Николай Клягин - Современная научная картина мира

Природа основных взаимодействий микромира также вытекает из поведения суперструн. Для гравитации, электромагнетизма и сильного взаимодействия характерны притяжение и отталкивание. Эти эффекты обусловлены волновой природой суперструн-бозонов, которые подобно волне от судна на воде способны – в зависимости от фаз – как притягивать, так и отталкивать партнера по взаимодействию. Деформируя моду колебаний партнеров, частицы передают качества: цветовой заряд (особое свойство кварков, переносимое глюонами), электрический заряд (переносимый фотонами, Z– и W-бозонами), массу покоя (транслируемую хиггсами) и т. д. Обмениваясь частотами колебаний, частицы обмениваются энергией. Влияя на моды колебаний друг друга, частицы регулируют свои взаимопревращения и распады (например при слабых взаимодействиях).

Суперструны ответственны за происхождение таких фундаментальных свойств вещества, как твердость, непроницаемость, устойчивость, которые в античной философии (например у Нигидия Фигула) приписывались заботам «демиурга» – метафизического начала, поддерживающего формы всех вещей. Лопасти вентилятора или пропеллера в покое легко огибаются, однако в стремительном вращении превращаются в сплошной, непроницаемый диск. Колеблющиеся со световой скоростью суперструны так насыщенно заполняют объем с поперечником в планковскую длину, что делают его плотной, непроницаемой частицей, свойства твердости которой в скоплениях частиц передаются физическим телам макромира.

Можно констатировать, что необычайная философская продуктивность физической теории суперструн делает ее незаурядным мировоззренческим достижением.

Вселенная родилась в Большом Взрыве и с тех пор непрерывно расширяется. Скорость этого расширения называется постоянной Хаббла, обозначаемой символом Н 0 . Две трети обратной ей величины (1/ H 0) отвечают возрасту Вселенной при условии, что средняя плотность масс во Вселенной делает ее гравитационно замкнутой. При этом средняя плотность масс принимается за единицу (Ω = 1). Если средняя плотность масс меньше единицы (Ω < 1), Вселенная не замкнута и будет расширяться вечно. Если средняя плотность масс равна или больше единицы (Ω > 1), Вселенная замкнута, и ее расширение должно смениться сжатием (коллапсом). Эмпирические оценки средней плотности Вселенной разноречивы: Ω = 0,3–1,3 [255; 270; 609; 832]. Однако средняя плотность Вселенной, в принципе, не может быть «отрицательной», т. е. иметь Ω < 1 (так принято выражаться в астрофизике, хотя «омега» не может быть меньше «нуля» – она всего лишь меньше «единицы»).

Как отмечалось выше (см. разд. 1.1), Вселенная – это сплошная мировая поверхность, которая по квантово-механическим причинам не мыслится «тоньше» планковской длины. Допустим, Вселенная «попробует» расширяться вечно. Тогда, предельно растянувшись в расширении и достигнув «по толщине» планковской размерности, Вселенная непременно прекратит рост и под влиянием собственной внутренней гравитации обязательно начнет сжиматься. Поэтому ее вероятная средняя плотность больше или равна единице (Ω ≥ 1).

Между тем реальное положение вещей намного сложнее. Теоретическая оценка «омеги» – в том случае, когда она больше или равна единице, приложима лишь к изотропной модели Вселенной, т. е. ко Вселенной, повсеместно однородной. Однако современные астрофизические исследования недвусмысленно показывают, что Вселенная анизотропна, т. е. глубоко неоднородна. Она имеет центр и периферию (о чем речь пойдет ниже). В неоднородной же (анизотропной) Вселенной средняя плотность вещества, по-видимому, составляет приблизительно Ω Univ= ~ 0,245 (см. приложение 7). И все-таки данное обстоятельство не делает Вселенную открытой (вечно расширяющейся), поскольку в ее центральных областях местная плотность существенно превосходит критическую (т. е. Ω loc> 1). Это превращает Вселенную в образование, склонное к поэтапному схлопыванию на манер «гармошки», и пока периферические области Вселенной продолжают вяло расширяться, центральные области уже властно сжимаются и шаг за шагом втягивают в себя беспомощную периферию. Подобная современная картина мира куда сложнее традиционной, однако лучше отвечает новым фактам (см. далее).

Наблюдательные астрономические оценки постоянной Хаббла колеблются в пределах 39–105 ±11 км/с на мегапарсек (мегапарсек равен 3,26 млн световых лет) [151; 174; 186; 243; 269; 331; 336; 341; 355; 404; 420; 428; 435; 527; 531; 624; 748; 792]. Для определения возраста Вселенной такие данные непригодны, поскольку дают колоссальный разброс величин и не учитывают неоднородность Вселенной (споры по поводу оценки постоянной Хаббла даже получили хлесткое наименование «войны Хаббловой константы» [269] – участники ее были беспощадны друг к другу). Имеется, правда, и другая теоретическая возможность.

Представления о расширяющейся Вселенной, родившейся в Большом Взрыве, носят наименование моделей «горячей Вселенной». При расчетах моделей горячей Вселенной используется теоретическая величина постоянной Хаббла H 0= 50 км/с на мегапарсек [611; 673; 705], которой отвечает возраст Вселенной в 13,(3) млрд лет [336]. Эта оценка оптимальна, поскольку независимые от нее определения возраста нашего мира по старым белым карликам в Галактике [550; 792], по тяжелым радиоактивным элементам на звездах [233; 409; 717] и по шаровым скоплениям звезд [235; 404; 475; 792] предусматривают вселенский возраст от 10,3 до13 млрд лет. Поясним, что белые карлики – это крохотные, сверхплотные звезды класса светимости VII, некоторые из которых вдвое старше нашего Солнца. Добавим, что тяжелые радиоактивные элементы имеют тенденцию распадаться. По их остаткам можно определить возраст древних звезд, которые также вдвое старше Солнца. Напомним также, что шаровые скопления – это гало, своего рода шаровидные облака звезд вокруг галактик, и эти звезды населения II также вдвое старше Солнца, т. е. звезды населения I, распространенного не в гало, а в дисках галактик.

Как можно видеть, возраст Вселенной по белым карликам, тяжелым элементам и шаровым скоплениям (13 млрд лет) на 300 млн лет уступает возрасту Вселенной по теоретической постоянной Хаббла (13,(3) млрд лет). Это лишний раз свидетельствует в пользу оптимальности последней величины, ибо 300 млн лет как раз потребовались юной Вселенной для того, чтобы сформировать древнейшие галактики и звезды с будущими белыми карликами и шаровыми скоплениями. Ниже возраст первых сверхскоплений галактик оценен в 200 млн лет после Большого Взрыва, однако они древнее первых звезд, а потому результаты вполне удовлетворительны. Дело в том, что ранние сверхскопления будущих галактик поначалу формировались как крупномасштабные возмущения вселенского вещества ок. 200 млн лет после Большого Взрыва, и лишь затем, ок. 300 млн лет после Большого Взрыва, в них сложились конкретные галактики с древнейшими звездами.