Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Теперь обратимся к гиперсфере как к конечному, но не имеющему границ трехмерному миру Эйнштейна. Чтобы покрыть гиперсферу, требуется 120 правильных сферических додекаэдров. Их можно плотно прижать друг к другу, и каждый из них станет двенадцатигранной частью гиперсферы. Додекаэдральное пространство Пуанкаре состоит из таких сферических додекаэдров. Такое пространство нелегко представить. На техническом языке пространство Пуанкаре — это пространство с положительной кривизной и многосвязной топологией.

Наша упрощенная двумерная модель Вселенной, теперь была бы не раздувающимся воздушным шаром, а расширяющимся футбольным мячом, где «наш мир» — это один из 12 пятиугольников. При взгляде на это нам кажется, что можно пересечь границу и посетить соседний «мир». Но в пространстве Пуанкаре это невозможно! Противоположные грани додекаэдральных блоков так скреплены друг с другом, что, когда свет выходит из одной грани, он странным образом возвращается обратно через грань на противоположной стороне. Это похоже на лист бумаги, свернутый в цилиндр (см. рис. 23.8), когда противоположные края листа склеены друг с другом. Нам доступен лишь один блок этого додекаэдрального пространства (рис. 23.9).

Люмине и его коллеги с помощью сложных компьютерных программ проделали вычисления, показавшие, что такая модель довольно точно соответствует наблюдаемой картине космического микроволнового излучения, если в нашу эпоху космологическая кривизна имеет вполне определенный радиус. Такая конечная Вселенная должна была бы содержать конечное количество энергии и конечное число звезд и галактик. Но эта интересная идея все еще не доказана. Чтобы проверить, действительно ли мы живем в плоском, но топологически конечном пространстве, нужно исследовать фоновое излучение на углах больше 60°. Для этого нужны более точные наблюдения с помощью новых космических обсерваторий, таких как «Планк» Европейского космического агентства, запущенный в 2009 году. В всяком случае, работа Люмине показала, что современную космологию могут ожидать сюрпризы даже в тех областях пространства, где старая бесконечная модель Фридмана вроде бы делает свое дело вполне удовлетворительно.

Рис. 23.9. (а) Модель нашей расширяющейся Вселенной в виде футбольного мяча с 12 пятиугольными гранями, представляющими различные «миры». (б) Один додекаэдральный блок значительно более сложного пространства Пуанкаре: луч света, выходящий из одной грани, сразу же входит в противолежащую грань. Рисунок: Жан-Пьер Люмине.

На что был похож Большой взрыв? Этот вопрос заинтересовал Жоржа Леметра (1894–1966) еще в 1931 году. Хотя он был священником (и профессором астрономии в Лувенском католическом университете в Бельгии), рождение Вселенной он считал чудом природы; наука и религия существовали для него совершенно раздельно. В 1927 году в изящном теоретическом исследовании он предсказал красное смещение линий в спектрах далеких галактик и его зависимость от расстояния (закон Хаббла). Леметр говорил о I'atome primitive — первичном атоме, который был похож на большое радиоактивное ядро, начавшее распадаться. Он подозревал, что «невозможно путем размышлений постигнуть истинное происхождение, но к этому можно приближаться асимптотически». В это время большинство астрономов не считали нужным даже пытаться понять проблему происхождения Вселенной.

Конкретное исследование процессов, происходивших во время Большого взрыва, начал Георгий Гамов, который учился в Санкт-Петербургском университете у Фридмана и впервые завоевал известность своими работами по квантовой физике (туннелирование и альфа-распад). В 1930-х годах он «туннелировал» из Советского Союза и оказался в Соединенных Штатах, где работал в университете Джорджа Вашингтона. Вместе с Гамовым работали его молодые коллеги — Ральф Альфер и Роберт Герман. Они попытались представить, на что была похожа первичная плотная материя, и получили два важных результата: в начальном состоянии вещество должно было быть очень горячим, поэтому сильно излучать; более того, это излучение до сих пор должно окружать нас, хотя оно ослабло и превратилось в бледный отблеск Большого взрыва.

Эти выводы можно понять, если экстраполировать в прошлое те процессы, которые мы видим сейчас. Звезды формируются из газовых облаков. Значит, в прошлом газа в галактиках было гораздо больше, чем звезд. В далеком прошлом галактики целиком должны были состоять из газа. Сегодня мы видим галактики убегающими друг от друга, следовательно, в прошлом молодые чисто газовые галактики должны были прижиматься друг к другу. А еще раньше этот газ до своего расширения должен был быть очень горячим. Когда-то в прошлом этот газ был таким плотным и горячим, что был совершенно непрозрачным. После окончания этой эпохи пространство стало прозрачным. Излучение, испущенное в тот переходный период, до сих пор должно скитаться по пространству, хотя оно уже сильно остыло из-за расширения Вселенной (рис. 24.1).

Рис. 24.1. Георгий Гамов (1904–1968), автор теории Большого взрыва. С течением времени пространство расширяется, а плотность и температура Вселенной уменьшаются. Рисунок Артура Чернина.

Уже знакомая нам Сесилия Пейн-Гапошкина доказала, что основным веществом в звездах является водород, вторым по обилию — гелий, а на долю всех более тяжелых элементов приходится совсем немного (и в межзвездном газе сохраняется такая же пропорция). Как возникли эти элементы? Гамов стремился объяснить происхождение всех элементов в процессе Большого взрыва. В 1946 году он предположил, что вначале все вещество состояло из нейтронов. При столкновении двух нейтронов может образоваться ядро дейтерия, а далее при его столкновении с еще двумя нейтронами рождается ядро гелия. Гамов считал, что при соответствующих условиях этот процесс может продолжаться до тех пор, пока не возникнут ядра с массами до 250 атомных единиц. Вычисления показали, какая плотность и температура нужны для этого процесса. Альфер и Герман пришли к выводу, что в нашу эпоху остаточное излучение Большого взрыва должно быть похоже на излучение тела, имеющего температуру -268 °C, или 5 К.

Спустя несколько лет стало ясно, что элементы, следующие за гелием, не могут возникать путем захвата нейтрона, так как более сложные ядра при этом разрушаются, превращаясь в более легкие. Более того, наблюдаемое обилие элементов тяжелее гелия может меняться от звезды к звезде в сотню раз. Если бы тяжелые элементы родились с самого начала, то они должны были бы содержаться в одинаковой пропорции всюду во Вселенной, во всех ее звездах. Так что требуется найти другой «котел» для их производства.