Виктор Стенджер - Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса

Известно три типа радиоактивного излучения: α-лучи представляют собой поток ядер гелия, β-лучи — поток электронов или позитронов, γ-лучи — поток высокоэнергетических фотонов.

В 1932 году английский физик Джеймс Чедвик подтвердил существование нейтронов. Итак, на тот момент состав Вселенной сводился всего к четырем элементарным частицам: электронам, протонам и нейтронам, составляющим атомы, и фотонам, структурным единицам света.

Однако, как мы уже выяснили, в том же году Андерсон подтвердил предсказанное Дираком существование антиэлектрона, или позитрона. Из этого следовало, что существует целый отдельный мир, состоящий из вещества, называемого антиматерией. К примеру, атом антиводорода состоит из антипротона и позитрона. Однако существование антипротонов, антинейтронов и антиводорода экспериментально было подтверждено только в 50-х годах XX века.

В 1936 году Андерсон и его ассистент Сет Неддермейер обнаружили в космическом излучении еще одну частицу, похожую на электрон, но тяжелее его. Сейчас эта частица называется мюоном. По сути, она представляет собой более тяжелый электрон. Мюон стал первым из вереницы новых частиц, открытых в 50-х и 60-х годах XX века.

Протоны в ядре плотно прилежат друг к другу, хотя их положительные заряды отталкиваются с большой силой. Что же тогда удерживает вместе компоненты атомного ядра? Поскольку нейтрон не имеет заряда, а только очень слабое магнитное поле и поскольку сила тяготения намного слабее силы электрического взаимодействия частиц такой маленькой массы, ядро должна удерживать какая-то другая сила. Эту силу называют сильным ядерным взаимодействием, поскольку ее должно хватить на то, чтобы преодолеть электромагнитное отталкивание положительно заряженных протонов в ядре. В то время как электромагнитная сила действует на огромных расстояниях (до нас доходит свет от галактик, расположенных в миллиардах световы хлет от Земли), сильное ядерное взаимодействие работает только для частиц, расположенных в нескольких фемтометрах (10 -15м) друг от друга.

Более того, позднее ученые выяснили, что сила, ответственная за радиоактивный распад ядра, при котором испускаются β-лучи (поток электронов), — это отдельная сила, действующая на еще меньшем расстоянии и называемая слабым ядерным взаимодействием. Кроме того, выяснилось, что именно слабое ядерное взаимодействие является основным источником энергии Солнца и других звезд.

В 1930 году Паули предположил, что «потерянная» энергия при β-распаде уносится нейтральной частицей с крошечной массой, которую итальянский физик Энрико Ферми окрестил нейтрино. Существование нейтрино подтвердилось только в 1956 году.

Я не буду вдаваться в подробности хорошо известной истории развития ядерной энергетики до начала Второй мировой войны и ее использования для создания невероятно мощных бомб, а также нового, способного вызвать проблемы источника энергии, который тем не менее в конечном итоге может оказаться единственным реальным способом удовлетворения мировых энергетических потребностей.

Итак, в 1945 году ученым были известны протон и нейтрон, составляющие атомное ядро, электрон, вместе с ними образующий атом, и фотон — носитель света. А кроме того, позитрон, мюон и гипотетическое нейтрино. Были известны четыре фундаментальных взаимодействия этих частиц:

♦ гравитационное;

♦ электромагнитное;

♦ сильное ядерное взаимодействие;

♦ слабое ядерное взаимодействие.

Также имелись релятивистские квантовые теории для фотонов и электронов, но все они учитывали только электромагнитное взаимодействие. Дирак и другие ученые разработали релятивистскую квантовую теорию поля, которая давала результаты только в приближении первого порядка, в дальнейших приближениях приводя к бесконечности в ответе. Ферми заложил основы теории слабого ядерного взаимодействия, а японский физик Хидэки Юкава разработал начальную, не очень удачную теорию сильного взаимодействия. Таким образом, в физике оставалось еще много нерешенных проблем.

По окончании войны эстафету приняло новое поколение физиков, которые подняли науку на новый уровень, используя результаты работы исследователей начала века. Научная картина 1999 года, в отличие от таковой в 1899 году, объясняла все, что было известно на тот момент о строении вещества.

Однако прежде, чем мы перейдем к этой истории, давайте снова обратимся к космологии. Дальнейшее совершенствование телескопов в первой половине XX века в сочетании с прогрессом физики в этот период продвинуло наши представления о Вселенной далеко вперед: от нашей собственной галактики, Млечного Пути, к новой картине Вселенной, продолжающей расширяться после первоначального взрыва, названного Большим, о чем мы и поговорим в следующей главе.

К концу XIX века астрономы начали осознавать, что Вселенная простирается далеко за пределы Солнечной системы. Планеты находятся на огромных расстояниях от Земли, но звезды расположены намного дальше. Однако астрономы не представляли, насколько на самом деле велики расстояния до звезд. Измерительное оборудование тех времен позволяло при помощи параллакса вычислять расстояния не более нескольких десятков световых лет.

Несмотря на произведенную Коперником революцию, астрономы все еще представляли Землю находящейся недалеко от центра Вселенной. Виной тому не только традиционный человеческий эгоизм. При подсчете звезд астрономы обнаружили, что их количество сокращается во всех направлениях довольно равномерно, так что было похоже, что мы и правда близки к центру мира. Они не знали о существовании межзвездного газа, равномерно во всех направлениях задерживающего свет от расположенных за ним объектов, что создает видимость изотропности пространства.

В 1908 году в небольшой группе девушек-вычислителей, помогавших Чарлзу Пикерингу в обсерватории Гарвардского колледжа, работала сотрудница по имени Генриетта Ливитт. Пикеринг понимал, что для выполнения кропотливой работы, связанной с методичным просмотром огромного количества фотопластинок со снимками с телескопов обсерваторий Гарварда, профессиональные астрономы не нужны. И действительно, молодые женщины, которым можно было платить намного меньше, хорошо справлялись с анализом изображений на пластинках, регистрируя блеск, спектральный класс и точное положение звезд и других астрономических объектов. Естественно, в силу своей «деликатной природы» непосредственных наблюдений женщины не проводили.