор энергетических уровней. Это устройство
энергетических уровней представляет собой своего рода отпечаток
пальца атома. Если фотон ударяет атом, а энергия фотона равна
разнице между двумя энергетическими уровнями, тогда электрон
на нижнем уровне может поглотить фотон и прыгнуть на верхний
уровень, возбуждая атом. Если же энергия фотона не равна разнице
энергии между двумя уровнями, то он не поглотится. То же самое
происходит во время перехода с более высокого на более низкий уро-
вень. В первом случае мы говорим о поглощении фотона (рис. Б3.1).
Давайте подсветим газ, свет которого потом пройдет через
призму (или дифракционную решетку) (рис. Б3.2).
n = 1
n = 2
n = 3
n = 4
94 нм
656 нм
486 нм
1875 нм
1282 нм
1094 нм
434 нм
410 нм
95 нм
97 нм
103 нм
122 нм
n = 5 n = 6
Рис. Б3.1. Энергетические уровни атома водорода
20 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
Если мы рассмотрим свет после прохождения сквозь газ, мы
заметим пропуски, темные пустые промежутки. Темные линии
соответствуют энергиям (длинам волн), для которых есть разница
в энергетических уровнях водорода. Поглощаемые фотоны появ-
ляются как темные линии, потому что фотоны с такими длинами
волны поглощаются (рис. Б3.2, правая часть).
Давайте проведем еще один эксперимент: свет горячего
газа проходит сквозь призму (или дифракционную решетку)
(рис. Б3.3). Мы получим спектр излучения (рис. Б3.3, правая
часть).
Спектр излучения будет абсолютно противоположным спектру
поглощения.
Поэтому темные линии в спектре поглощения соответствуют
частотам света, поглощенным газом. Эти темные линии точно
соответствуют частотам спектра излучения.
В опыте с поглощением мы видим черные линии. Каждая из
них соответствует разным элементам.
На рис. Б3.4 представлены некоторые линии в солнечном
спектре.
Холодный газ Спектр поглощения
Рис. Б3.2
Спектр излучения
Горячий
газ
Рис. Б3.3
Магний
Кальций Натрий Кислород
Водород
Железо
Рис. Б3.4
1.3. Леметр и расширение Вселенной 21
Из того, что мы увидели, можно сделать следующий вывод: у
каждого элемента типичный спектр, как штрих-код, который его
безошибочно определяет.
Эффект Доплера
Галактики состоят из мириад звезд, спектры которых объеди-
няются в спектры, подобные звездным. Изучение спектра по-
зволяет помимо всего прочего определить скорость галактик.
Линии спектра приближающейся галактики смещаются в голу-
бую сторону (голубое смещение), а линии удаляющейся галактики
смещаются в красную сторону (красное смещение), как видно на
рис. Б3.5.
Если представить себе, что тело – это лента, то происходит
следующее: при удалении она как бы растягивается, а при при-
ближении – сжимается (рис. Б3.6).
Красное смещение: удаляется от вас
Приближается к вам: голубое смещение
В состоянии покоя
Рис. Б3.5. Красное смещение
Рис. Б3.6
22 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
Тем не менее идеи из статьи Леметра не были приняты. Эйнштейн,
дискутируя с ним, сказал, что с точки зрения математики статья без-
упречна, а с точки зрения физики ужасна.
В течение трех лет статья Леметра, опубликованная в малоизвест-
ном журнале, оставалась незамеченной и обратили на нее внимание
совершенно случайно. На заседании Королевского астрономического
общества де Ситтер обсуждал результаты своей последней работы,
опубликованные в материалах конференции. На той же конферен ции
Эддингтон выразил мнение, что необходима модель, промежуточная
между моделями Эйнштейна и де Ситтера. И тогда Леметр написал
Эддингтону о своей работе. Эддингтон рассказал о ней де Ситтеру и
другим своим коллегам, перевел на английский язык, чтобы сделать
ее еще более востребованной. Статья стала популярной, однако ее
фундаментальную часть удалили. В сущности в переводе 1931 года
не было раздела с данными и дискуссии по поводу закона Хаббла1,
поскольку Леметр как переводчик и редактор статьи не считал этот
пункт важным.
1.4. Первичный атом
За исключением Фридмана к идее о Вселенной, у которой есть начало,
астрономы относились с недоверием. Да и для самого Фридмана син-
гулярность представляла собой лишь «математический объект». Только
Эддингтон в 1928 году в своей книге «Природа физического мира» упо-
1 Закон Хаббла: расстояние между галактиками прямо пропорционально скорости
их удаления.
Это явление называется эффектом Доплера, по имени Кристи-
ана Доплера, который открыл его в 1845 году. Эффект Доплера
применим к любой волне, в том числе звуковой. Когда приближа-
ется машина скорой помощи с воющей сиреной, звук (громкость)
выше, поскольку по мере сжатия волны ее длина уменьшается,
а частота и вместе с ней и энергия увеличиваются. Когда скорая
удаляется, звук сирены ослабевает из-за обратного эффекта.
Чтобы проверить это явление, Доплер нанял группу музыкан-
тов, которые играли в вагоне поезда. Слушая звук при приближе-
нии и удалении вагона, он удостоверился, как работает открытое
им явление.
1.4. Первичный атом 23
мянул состояние, из которого возникает и расширяется Вселенная, хотя
он и не был убежден, когда сказал, что «Вселенная началась со взрыва».
К представлениям Эддингтона всерьез отнесся Жорж Леметр, про-
фессор астрофизики в Католическом университете в Лувене.
В своей статье 1931 года «Расширяющаяся Вселенная» он высказал
предположение, что могла существовать статическая протовселенная,
в которой «вся энергия была в форме электромагнитного излучения,
и она внезапно сконденсировала в материю». Эта идея нашла свое
подтверждение в его статье «Принцип мира с точки зрения квантовой
теории», опубликованной в 1931 году в журнале Nature, где он писал:
«Мы могли бы представить себе начало Вселенной в виде уникального
атома, атомный вес которого – это суммарная масса Вселенной. Этот
в высшей степени неустойчивый атом будет делиться на все меньшие
атомы во время сверхрадиоактивного процесса».
Эта идея получила дальнейшее развитие во время ряда конференций,
проведенных Бельгийским астрономическим обществом, Британской
ассоциацией продвижения естествознания, а также в публикации «Рас-
ширение пространства». В этой статье Леметр писал:
«Таким образом, первоначальное расширение происходило в три
этапа: первый период стремительного расширения, в котором атом-все-
ленная разбивается на атомные звезды; второй период – замедления, а
вслед за ним третий период – ускоренного расширения».
Модель Леметра показала, что у Вселенной есть начало, но исключала
наличие сингулярности. Он не обсуждал происхождение первичного
атома, но допускал его существование до т.н. радиоактивного взрыва.
Согласно его теории, бесполезно обсуждать свойства первичного атома
до момента взрыва, поскольку пространство и время начались бы только
после его распада. Это точно соответствует современной точке зрения:
пространство и время возникли в результате Большого взрыва и поэтому
не имеет смысла обсуждать, что было до этого.
Как сказал Святой Августин, «мир был создан не во времени, а в свое
время», или, как говорил Стивен Хокинг, «думать о том, что происходило
до Большого взрыва, все равно что думать, что расположено к северу от
Северного полюса».
Если работа Леметра о расширении Вселенной получила признание,
то модель первичного атома научное сообщество не восприняло. Приведу
всего лишь один пример: в январе 1933 года Эйнштейн посетил семинар
24 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
Леметра о космическом излучении, которое Леметр ошибочно считал
неким «реликтовым излучением», которое могло дать нам информацию
относительно первых моментов Вселенной. После семинара Эйнштейн
обсуждал с Леметром вопросы космологии и сказал, что ему не нравит-
ся его идея о «первичном атоме», поскольку она «в значительной мере
предполагает [теологическую] идею создания». После конференции
Леметра в Пасадене на тему космологии первичного атома Эйнштейн
пошел еще дальше, сказав: «Это самое красивое и самое всеобъемлющее
объяснение создания, которое я когда-либо слышал». Эйнштейн, как и
другие ученые, путался в понятиях «создание» и «начало». Для Леметра
исходная сингулярность была не «созданием», а «естественным началом»
вещей. Он всегда разделял религию и науку – настолько, что при личной
встрече с Папой Пием XII сказал, что поддержанная Папой в 1951 году
идея о том, что наука подтвердила Книгу бытия, неверна.
1.5. Внегалактическая природа туманностей
С точки зрения наблюдений, до конца 20-х годов прошлого века счита-
лось, что Вселенная совпадает с нашей Галактикой. 26 апреля 1920 года
состоялся спор между Харлоу Шепли и Гебером Кёртисом на эту тему:
Шепли считал, что Вселенная состоит только из нашей Галактики, а
Кёртис полагал, что наша Галактика – лишь одна из многих. Тогда в споре
не было ни победителя, ни проигравшего.
Большой спор разрешился лишь несколько лет спустя, после публи-
кации в 1925, 1926 и 1929 гг. трех работ американского астронома Эдвина
Хаббла. Он показал внегалактическую природу NGC 6822 (галактики
Барнарда), а также галактик M33 и М31, дав обоснование тезису Кёр-
тиса, которую поддержали и другие астрономы, например Эрнст Эпик
и Кнут Лундмарк. Для этого Хаббл использовал особые звезды цефеиды,
которые мы скоро обсудим1.
Курьезный эпизод из жизни Шепли свидетельствует о том, что и
ученым ничто человеческое не чуждо.
Когда Шепли работал в Обсерватории Маунт-Уилсон вместе с Хаб-
блом и Милтоном Хьюмасоном, Хьюмасон показал ему фотографиче-
скую пластинку с изображением одной из цефеид в галактике Андро-
меды. Тогда Хьюмасон пометил пластинку, чтобы потом ее было проще
1 Хаббл уже приступил к поиску взрывающихся звезд, называемых новыми. Он за-
метил одну из новых среди звезд, но, приглядевшись, понял, что это цефеида, что и
позволило ему определить расстояние до Андромеды.
1.5. Внегалактическая природа туманностей 25
найти. А Шепли, поняв, что с помощью этой цефеиды можно доказать,
что Вселенная намного больше его модели, а значит, разрушает ее зна-
чимость, стер пометку, пытаясь таким образом скрыть свои заблуждения
относительно существования других галактик. Очевидно, Хьюмасон знал
расположение этой цефеиды и сказал его Хабблу, который и определил
расстояние до Андромеды1.
Эдвин Хаббл родился в 1889 году в Маршфилде. Изучал математику
и астрономию в Чикагском университете, а потом получил ученую сте-
пень в области права в Королевском колледже в Оксфорде. Вернувшись
в США, начал изучать физику, математику, а потом испанский язык,
которым занимался и в Оксфорде, и лишь в 1914 году решил связать
свою жизнь с астрономией. В 1917 году получил докторскую степень и
в 1919 году Джордж Хейл, директор Обсерватории Маунт-Уилсон в Па-
садене, предложил ему постоянную работу.
Знания Хаббла в области астрономии и физики были весьма ограни-
чены, однако он сумел достичь значительных успехов в своей карьере.
Полученные Хабблом результаты стали возможными благодаря
фундаментальному открытию Генриетты Ливитт, которая в 1908 году
опубликовала свою работу «1777 переменных звезд в Магеллановых
облаках» в журнале Annals of Harvard College Observatory (Анналы об-
серватории Гарвардского колледжа), а в 1912 году в информационном
бюллетене обсерватории под номером 173 вышла ее статья «Периоды
25 переменных звезд в Малом Магеллановом облаке». В этих работах
Ливитт показала существование взаимосвязи между яркостью и перио-
дом переменных звезд под названием цефеиды, по имени Цефеи, второй
обнаруженной звезды этого типа. Эти звезды периодически пульсируют,
период изменяется от нескольких дней до пары месяцев, благодаря чему
меняется их яркость в результате сложных явлений, имеющих отношение
к степени их эволюции. Чем больше период колебания, тем больше их
внутренняя яркость.
Генриетта Ливитт была одной из знаменитых «женщин-компьюте-
ров» – астрономов, нанятых Эдвардом Пикерингом для составления
каталога спектров и яркости звезд на фотографических пластинках
обсерватории. Считается, что за четыре года работы они каталогизиро-
вали 225 000 звезд и в 1890 году опубликовали первый каталог, который
в 1949 году был расширен до 360 000. Открытие Ливитт было столь зна-
чительным, что в 1924 году Королевская академия Швеции выдвинула ее
на Нобелевскую премию. К сожалению, Ливитт умерла в конце 1921 года.
1 Андромеду также называют М31 как 31-ю галактику в каталоге Мессье.
26 Глава 1. Краткая история теории Большого взрыва
Важность цефеид состоит в том, что они служат стандартными свеча-
ми, эталонными звездами, для которых можно определить абсолютную
величину, или внутреннюю яркость, которая в случае с цефеидами свя-
зана с периодом колебания. А по внутренней яркости/светимости и по
кажущейся светимости, т.е. той, что мы наблюдаем, можно определить
и расстояние.
Поясню на примере: допустим, у нас есть электрическая лампочка,
и мы знаем ее мощность, обычно измеряемую в ваттах и называемую
также яркостью, т.е. количество энергии, которое она выделяет в одну
секунду. Если мы будем отодвигать лампочку на все большее расстоя-
ние, то заметим, что она светит все менее ярко. Интенсивность света,
который мы наблюдаем, изменяется по мере изменения расстояния.
То количество, которое можно назвать кажущейся яркостью, или
технически потоком, зависит от внутренней или реальной яркости
лампочки и от расстояния и уменьшается пропорционально квадрату
последнего. Другими словами, если поток лампы на расстоянии одного
метра равен 1, то на расстоянии 10 м он будет равен 1/100, а на рассто-
янии 100 м – 1/10 000. Зная внутреннюю яркость лампочки и измерив
ее кажущуюся яркость, поток, можно определить, как далеко от нас
лампочка, используя это известное отношение. Итак, чтобы определить
расстояние, мы должны измерить поток и знать внутреннюю яркость
объекта. Покупая лампочку, мы знаем ее яркость от производителя,
но в случае с астрономическим объектом все обстоит иначе. Однако
есть объекты, для которых мы уже знаем или же можем вычислить
внутреннюю яркость, т.е. существуют стандартные свечи. Или вот еще
один пример: допустим, рыбаки ночью хотят понять, как далеко они
находятся от берега, и они видят свет маяка. Чем дальше они от бере-
га, тем менее ярок свет маяка. Чтобы точно определить расстояние до
берега, рыбаки должны были узнать заранее действительную яркость и
измерить кажущуюся. Вот и для определения расстояний в космологии
нам нужны космические «маяки».
1.6. Хаббл и расширяющаяся Вселенная
Хотя Леметр теоретически обосновал закон расширения Вселенной,
благодаря упомянутым ранее осложнениям он так и не был признан
научным сообществом. В определенном смысле и сам Леметр был тому
виной, поскольку, как уже было сказано, в английском переводе своей
статьи 1927 года собственноручно убрал практически все ссылки на за-
кон расширения.