Первые три минуты - Стивен Вайнберг

Таким образом, удается сделать вывод, что даже на очень ранних стадиях Вселенная была более или менее однородна, не было сильных (по амплитуде) коротковолновых возмущений, которые могли бы рождать первичные черные дыры. Косвенно получается дополнительное подтверждение предположения о малости безразмерных возмущений во всех масштабах. Удается заглянуть в прошлое Вселенной еще глубже, чем это было возможно несколько лет назад.

ДОПОЛНЕНИЕ 9. К ИСТОРИИ ОТКРЫТИЯ ФОНА МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

И СОЗДАНИЯ ТЕОРИИ ГОРЯЧЕЙ ВСЕЛЕННОЙ

В создании современной космологии огромную роль сыграл Георгий Гамов. Он первый высказал идею, что Вселенная была горячей (1948 год) и дал оценку сегодняшней температуры 6 К (1956 год), несильно отличающуюся от истинного значения около З К. Отдавая должное интуиции Гамова, интересно проследить тот сложный и противоречивый путь, по которому шло развитие науки.

В конце 40-х годов считали, что постоянная Хаббла равна приблизительно 200 км/с на мегапарсек. Заметим, что первоначальное число самого Хаббла было 560 км/с на мегапарсек. Соответствующий возраст Вселенной был несуразно мал: 1–2 миллиарда лет. На эту трудность обращал внимание Альберт Эйнштейн. Значение 200 км/с на мегапарсек, принятое в конце 40-х годов, дающее возраст Вселенной до 5 миллиардов лет, буквально не противоречило геологическим данным о возрасте Земли (4,5 миллиарда лет). Однако близость возраста Земли и Солнца и возраста всей Вселенной естественно вела к мысли, что все химические элементы, из которых состоит Земля и которые мы находим на Солнце, имеют первичное, космологическое, происхождение.

Вайнберг отмечает, что предполагалось наличие первичных нейтронов в горячем и плотном веществе. Более того, предполагалось, что первоначально все вещество состояло только из нейтронов и затем, в ходе расширения и охлаждения, превращалось в ту смесь элементов и изотопов, которую мы наблюдаем в нашей Галактике. Казалось естественным, что легкие элементы, образующиеся с выделением энергии (от водорода до железа), как-то образуются при распаде нейтронов, соединении нейтронов и протонов и в термоядерных реакциях. Тяжелые элементы при этом образовывались бы путем последовательного захвата нейтронов. Для того чтобы полностью не сгорели элементы с большим сечением захвата медленных нейтронов (бор, кадмий и другие), приходилось предполагать, что нейтроны горячие, и отсюда следовала оценка температуры излучения.

Цепь аргументов содержит много слабых мест: 1) отмеченное Хаяши быстрое превращение нейтронов в протоны и обратно при высокой температуре, раньше, чем в момент t = 1с, исключает начальное нейтронное состояние; 2) невозможность получения элементов тяжелее А = 5 (и второй барьер при А = 8) при последовательном присоединении нейтронов, а также малая плотность барионов исключают получение элементов тяжелее 4Не в сколько-нибудь заметных количествах.

Следовательно, аргументы Гамова, приведшие к предсказанию Т = 6 К, неверны, а само предсказание, тем не менее, очень близко к истине!

В настоящее время мы уверены, что элементы тяжелее 4Не (и, может быть, следов лития) образуются в звездах. Солнце — это звезда второго поколения, образовавшаяся из газа, побывавшего ранее в составе звезды первого поколения и выброшенного при взрыве этой звезды. Современный возраст Вселенной (10–18 миллиардов лет) вполне согласуется с этими представлениями.

Несмотря на все эти недостатки, именно концепция Гамова и его энтузиазм привлекли внимание теоретиков к физической космологии и инициировали те последующие работы, теоретические и экспериментальные, которые завершились созданием современной картины происхождения Вселенной.

Любопытную деталь сообщает советский академик Б.М. Понтекорво, начинавший путь в физике учеником Энрико Ферми. Первые правильные расчеты ядерных реакций были сделаны Ферми и Туркевичем в конце 40-х годов. Однако эта работа никогда не была опубликована. Альфер и Херман тоже приводят лишь результаты расчетов Ферми и Туркевича. Причина заключается в том, что сечение реакции трития с дейтерием было в то время классифицированным, т. е. секретным. Только знаменитое выступление И.В. Курчатова в английском атомном центре в Харуэлле (1956 год) сорвало железный занавес секретности с работ по термоядерному синтезу.

Обратимся к советским работам начала 60-х годов. Автору дополнения было ясно, что горячая модель Вселенной приводит к 25-30-процентной распространенности 4Не в первичном газе. Ядро 4Не чрезвычайно прочное. Поэтому как догма был принят тезис, что если где-либо найден газ с содержанием 4Не, меньшим 25 %, то теория горячей Вселенной неправильна. В то время были и работы, в которых утверждалось, что содержание гелия в некоторых объектах порядка 10 % или меньше.

К началу 60-х годов были выполнены теоретические работы по эволюции чисто водородных звезд, с неплохим совпадением вычисленных и наблюдаемых свойств звезд. Поэтому была поставлена и решена задача — нельзя ли построить космологическую модель, приводящую к Вселенной, состоящей вначале из чистого водорода? Оказалось, что холодная модель с определенным количеством нейтрино (равным числу электронов), но без антинейтрино, удовлетворяет этому условию (1962 год). Вместе с тем было ясно, что выбор между горячей и холодной моделями зависит также от измерения теплового излучения.

По предложению автора дополнения в работе А.Г. Дорошкевича и И.Д. Новикова (1964 год) был рассмотрен совокупный спектр радиоизлучения и видимого света звезд. С этим спектром сравнивалось планковское равновесное излучение различной температуры. Была построена характерная двугорбая кривая. Даже при планковской температуре 1 К, когда полная энергия микроволнового излучения меньше энергии света звезд, существует область длин волн, в которой планковское излучение доминирует. Было отмечено, что измерения именно в этой области спектра позволяют однозначно сделать выбор между горячей и холодной моделями.

Однако опубликованная в «Докладах Академии наук СССР» заметка А.Г. Дорошкевича и И.Д. Новикова стала известной только малому числу советских радиоастрономов, и лишь значительно позже, после работ Пензиаса и Вилсона (отмеченных в 1978 году Нобелевской премией по физике) и теоретической работы Дикке, Пиблза, Партриджа и Уилкинсона, зарубежные радиоастрономы нашли заметку Дорошкевича и Новикова и — в лице Пензиаса — отдали ей должное.

ДОПОЛНЕНИЕ 10. О ФАЗОВЫХ ПЕРЕХОДАХ

ПРИ СВЕРХВЫСОКОЙ ТЕМПЕРАТУРЕ

Как правильно отмечено Вайнбергом, основная идея, что при высокой температуре мир находится в максимально симметричном состоянии, принадлежит Д.А. Киржницу и А.Д. Линде. При охлаждении происходит фазовый переход в современное несимметричное состояние.

В теории фазовых переходов и доменов (областей с различными свойствами, возникающих после фазового перехода в ранней Вселенной) в настоящее время есть значительный произвол, и поэтому можно представить себе различные варианты.

В одном варианте возникают домены двух типов, которые условно назовем + и —. В этих доменах некоторые тонкие эффекты имеют разный знак. Физики, живущие в разных доменах и обменивающиеся информацией, могли бы это обнаружить. Важнее, однако, тот факт, отмеченный Я.Б. Зельдовичем, И.Ю. Кобзаревым и Л.Б. Окунем (1974 год), что домены + и — разделены тяжелой стенкой. Оценки ее массы дают значение около 1 кг на квадратный сантиметр. Такие стенки создали бы грандиозные возмущения в распределении галактик и в микроволновом излучении. Можно с уверенностью сказать, что таких стенок нет, а следовательно, нужно обратиться к другому варианту теории.

Действительно, существуют теории, согласно которым после понижения температуры физические условия и законы во всем пространстве становятся одинаковыми, но иными по сравнению с условиями при высокой температуре. При этом есть такие разновидности теории, которые предсказывают образование тяжелых изолированных нитей. Возникает вопрос, нельзя ли начало Вселенной до перехода представить в виде идеального однородного мира. Образование нитей при охлаждении могло бы дать возмущения, необходимые для образования современной структуры.

Наконец, возможны и такие теории, в которых фазовый переход из горячего в холодное состояние почти не оставляет заметных следов. В таком случае мы возвращаемся к предположению об изначально возмущенной Вселенной (см. дополнение редактора 11 о гравитационных волнах).

Наличие различных возможностей указывает на недостаточный уровень наших знаний в настоящее время. Принципиально важно, что в ряде случаев космология становится арбитром в выборе между теориями явлений в микромире — в том выборе, который бы должен был быть сделан путем опытов на ускорителях, но для которого мощность ускорителей еще долго будет недостаточной.