Стивен Вайнберг - Первые три минуты [litres]

Воспользовавшись в известной степени умозрительной моделью, мы смогли проследить историю ранней Вселенной до момента бесконечной плотности. Но останавливаться не намерены. Естественно, хочется узнать, что было до этого момента – до того, как космос, расширяясь, начал охлаждаться.

Возможно, состояния с бесконечной плотностью вообще никогда не было. Расширение могло начаться после завершения стадии сжатия, в конце которой плотность значительно выросла, но осталась конечной. В следующей главе я расскажу об этом немного подробнее.

Но, хотя мы и не можем быть ни в чем уверены, логично предположить, что существовало некое подлинное начало, до которого говорить о времени не имеет смысла. Мы, например, вполне свыклись с мыслью об абсолютном температурном нуле: ничто невозможно охладить ниже –273,16 °С. Но не потому, что это слишком сложно или никто еще не придумал, как это сделать, а потому, что температуры ниже абсолютного нуля не имеют смысла – что может быть холоднее, чем отсутствие тепла? Точно так же, вероятно, нам придется свыкнуться с мыслью об абсолютном нуле времени – моменте в прошлом, продолжить какую бы то ни было причинно-следственную цепочку за который невозможно в принципе. Этот вопрос пока остается открытым и, может случиться, останется таковым всегда.

Самый главный урок из размышлений о судьбе очень ранней Вселенной – это логическая структура, которая прослеживается в ее истории. Сейчас в природе наблюдается огромное разнообразие частиц и типов взаимодействий. Но за этим разнообразием мы научились видеть простую калибровочную теорию, объединяющую многочисленные частицы и их взаимодействия. Современная Вселенная настолько холодна, что симметрии между различными частицами и взаимодействиями раскололись, как кристаллы льда. Их не видно в обычных явлениях, и нам приходится искать их в математических уравнениях калибровочных теорий поля. Те тайны, которые мы сегодня раскрываем с помощью математики, в горячей ранней Вселенной лежали на поверхности, простота природы напрямую отражалась в физических явлениях. Но наблюдать за всем этим было некому.

Одно можно сказать наверняка: некоторое время Вселенная еще будет расширяться. Что касается ее дальнейшей судьбы, то здесь стандартная теория дает уклончивый ответ: все зависит от плотности – больше она критической или меньше.

Как мы знаем из главы 2, если плотность меньше критического значения, Вселенная имеет бесконечную протяженность и будет расширяться вечно. Наши потомки, если они доживут до того времени, увидят, как термоядерные реакции во всех звездах медленно подходят к концу, оставляя после себя золу: черные карлики, нейтронные звезды и, возможно, черные дыры. Некоторые планеты останутся на своих орбитах, лишь немного замедлившись из-за излучения гравитационных волн, но ни на секунду не останавливаясь. Температура реликтового излучения и нейтрино продолжит падать обратно пропорционально размеру Вселенной, но никогда не достигнет нуля. А ведь даже сегодня мы с трудом улавливаем 3-градусный микроволновый фон.

С другой стороны, если плотность выше критической, то Вселенная замкнута. Причем в какой-то момент она перестанет расширяться и начнет все быстрее сжиматься. Скажем, если плотность превышает критическую в два раза, а постоянная Хаббла равна принятым сейчас 15 км/с на миллион световых лет, то Вселенной сегодня 10 миллиардов лет. В течение еще 50 миллиардов она будет расширяться, после чего этот процесс сменится сжатием (см. рис. 4 на с. 61). Сжимаясь, Вселенная будет проходить все те же стадии, что и при расширении, но в обратном порядке: через 50 миллиардов лет оно достигнет такого же размера, как сейчас, а еще через 10 миллиардов придет в сингулярное состояние с бесконечной плотностью.

В начале фазы сжатия астрономы (если таковые останутся) будут развлекаться, наблюдая одновременно и красное и синее смещения. Принимаемый ими свет от близких галактик испущен тогда, когда Вселенная была больше, чем в момент наблюдения. Поэтому все волны будут сдвигаться в коротковолновую – синюю – область спектра. Но наиболее удаленные объекты свет покинул тогда, когда Вселенная находилась на самых ранних стадиях расширения – т. е. была даже меньше, чем сейчас. Следовательно, линии в их спектре будут сдвигаться в длинноволновую, красную, область.

Температура фонового излучения и нейтрино, всегда пропорциональная размеру Вселенной, тоже сначала будет падать, но потом начнет расти в зависимости от того, расширяется Вселенная или сжимается. Если космическая плотность в два раза больше критической, то в кульминационный момент Вселенная, как показывают вычисления, будет больше, чем сейчас, в те же два раза. Значит, температура реликта упадет по сравнению с современными 3 К в два раза и достигнет примерно 1,5 К.

Поначалу причин для беспокойства не будет. В течение еще миллиардов лет реликтовое излучение будет настолько холодным, что его с трудом можно будет зарегистрировать. Но когда размер Вселенной станет в сто раз меньше нынешнего, все небо окажется засвеченным микроволновым фоном: ночью оно будет таким же теплым, как сейчас днем (300 К). Еще через семьдесят миллионов лет Вселенная сожмется еще в десять раз, и наши наследники (если таковые найдутся) уже не смогут смотреть на небо невооруженным глазом. Молекулы в атмосферах планет и звезд, а также в межзвездном пространстве начнут диссоциировать на атомы, а те, в свою очередь, распадутся на свободные электроны и ядра. Еще через 700 тысяч лет температура фотонов поднимется до 10 миллионов градусов, и тогда сами звезды и планеты начнут растворяться в космическом бульоне, состоящем из излучения, электронов и ядер. Буквально через 22 дня температура Вселенной достигнет 10 миллиардов градусов, при которых ядра начнут распадаться на протоны и нейтроны, разрушая тем самым все плоды звездного и космологического нуклеосинтезов. Вскоре столкновения фотонов начнут приводить к обильному появлению электронов и позитронов, а космологический фон нейтрино и антинейтрино снова придет в тепловой контакт с остальной Вселенной.

Можем ли мы проследить эту драму до трагического финала, до состояния с бесконечными температурой и плотностью? Остановится ли само время примерно через три минуты после того, как температура достигнет миллиарда градусов? На эти вопросы, конечно, ответить невозможно. Все проблемы, с которыми мы столкнулись в предыдущей главе, пытаясь восстановить первую сотую долю секунды, напоминают о себе и в ее последнюю сотую долю. В любом случае при температуре выше 100 миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов градусов (10 32К) о космосе можно рассуждать только на языке квантовой механики, но пока никто не знает, как это делать. Кроме того, если Вселенная на самом деле неоднородна и неизотропна (см. конец главы 5), то вся эта картина теряет смысл задолго до того, как мы наталкиваемся на проблемы квантовой космологии.