Барри Паркер - Мечта Эйнштейна. В поисках единой теории строения

В то время, когда появились работы Фридмана, в Европе всеобщее внимание было по-прежнему приковано к теории де Ситтера. Через несколько лет Герман Вейль показал, что если в его Вселенную поместить две частицы, то они разлетятся, и чем дальше они будут разлетаться, тем выше будет их скорость. Так как это соображение можно применить и к галактикам, понятно, что Вселенная де Ситтера всё же не является стационарной. Такое соображение использовалось для доказательства расширения Вселенной ещё до того, как его открыл Хаббл.

Вселенная де Ситтера была пустой, и это смущало многих, включая бельгийского священника Жоржа Леметра, только начавшего заниматься космологией. Рассматривая уравнения Эйнштейна, Леметр открыл ещё одну эволюционную модель. От предыдущих она отличалась тем, что предполагала существование сразу нескольких вариантов. Леметр выбрал из них тот, который особенно ему нравился. Это была своего рода комбинация моделей Эйнштейна и де Ситтера. Процесс начинался взрывом и расширением, затем замедлялся, и на какое-то время Вселенная (по Эйнштейну) становилась устойчивой. Леметр считал, что в это время могли образоваться галактики. Постепенно такая Вселенная становится неустойчивой и начинает расширяться (по де Ситтеру). К сожалению, работа Леметра была опубликована в малоизвестном журнале и почти не привлекла внимания учёных.

Открытие Хаббла, о котором тот сообщил в 1929 году, взволновало астрономов. Расширение Вселенной должно подкрепляться теорией; теория де Ситтера как раз и предсказывала расширение. Однако Эддингтона это не удовлетворяло; он опубликовал заметку о необходимости создания эволюционной теории, которая объясняла бы результаты Хаббла. Леметр прочёл эту заметку и тотчас же, связавшись с Эддингтоном, рассказал ему, что предложил такую теорию несколько лет назад. Эддингтону она понравилась, и он даже вторично опубликовал её в журнале «Monthly Notices». Примерно тогда же он сам начал заниматься этой проблемой и вскоре обнаружил, что даже модель Эйнштейна нельзя считать полностью стационарной. Такая модель находится в состоянии неустойчивого равновесия: лёгкий толчок в одну сторону, и она начнёт расширяться, толчок в другую – и она сожмётся.

Вскоре Эддингтон натолкнулся на работы Фридмана и пришёл к выводу, что его теория (без космологического члена) самая удачная из всех. Даже Эйнштейн в конце концов проклял себя за введение этого члена и назвал его своей «самой большой ошибкой». Сегодня большинство астрономов пользуется теорией Фридмана в несколько изменённой форме, в том виде, в котором её независимо представили в 1935 году два американских физика, Говард П. Робертсон и Артур Уокер.

Давайте вернёмся к работам Хаббла и повнимательней рассмотрим, чего же он добился. Мы знаем, что он разработал космическую лестницу в другие галактики, с помощью которой определил приблизительные расстояния до них. Зная эти расстояния и скорости, он построил диаграмму (см. рис.). Точки имеют некоторый разброс, но всё же по ним можно построить прямую линию, показывающую зависимость между скоростью и расстоянием. Коэффициент пропорциональности (равный углу наклона прямой) теперь называют постоянной Хаббла. С течением времени, по мере развития техники и уточнения результатов, значение этой постоянной существенно изменилось.

Диаграмма Хаббла – график зависимости между расстоянием до галактик и их скоростью

В 1936 году Хаббл собрал все результаты в книге «Королевство туманностей», ставшей со временем классической. Он, как и Хьюмесон, исчерпал возможности 100-дюймового телескопа и в 1948 году в Паломаре принялся изучать ещё более отдалённые галактики с помощью 200-дюймового телескопа. В 1953 году он умер, так и не закончив исследований.

К началу 30-х годов теорию расширяющейся Вселенной приняли большинство учёных. Галактики или группы галактик удаляются от Земли, и чем они дальше, тем быстрее убегают от нас. (Галактики внутри одной группы не разбегаются, потому что их взаимное притяжение больше, чем отталкивание.) Так как все галактики удаляются от нас, может показаться, что мы находимся в центре Вселенной, но это не так. Расширяется пространство между галактиками, поэтому независимо от положения во Вселенной кажется, что все Галактики удаляются.

Но если сейчас Вселенная расширяется, нетрудно сделать вывод, что у неё должно было быть начало. А это значит, что если заставить время течь вспять, то Вселенная сожмётся и будет сжиматься до тех пор, пока всё вещество не окажется в одной точке – результат, на первый взгляд странный, который не понравился ни Эйнштейну, ни Эддингтону. Эддингтону больше нравилось предположение о том, что Вселенная первоначально находилась в состоянии, которое ей приписывал Эйнштейн, т.е. в статическом, когда вдруг что-то взорвалось и она начала расширяться. Это объясняет и проблемы, связанные с началом Вселенной и её плотным первичным состоянием. Но Леметра (возможно, потому что он был священником, а с точки зрения церкви у Вселенной должно быть начало) привлекала гипотеза об исходном сверхплотном состоянии. Он называл эту раннюю сжатую Вселенную первичным атомом. Георгий Гамов, который развил идеи Леметра, в своей книге «Возникновение Вселенной» заметил, что лучше было бы назвать её первичным ядром. Леметр, собственно, и представлял её себе не в виде атома, а в виде ядра, которое делится или расщепляется как уран в атомной бомбе. Деление продолжается до тех пор, пока Вселенная не наполнится элементарными частицами. Этот процесс он описал в книге «Первичный атом» (1951):

«Атом разделится на части, каждая из них – на ещё более мелкие. Предположив, для простоты, что при делении получаются равные части, мы обнаружим, что потребовалось бы 260 последовательных делений, чтобы материя достигла того состояния, в котором находится сейчас, когда атомы так малы, что кажется, их уже невозможно разделить на более мелкие части. Эволюцию мира можно сравнить с фейерверком, который почти закончился: несколько красных угольков, пепел и дым. Стоя на остывшем пепле, мы видим медленно угасающие солнца и пытаемся воскресить исчезнувшее великолепие начала миров.»

Леметр разрабатывал свои идеи несколько лет. Его теорию Фред Хойл позднее окрестил теорией Большого взрыва. Гамов способствовал её популяризации под тем же названием, и Леметра стали называть отцом Большого взрыва. Однако математическая разработка его идей показала, что не всё так просто, и вскоре был предложен новый подход к проблеме.

Инициатором нового подхода, который с некоторыми изменениями сохранился до наших дней, был Георгий Гамов. Гамов родился в 1904 году в России. В семь лет он зачитывался Жюлем Верном и мечтал о полётах на Луну. Несмотря на то, что начальное образование он получил весьма приблизительное, так как из-за войны занятия часто отменялись, он очень интересовался астрономией и физикой. К тому времени, когда Гамов собрался поступать в университет, война окончилась и жизнь несколько устроилась, хотя последствия войны продолжали сказываться. Он поступил в Новороссийский университет в Одессе, надеясь получить физико-математическое образование, но к этому времени на физическом факультете остался единственный профессор, который отказался преподавать в таких условиях, и факультет прекратил своё существование. Гамов стал усиленно заниматься математикой, но и тут не обошлось без трудностей: большинство лекций читали вечером, когда частенько гас свет. Впрочем, как писал Гамов, «профессора спокойно продолжали лекции».