Стивен Вайнберг - Первые три минуты

Гравитационное излучение взаимодействует с веществом значительно слабее электромагнитного излучения или даже нейтрино. (Поэтому, хотя мы достаточно уверены в теоретическом обосновании существования гравитационного излучения, по-видимому, провалились самые энергичные попытки детектировать гравитационные волны от любого источника [54] О попытках обнаружения гравитационных волн и о последних достижениях в этой области см. дополнение редактора 11 — Прим. ред. .) По этой причине гравитационное излучение вышло из теплового равновесия с другим содержимым Вселенной очень рано, когда температура была около 10 32К. С тех пор эффективная температура гравитационного излучения падала просто обратно пропорционально размеру Вселенной. Это в точности такой же закон уменьшения, какому подчиняется температура оставшейся части содержимого Вселенной, с той лишь разницей, что аннигиляция кварк-антикварковых и лептон-антилептонных пар нагревала все остальное содержимое Вселенной, кроме гравитационного излучения. Поэтому сегодня Вселенная должна быть заполнена гравитационным излучением при температуре, чуть меньше той, которую имеют нейтрино или фотоны, — возможно, около 1 К. Детектирование этого излучения явилось бы прямым наблюдением самого раннего момента истории Вселенной, который только может рассматривать сегодняшняя теоретическая физика. К сожалению, представляется, что в предвидимом будущем нет ни малейшего шанса детектировать одноградусный фон гравитационного излучения.

С помощью хорошей порции весьма спекулятивной теории мы смогли экстраполировать историю Вселенной назад по времени к моменту бесконечной плотности. Но это оставляет нас неудовлетворенными. Мы, естественно, хотим знать, что было перед этим моментом, прежде, чем Вселенная начала расширяться и охлаждаться.

Одна возможность заключается в том, что на самом деле никогда не было состояния бесконечной плотности. Теперешнее расширение Вселенной могло начаться в конце предыдущей эры сжатия, когда плотность Вселенной достигала какого-то очень большого, но конечного значения. Я хочу немного сказать об этой возможности в следующей главе.

Однако, хотя мы и не знаем, правильно ли это, по крайней мере, логически возможно, что начало было и что само время до этого момента не имеет смысла. Мы все привыкли к идее абсолютного нуля температуры. Невозможно охладить что-то ниже —273,16 °C, и не потому, что это чересчур сложно или никто не придумал достаточно умного холодильника, а потому, что температура ниже абсолютного нуля просто не имеет смысла — мы не можем иметь меньше тепла, чем полное отсутствие тепла. Подобным образом мы можем прийти к идее абсолютного нуля времени — момента в прошлом, раньше которого в принципе невозможно проследить любую цепь причин и следствий. Вопрос открыт и может остаться открытым всегда.

По моему мнению, наиболее удовлетворительным итогом этих гипотез об очень ранней Вселенной является возможная параллель между историей Вселенной и ее логической структурой. Сейчас природа демонстрирует великое многообразие типов частиц и типов взаимодействий. Несмотря на это, мы научились видеть то, что скрывается за этим многообразием, пытаемся представить различные частицы и взаимодействия как разные аспекты простой единой калибровочной теории поля. Нынешняя Вселенная так холодна, что симметрии между различными частицами и взаимодействиями заслонены чем-то вроде замерзания; они не проявляются в обычных явлениях, но должны выражаться математически в наших калибровочных теориях поля. То, что мы сейчас делаем с помощью математики, было сделано в очень ранней Вселенной с помощью тепла — физические явления непосредственно демонстрировали существенную простоту природы. Но там не было никого, кто бы это увидел.

Еще некоторое время Вселенная безусловно будет продолжать расширяться. Что же касается ее судьбы после этого, то стандартная модель дает двусмысленное предсказание: все зависит от того, меньше или больше космическая плотность определенного критического значения.

Как мы видели в главе II, если космическая плотность меньше критической плотности, то Вселенная имеет бесконечную протяженность и будет продолжать расширяться всегда. Наши потомки, если они у нас тогда будут, увидят, как медленно подходят к концу термоядерные реакции во всех звездах, оставляя после себя различные сорта шлака: черные карликовые звезды, нейтронные звезды, возможно, черные дыры. Планеты могут продолжать свое движение по орбитам, немного замедляясь за счет излучения гравитационных волн, но никогда не приходя в состояние покоя за любое конечное время. Температура космического фона излучения и нейтрино будет продолжать падать обратно пропорционально размеру Вселенной, но этот фон не исчезнет; даже сейчас мы едва можем детектировать трехградусный фон микроволнового излучения [55] О будущем Вселенной см. дополнение редактора 12. — Прим. ред. .

В то же время, если космическая плотность больше критического значения, то Вселенная конечна и ее расширение в конце концов прекратится, уступив место все ускоряющемуся сжатию. Если, например, космическая плотность вдвое больше критического значения и популярное в настоящее время значение постоянной Хаббла (15 км/с на миллион световых лет) правильно, то сейчас Вселенной 10 миллиардов лет; она будет продолжать расширяться еще 50 миллиардов лет, а затем начнет сжиматься (см. рис. 4). Сжатие — это в точности расширение, но идущее назад по времени; через 50 миллиардов лет Вселенная вернется к теперешним размерам, а еще через 10 миллиардов лет она достигнет сингулярного состояния бесконечной плотности.

В течение, по крайней мере, начальной стадии фазы сжатия астрономы (если они тогда будут) смогут забавляться, наблюдая одновременно красные и голубые смещения. Свет от ближайших галактик, испущенный в то время, когда Вселенная была больше, чем в момент наблюдения света, будет казаться сдвинутым в сторону коротковолнового конца спектра, т. е. в голубую сторону. В то же время свет от чрезвычайно далеких объектов, испущенный в то время, когда Вселенная все еще находилась на ранних стадиях своего расширения и была даже меньше, чем в тот момент, когда свет наблюдается, будет казаться сдвинутым в сторону длинноволнового конца спектра, т. е. в красную сторону.

Пока Вселенная будет расширяться, а затем сжиматься, температура космического фона фотонов и нейтрино будет сначала падать, а затем расти, причем всегда обратно пропорционально размеру Вселенной. Если сейчас космическая плотность вдвое больше своего критического значения, тогда наши вычисления показывают, что Вселенная в момент максимального расширения будет точно вдвое больше, чем сейчас, так что температура микроволнового фона будет, следовательно, ровно вдвое меньше теперешнего значения З К, т. е. около 1,5 К. Затем, как только Вселенная начнет сжиматься, температура станет расти.