Барри Паркер - Мечта Эйнштейна. В поисках единой теории строения

Важно помнить, что мы видим все эти объекты такими, какими они были давным-давно, когда Вселенной было, скажем, всего несколько миллионов лет от роду. Поскольку на самой окраине видны только квазары, напрашивается вывод, что они есть самая ранняя форма галактик. Ближе к нам находятся радиогалактики, так, может быть, они произошли от квазаров? Ещё ближе обычные галактики, которые, стало быть, произошли от радиогалактик? Получается как бы цепь эволюции: квазары, радиогалактики и обычные галактики. Хотя такие рассуждения кажутся вполне разумными, большинство астрономов с ними не соглашается. Одно из возражений – разница в размерах между квазарами и галактиками. Следует, однако, упомянуть, что недавно вокруг некоторых квазаров обнаружены туманности. Возможно, эти туманности затем конденсируются в звёзды, которые объединяются в галактики. Из-за упомянутой выше и других трудностей бо?льшая часть астрономов предпочитает считать, что и на самых дальних рубежах есть первичные галактики, но они слишком слабы и потому не видны. Более того, недавно обнаружены новые свидетельства, подтверждающие такое предположение, – зарегистрировано несколько галактик, находящихся на 2 миллиарда световых лет дальше, чем самая дальняя из известных галактик. Они настолько слабы, что для получения их изображения на фотопластинке понадобилась экспозиция 40 часов.

В предыдущих главах мы подробно разобрали строение ранней Вселенной: «вымораживание» фундаментальных сил, появление фонового излучения, образование галактик и т.п. Но как учёным узнать, верны ли их теории? Ведь просто подойти к телескопу и посмотреть на Вселенную, которой исполнилось несколько секунд, невозможно. Проверка теорий – задача весьма трудная, но всё же выполнимая. Некоторые явления во Вселенной являются прямым следствием событий далёкого прошлого. Мы называем их реликтовыми. Основные среди них следующие:

фоновое излучение (температура около 3 K); избыток гелия (около 25% общей массы); однородность и изотропность пространства; наличие флуктуации, следующее из существования галактик; соотношение между веществом и излучением.

В идеале теория, предложенная учёными (в нашем случае теория Большого взрыва), должна предсказывать определённые события, скажем, наличие излучения с температурой 3000 K. Применяя нашу теорию, можно проследить изменение этой температуры до наших дней. Теория предсказывает, что сейчас она должна составлять около 3 K. Мы начинаем поиски излучения и, как уже говорилось, находим его. То же относится и к гелию: теория предсказывает, что гелий должен составлять около 25% всего вещества во Вселенной, и мы видим, что это число очень близко к реальному. С другими реликтами, впрочем, возникают сложности: например, мы до сих пор не знаем точно, в результате каких флуктуации появились галактики. Кроме того, теория Большого взрыва предсказывает существование большого числа магнитных монополей (магнитные монополи – это частицы с единственным магнитным полюсом, тогда как у обычного магнита полюсов всегда два – северный и южный). Однако до сих пор ни одного монополя не обнаружено. Теория раздувания помогает решить некоторые из этих проблем, но, как мы отметили раньше, она же рождает новые трудности.

Одной из главных причин изучения очень ранних этапов развития Вселенной является желание как можно больше узнать об объединении. С помощью таких исследований удаётся разобраться в проблемах, связанных с объединением.

Теория Большого взрыва существует уже около 40 лет, и большинство астрономов считает её справедливой. Однако было бы ошибкой думать, что в ней нет никаких неясностей. Эта теория не даёт ответов на ряд важных вопросов, а некоторые её выводы не согласуются с наблюдениями.

Единая теория должна объяснять строение и эволюцию Вселенной, и потому нам стоит разобрать её недостатки. Во-первых, теорию Большого взрыва нельзя назвать простой, она состоит из нескольких теорий, или, по крайней мере, имеет множество вариантов. Согласно этой теории Вселенная расширяется, но теория не объясняет, что вызвало расширение или что в конце концов произойдёт со Вселенной. Впрочем, она даёт нам косвенные свидетельства того, что Вселенная началась со взрыва огромной силы и что в зависимости от количества вещества расширение может либо продолжаться бесконечно, либо прекратиться, и Вселенная снова сожмётся в точку.

Что будет со Вселенной дальше, неизвестно, но есть много свидетельств того, что она находится в некоем пограничном положении. Другими словами, Вселенная, очевидно, находится на грани открытого (т.е. постоянного расширения) и закрытого (т.е. расширения с последующим сжатием – коллапсом) состояний. Чтобы определить, по какому пути она пойдёт, нужно решить так называемую проблему кривизны; дело в том, что наша Вселенная скорее плоская, чем искривлённая. Большинство астрономов считает, что это обстоятельство должно получить какое-то объяснение, но до сих пор оно не найдено.

Другая проблема связана с однородностью пространства. Если смотреть с Земли, то Вселенная (в крупном масштабе) кажется одинаковой во всех направлениях. Плотность распределения галактик и их тип в целом одинаковы. Более того, одинаковы во всех направлениях и характеристики реликтового излучения. Однако, если задуматься, возникает вопрос, почему это так. Если предположить, что Вселенная родилась, скажем, 18 миллиардов лет назад, то галактики, которые находятся сейчас на расстоянии 20 миллиардов световых лет, никак не могли «вступить в контакт» друг с другом, так как иначе сигнал должен был бы двигаться со скоростью, большей световой, а это, как мы знаем, невозможно. Иначе говоря, Большой взрыв был настолько мощным, что некоторые районы ранней Вселенной оказались полностью отрезанными друг от друга и по мере расширения так и остались изолированными.

Суть проблемы такова: если различные области ранней Вселенной были отрезаны друг от друга и между ними не могло быть никакой связи, то как получилось, что эти области одинаковы? Ответа на этот вопрос теория Большого взрыва не даёт. Э. Р. Харрисон из Массачусетского университета говорит так: «Мы бы гораздо проще смотрели на такое удивительное положение вещей… если бы могли объяснить, как оно создалось».

Теория Большого взрыва не может объяснить и сингулярности. На деле, как выяснилось из предыдущей главы, мы не уверены даже в том, что она вообще существует. Кроме того, теория Большого взрыва излагается в понятиях общей теории относительности, а квантовой версии этой теории у нас нет. Главная трудность при попытке изложить общую теорию относительности на языке квантов заключена в том, что по теории относительности пространство искривлено. В обычной квантовой теории, например в квантовой теории электромагнитного поля, мы имеем дело с плоским пространством. Из-за отсутствия такой «квантовой версии» общей теории относительности мы мало знаем о сингулярности и о том, что произошло сразу после взрыва. Из теории Большого взрыва не ясно и что происходило до него. Что, к примеру, было до «нулевого» времени? Существовала ли другая Вселенная, которая и взорвалась, дав жизнь нашей? Вполне вероятно, однако у нас нет тому никаких доказательств и, возможно, никогда не будет.