При начале периода деятельности, говорит Гайная Доктрина, в силу повиновения вечному и непре­ложному закону, совершается распространение этой Божественной Сущности… и феноменаль­ный или видимый мир является конечным резуль­татом длинной цепи космических сил, последова­тельно приведенных в движение. Так же, ко» да на­ступает возвращение к пассивному состоянию, происходит сокращение Божественной Сущност и, н предыдущее созидание постепенно н последова­тельно растворяется. Видимый мир разлагается, его материя рассеиваете,,, и единая «Тьма», еще раз оди­нокая, лежи! над лнком «Бездны»

Е. П. Блаватская

Расширение Вселенной было открыто Э. Хабб. юм в 1929 г. по на­блюдениям с 2,5-метровым телескопом обсерватории Маунт Вил-
сон. Это открытие основано на результатах измерения лучевых ско­ростей га 1актик. Лучевой скоростью называется состав гяющая пол­ной скорости, направленная вдоль луча зрения наблюдателя. Она определяется по доплеровскому смещению спектральных линий. Если галактика удаляется от нас, все линии в ее спектре смещены в сторону красного конца, т. е. длины волн их возрастают; если га­лактика приближается к нам, линии смещаются " фиолетовому кон­цу, длины волн их убывают. Величина смещения ДА, зависит от луче­вой скорост и галактики Vr. Если эта скорость много меньше скоро­сти све та, то

(2.1)

Здесь с — скорость света, Апабл— наблюдаемая длина волны, А — лабораторная длина волны, т. е. длина волны линии в случае непод­вижного источника. Зная из наблюдений величину ДА., можно оп­ределить лучевую скорос гь Vr.

Первые измерения лучевых скоростей галактик были выполнены В. Слайфером на Ловелловской обсерватории в самом начале XX века. Уже эти измерения показали, что галактики обладают колоссальными скоростями в несколько сотен километров в секунду, во много раз пре­восходящими скорости звезд. Причем подавляющая часть галактик имеет положительные лучевые скорости Это могло означать, что Солнце дви жется относительно наблюдаемой системы галактик со скоростью в не­сколько сотен км/с, или рой галактик удаляется от Солнца с той же, но противоположно направленной скоростью. Так как каждая галактика роя имеет еще свою собственную скорость, то наблюдаемая скорость галактики складывается из скорости удаления всего роя н скорости дви­жения каждой галактики внутри роя Чтобы разобраться в картине дви жения, надо было иметь лучевые скорости для большого числа галак­тик. Слайферу, с его 60 сантиметр» Ibmm телескопом, эта задача была непосильна, он мог измерять лучевые скорости только самых близких галактик.

В конце 1920-х годов в измерение лучевых скоростей галактик включилась Маунт Вилсоновская обсерватория. Спектры галакт ик на 2,5-метровом телескопе получал М Хьюмасон, а расстояния до них по наблюдениям на том же телескопе определял Хаббл. В 1929 i., накопив достаточный наблюдательный материал, Хаббл сопоставил данные о лучевых скоростях галактик с расстояниями до этих га­лактик Оказалось, что скорость удаления галактик пропорциональна
расстояниям до них (рис. 2.2.1). Чем дальше расположена галакти­ка, тем с большей скоростью она удаляется от Солнца:

Vr = H-r. (2.2)

Эту зависимость, в честь ее первооткрывателя, стали называть зако­ном Хаббла, а коэффициент пропорциональности — постоянной Хаббла (Hubble), которую стали обозначать буквой Н. Это одна из

«.1000 2 и:

I500 §-

Б о

Расстояние, Мпк

Рис. 2.2.1. Зависимость между лучевой скоростью галактик и расстоянием до иих, полученная Э Хабблом

Рис. 2.2.2. Зависимость между красным смещением и видимой звездной величи­ной галактик (закон Хаббла).

По данным Сендиджа и Таммана, 1981 г. черный прямоугольник в ле­вом нижнем углу соответствует области данных, доступных Хабблу в 1929 г.

Фундаментальных космологических постоянных. В настоящее вре­мя закон ХабЬла проверен по огромному числу удаленных галактик и квазаров (рис. 2.2.2). Справедливости его подтверждается наблю дениями в разных диапазонах волн от радиодиапазона до рентге­новского.

Закон Хаббта означает, что вся наблюдаемая система галактик расширяется. На первый взгляд, может показаться, что, поскольку все галакти. ш удаляют ся от Солнца, — наша Галактика, вместе с Сол­нцем, расположена в центре этого расширяющегося роя. Но на са­мом деле это не так. Если две галактики удаляются от третьей со скоростями, пропорциональными расстояниям до этой галактики, то и скооость их взаимного удаления также пропорциональна рас­стоянию между ними[87]. Поэтому наблюдатель, в какой бы га гакти-
ке он ни находился, будет видеть, что другие галактики разбе1 аются от него со скоростями, пропорциональными расстояниям до этих j алактик. Вся система галактик напоминает разлетающийся из улья пчелиный рой, или расширяющееся облако газа. В одной популяр­ной книге я прочел сравнение с пирогом, нашпигованным изю­мом: когда пирог печется, он поднимается, расстояние между изю­минками зозрасгает. Можно преде / акт ь ссбс также резиновый шар с металлическими заклепками, укрепленными на его поверхности; если надувать шар, поверхность его расширяется и расстояние меж­ду заклепками увеличивае тся.

Расширение Вселенной характеризуется величиной красного смещения:

Z=K:,(,~K„, _ (2.3)

Rut

При малых Z — ко1да скорость расширения мала по сравнению со скоростью света, справедливо соотношение V = Cz, совпадающее с формулой (2.1). В этом случае, в соответствии с законом Хаббла, имеется линейная зависимость между г и г. На больших расстояни­ях, когда скорость расширения становится сравнимой со скоростыо света, соотношение V = сх не выполняется и, соответственно, зави­симость между красным смещением и расстоянием отклоняется от линейной. В этом случае надо пользоваться формулами теории от­носительности124, из которых следует, что при V = с Z = Таким об разом, Z может принимать любые значения от 0 до Макси­мальное значение z, которое исполгзолал Хаббл в 1929 г., сосгавля ло 0,004, в настоящее время наблюдакпея квазары, для которых г > 5. Чем больше z, тем дальше от нас находится наблюдаемый объект, тем дальше в прошлое отстоит момент излучения наблюдае­мого нами света. Таким образом, красное смещение характеризует как распределение объектов в пространстве в заданный момент вре­мени, так и распределение их во времени, т. е. позволяет просле­дить историю Вселенной.

Несмотря на необычность результата, полученного Хабблом, он не был полностью неожиданным: предсказание о расширении Все­ленной вытекало из космологических моделей, построенных на основе общей теории относительности А. Эйнштейна.

12,1 При не очень сильных полях тяготения можно пользоваться формулой снеци-

, Iе+ у

Альнои теории относительности г +1 = Л————— — .

Первую космологическую модель, опирающуюся на ОТО, построил сам Эйнштейн в I917R. Исходя из господствовавших в то время пред­ставлений о неизменности Вселенной, Эйнштейн искал стационарное решение, в котором расстояние между любыми двумя точками в про­странстве и другие параметры Вселенной не меняются со временем. Од­нако уравнения общей теории относительности не давали такого реше ния Чтобы избежатт этой «неприятности», Эйнштейн ввел в свои урав­нения дополнительную величину А-член (лямбда-член), который описывает действ} ющие во Вселенной гипотетические силы отталкива­ния Подобно силам гравитации, эти космологические силы отталкива­ния носят универсальный характер, т. е. они ие зависят от свойств гел, а зависят только от их взаимного расстояния. Но в отличие от сил гравита­ции они не убывают, а, напротив, возрастают с расстоянием, увеличива­ясь пропорционально г. В обычных масштабах, с которыми мы имеем дело, и даже в астрономических масштабах вплоть до размеров Галакти­ки, эти силы совершенно ничтожны по сравнению с силами гравитации, и их можно не учитывать. Но на космологических расстояниях силы от­талкивания становятся сравнимыми с силами тяготения. Взаимодействие этих двух противоборствующих сил и определяет динамику Вселенной. При определенных условиях, при определенном расстоянии г, обе силы уравновешивают друг друга, и Вселенная остается стационарной. Именно такую модель Вселенной и построты Эйнштейн.

Мир Эйнштейна оказался стационарным, но при этом он обладал не­обычными геометрическими свойствами. Будучи бе граничным (мы могли бы двигаться в этом мире в любом направлении сколь угодно долго и никогда не вышли бы за его предел), он имеет конечный объем. Геомет­рия Евклида в этом мире неприменима, здесь действует геометрия Рима — па. Это замкнутый мир — мир постоянной положительной кривизны. Аналогом такого трехмерного мира среди двумерных многообразий мо жет служить поверхность сферы. Она замкнута и безгранична; двшаясь вдоль се поверхности, двумерное существо никогда не выйдет за ее пре­делы Между тем поверхность сферы конечна, она равна 4л/?2. Радиус сферы R определяет постоянную положительную кривизну (к = 1 /R2) в каждой ее точке. Геометрия на сфере (сферическая геометрия), как из­вестно, отличается от евклидовой геометрии, действующей на плоской поверхности. Подобно тому как на сфере, двигаясь по большом}’ кругу, можно обойти сферу и прийти в исходную гочку — так же и в трехмер­ном замкнутом мире, двигаясь по геодезической линии125, мы, в конце концов, обойдем этот мир и вернемся к точке старта.

Принципиальным недостатком модели Эйнштейна, как было обнару жено позже, является ее неустойчивость — малейшее изменение парамет ров приводит к тому, что Вселенная выходит из равновесия и больше не возвращается в это состояние Подобные системы не могут реализовать ся в Природе. В дальнейшем Эйнштейн сам отказался от своей модели и даже считал ее самой большой ошибкой в своей жизни. Но введенные

125 Геодезическая линия есть обобщение понятия прямой на случай неевклидовой 1 еометрии, она играет ту же роль, что н прямая в евклидовом пространстве В частно­сти, дуга гсо (езнческой линии, подобно отрезку прямой, определяет кратчайшее рас­стояние между двумя точками им космологические силы отталкивания сыграли очень ьажную роль в космологии, хотя значение их не сразу было оценено.

Силы отталкивания не зависят от плотности вещества во Вселенной. Они будут действовать н при отсутствии вещества — в вакууме. Поэтому нх назчвают еще силами гравитационного отталкивания вакуума Мо­дель Вселенной, в которой, плотность вещества ничтожно мала — гак называемая щустая» модель была рассмотрена голландским астрономом В де Ситгером сразу после появления модели Эйнштейна, в том же 1917 г. В «пустой» Вселенной действуют только силы отталкивания >’си лами тяготения вещества можно пренебречь), поэтому такая Вселенная будет расширяться. Причем поскольку силы отталкивания пропорцио­нальны расстоянию, то и скорость взаимною удаления частиц вещества в «пустой» Вселенной (а под такими частицами можно подразумевать целые галактики) будет пропорциональна расстоянию Это и есть закон Хаббла Модель де Ситтера, в силу’ присущих ей «экзотических» свойств (на кото­рых мы пока останавливаться не будем) практически не использовалась в космологии И только спустя много десятилетий выяснилось, что с ее по­мощью можно описать самые раиние этапы развития Вселенной

Задача об эволюции Вселенной в общем виде — без априорных предположений о ее стационарности или об отсутст зии вещества — была решена советским математиком А. А. Фридманом в 1922 г. Единственное условие, которое Фридман положил в основу своей теории, это предположение об однородности и изотропии Вселен­ной. Однородность означает равномерное распределение вещества во Вселенной в больших масштабах. Как мы видели в предыдущем параграфе, это предположение подтверждается астрономическими наблюдениями. Изотропия утверждает равноценность всех напрар."сний в пространстве. Оба предположения кажу тся вполне естествен­ными (самыми простыми) и в дальнейшем они полностью подтвер­дились. Основной вывод, который вытекает из полученного Фрид маном решения космологичесглх уравнений, состоит в следующем: материя во Вселенной в больших масштабах не может находиться в покое. Вселенная в целом яв-ьяется нестационарной, она может либо расширяться, либо сжиматься[88].

Пабота Фридмана имела выдающееся значение. Эйнштейн не сразу согласится с Фридманом, но загем дал высокую оценку его работе, отметиЕ фундаментальную важность теоретического вывода о нестаци­онарности Вселенной[89]. А. А. Фрчдман умер в 1925 г., не дожив все­го несколько лет до триумфа своей теории. Несмотря на признание и высокую оиенку Эйнштейна, его работа на многие годы выпала из поля зрения не только астрономов, но и физию >в теоретиков.

В 1927 г. аббат Ж. Леметр, бельгийский астроном (ученик Эд — цингтона), независимо от Фридмана получил решение космолот и — ческих уравнений и подтверди;! вывод о нестационарности Вселен ной. Таким образом, к концу 1920 х годов в космологии были по­лучены очень важные результаты, касающиеся эволюции Вселенной. Тем не менее они не привлекли внимание астрономов. Анализируя это обстоятельство, А. С. Шаров и И Д. Новиков отмечают, что одна из причин состояла в сложности теории и разобщенности меж ду теоретиками л наблюдателями. Другал причина, по их мнению, — «психологическая, вероятно, состояла в необычности выводов тео­рии, утверждавшей, например, возможность замкнутости простран­ства или существование начала эволюции нашею мира в прошлом. Астрономам-практикам, с помощью новых телескопов проникав­шим все дальше и дальше в глубины пространства, психологически было трудно поверить в реальность таких утверждений, в корне ме­нявших их представление о Вселенной»[90]. Вот почему такое боль­шое значение имеет работа X 1ббла, экспериментально подтвердив­шая факт расширения Вселенной. Это открытие, несомненно, яв­ляется крупнейшим достижением сстсствознаниг XX века.

Необходимо отметить, что расширение Вселенной никак не вли­яет на отдельные тела: расстояние между галактиками увеличивает­ся, но размеры самих i «тактик (а тем более звезд и планет) остают ­ся без изменения — подобно тому, как не меняются размеры пчел в разлетающемся рое или размеры молекул в расширяющемся облаке газа. То есть гравитаг ионно связанные тела в расширяющейся Все­ленной не подвержены космологическому расширению.

Каждая галактика участвует в общем космологическом расширеиии и имеет, кроме того, свое собственное движение. Полная относительная скорость двух галактик складывается из скорости нх космологического удаления и относительной скорости собственного движения галактик Для далеких галактик космологическая скорость намного превышает собственную скорость галактик (которой в этом случае можно пренеб­речь), поэтому из наблюдений далеких галактик мы получаем скорость их космологического расширения. Для близких галактик их собстзенная скорость сравнима со скоростью космологического расширения н мо­жет даже превышать ее. Поэтому полная скорость может сильно отли­чаться от космологической и может быгь даже отрицательной. Так, на пример, Туманность Андромеды имеет отрицательную скорость, т. е. она не удаляется от нашей Галактики, а приближается к ней.

Поскольку в настоящее время Вселенная расширяется, расстоя­ние между галакжиками увеличивается, то ясно, что в прошлом они были расположены ближе друг к другу и размер наблюдаемой Все­ленной (Метагалактики) был меньше. Следовательно, средняя плот ­ность вещества была выше, т. е. условия во Вселенной в прошлом отличались от тех, которые имею г место в настоящее время. Но насколько велико это различие? Закон Хаббла сам по себе не дает OTBeia на ггот вопрос. Здесь необходима помощь теории Мы дол­жны обратиться к космологическим моделям и выбрать ту из них, которая лучше соответствует наблюдениям.

Простейшей и, как казалось, наилучшим образом соответствую­щей наблюдениям является модель Фридмана однородной изотроп­ной Вселенной с Л-членом, равным нулю. В этой модели действуют только силы гравитации[91]. Если в некоторый момент остановить расширение Вселенной, то в следующий момент под действием гра­витации она начнет сжиматься. Поскольку в настоящее время Все­ленная расширяется, значит, когда-то в прошлом, в какой-то началь­ный момент времени, по причине, о которой мы пока ничего не знаем, частицы вещества приобрели скорость разлета, подобно об­лаку газа, образовавшемуся при взрыве. В дальнейшем Вселенная расширялась по инерции, а силы тяготения тормозили расшире­ние. Динамика Вселенной зависит от соотношения между началь ной скоростью и силами тяготения, которые определяются сред­ней плотностью вещества во Вселенной. Если плотность не превы­шает некоторого критического значения (р < рК(1), то силы тяготения
не в состоянии остановить расширение, и Вселенная будет расши­ряться неограниченно. Если р > рК|„ то силы тяготения останавли­вают расширение; в некоторый момент постоянно уменьшающаяся скорость расширения обращается в нуль, после чего Вселенная на­чинает сжиматься.

На рис. 2.2.3 показано, как изменяется с течением времени мас­штабный фактор a{t) в рассматриваемой модели Поскольку рас­стояние между любыми точками в расширяющейся Вселенной про­порционально масштабному сЬактору (R{T) = I0Ci(T)), то анало­гичным образом будет менять­ся расстояние между дзумя лю­быми далекими галактиками, радиус Метагалактики и, вооб ще, радиус любой достаточно большой сферы, выделенной во Вселенной.

Такой характер изменения мас­штабного фактора можно попять, исходя из следую. цих соображений. Выделим мысленно в однородной Вселенной некую сферу пронз вольного, но достаточно большого радиуса, так, чтобы в пей содср жалось большое число галактик. Рассмотрим «частицу» вещества (галактику), находящуюся на гра ннце сферы[92]"’. Она обладает он ределепной скоростью, с которой удаляется от центра сферы, и со­ответствующей кинетической энер гией. Как будет двигаться такая галактика по отношению к центру сфе­ры? В однородной Вселенной на галактику действует только тяготение вещества, расположенного внутри сферы; тяготение наружных слоев вза­имно уравновешивается Следовательно, задача аналогична задаче о дви­жении тела, например ракеты, находящейся на поверхности планеты, ко­торой сообщили вертикальную скорость. Полная энергия Е выбранной нами галактики складывается из кинетической н потенциальной, после­дняя определяется силами тяготения. В процессе расширения Вселенной
кинетическая н потенциалььая энергии изменяются, а лолная энергия Е остается без изменения (закон сохранения энергии) Напомним, что по­тенциальная энергия отрицательна, а кинетическая энергия — положи­тельна Полная энергия зависит от плотности. При р < рк[1 полная энергия Е > 0; это соответствует случаю, когда ракета приобретает скорость, превышающую вторую космическую. Как известно, в этом случае она будет двигаться по гиперболической орбите, неограниченно удаляясь от планеты, причем скорость на бесконечности будет стремиться к пре­дельному значению Rf > 0. Так же будет вести себя и рассматриваемая нами «пробная» галактика. А поскольку мы выбрали эту галактику со­вершенно произвольно на поверхности выделенной сферы — так будет вести себя любая другая галактики, зиачит, вся сфера будет неограни­ченно расширяться. И так как сфера, в свою очередь, выбрана произ­вольно, то это относится к любой выделенной сфере во Вселенной, т. е. вся Вселенная будет неограниченно расширяться. При р = ркр Е = 0; это соответствует случаю, когда ракета приобретает параболическую ско­рость Вселенная будет также неограниченно расширяться, только ско­рость на бесконечности будет стремиться к нулю. Наконец, при р > р полная энергия Е < 0, это соответствует случаю, когда ракета приобр! — тает скорость меньше параболической. В этом случае она удаляется от планеты на определенное расстояние, а затем падает на нее. Подобно это­му наша сфера (и любая другая сфера во Вселенной) расширяется до оп­ределенного предела, а затем начнет сжиматюг Эта аналогия позволяет понять, почему космологические уравнения без введения дополнительных сил отталкивания не дают статического решения Ведь и ракета не может неподвижно висеть над Землей, она или улетает от нее, или падает на по­верхность. Чтобы удержать ракету неподвижно, нужны дополнительные силы.

Критическая плотность, от которой зависит характер расшире­ния Вселенной, определяет также геометрию Мира. При р > ркр мы имеем, как и в модели Эйнштейна, замкнутый мир постоянной по­ложительной кривизны, в котором выполняется геометрия Римана. При р = рК[, Вселенная пространстзеннс бесконечна, кривизна про­странства равна нулю, следовательно, в этом случае справедлива евк­лидова геометрия. Наконец, при р < ркр Вселенная тоже открыта: она бесконечно простирается во все стороны, кривизна ее постоян­на и отрицательна; это мир, в котором выполняется геометрия Ло­бачевского. Таким образом, открытая Вселенная расширяется нео­граниченно, а в замкнутой Вселенной расширение сменяется сжа­тием; в момент остановки, ко1да скорость расширения становится равной нулю, радиус кривизны (и объс м) Вселенной достигает мак­симального значения, а затем начинает уменьшаться.

Какой же сценарий имеет место в действительности? Это зависит от отношения р/ркр. В современную эпоху р =10 29 г/см3. Средняя плотность светящегося (наблюдаемого) вещества, как мы видели, составляет 3 • 10~31 г/см". Эта величина приблизительно в 30 раз мень­ше критической. Если бы во Вселенной никакого другого вещества не было, мы бы имели вариант открытого бесконечно расширяю­щегося мира, для которого на больших масштабах справедлива гео­метрия Лобачевского.

Однако помимо этой наблюдаемой материи во Вселенной суще­ствует материя, которая непосредственно не наблюдается, а прояв­ляет себя только • равитационным воздействием. Часть ее может быть обусловлена обычным веществом, сосредоточенном в «коричневых» карликах (о которых мы упоминали в п 2.1.3), но доля его невели­ка. Считается, что обычное вещество, как наблюдаемое, гак и не­наблюдаемое, составляет не более 5% массы Вселенной (или даже еще меньше), остальные 95% прихс штся на долю так называемой Темной материи или скрытой массы.

Значение этого обстоятельства не всегда оценивается в должной мере. Вдумаемся — все, что мы знаем о Вселенной, основано на изучении не более 5% ее массы! А остальное для нас пока полиос­тью сокпыто. Чтобы яснее осознагь. что это значит, представим себе, что мы занимаемся реставрацией большого полотна, полнос­тью закрытого позднейшими наслоениями. И вот нам удалось от — рест шрировать 5% картины. Уже проептюют ясно какие-то черты пейзажа. Мы видим деревья на скалистом берегу моря, видим обла­ка на небе, еще какие-то детали. Но мы не можем пока сказать, что представ-тяет собою картина в целом: пейзаж, портрет с пейзажем на заднем или переднем плане, батальная эпопея или бытовая сце­на. Примерно в таком же положении оказались астрономы. Дело не в том, чго нам известны не все звезды или не все галактики. Для того чтобы понять строение и эволюцию Вселенной, в этом нет никакой необходимости. Дело в том, что 95% материи — это не I алакгики и не звезды, это не межзвездная пыль и не i аз, это не плазма, состоящая из обычных частиц, из которых строятся атомы вещества. Это нечто, нам пока неизвестное и неизученное. Сказан­ное не означает, что наши знания о Вселенной не достоверны — нет, го, чго установила наука, достаточно надежно. Но это значит, что наша картина Вселенной на сегодня еще весьма ограничена.

С учетом скрытой массы средняя плотность материи во Вселен­ной весьма близка к критической Зго означает, что кривизна про­странства близка к нулю, мы живем в евклидовом (почти евклидо­вом) мире.

Какова природа скрытой массы’1 Это тоже до конца неизвестно. Вна­чале, когда проблема впервые остро встала перед космологией, предпо­лагалось, что скрытая масса может быть обусловлена нейтрино. Долгое время после открытия нейтрино считалось, чго их масса равна нулю. Однако в 1980-х годах экспериментально было обнаружено, что хотя масса нейтрино действительно очень мала, она все же отлична от нуля Первые оценки массы нейтрино давали величину порядка 5-10~зг г, за­тем они были снижены до Ю-32 г, это в 100 тысяч раз меньше массы электрона, но вполне достаточно, чтобы объяснить всю или почти всю скрытую массу. Действительно, в 1 см4 пространства в современную эпоху содержится около 500 нейтрино всех видов, их общая масса порядка 10"29 г. Однако по современным данным масса нейтрино значительно меньше, и их вклад в массу темной материи невелик. Считается, что подавляющая доля скрытой массы, до 70 %, падает на долю особой «ва­куумной материи», равномерно заполняющей всс пространство Вселен­ной. Эта материя обладает отрицательной гравитацией и является источ­ником тех самых сил отталкивания, связанных с А-членом, которые были введены в модели Эйнштейна (дополнительно см. п. 2 2.3). В отличие от обычной материи, «вакуумная материя» не тормозит расширение Все­ленной, а, напротив, ускоряет его. Поэте >му хотя доля этой материи ве­лика, она не может привести к образованию замкнутой Вселенной. Ос­тается еще 30 % скрытой массы. Предпола1 ается, что она может быть обусловлена такими гипотетическими частицами, как аксионы, нейтра — лнно н другие суперснмметричные частицы, которые «с необходимостью» возникают в теории, но экспериментально пока не обнаружены. Иногда в этой связи указывают и на такие тоже гипотетические объекты, как «монополи», «струны», «мембраны», первичные черные дыры и даже горловины «кротовых нор», о которых мы упоминали в § 1.15. Посколь­ку вклад всех этих объектов точно не известен, рассматривается еще одна возможность — «зеркальное вещество».

Современная физика элементарных частиц принимает в качестве фундаментального постулата симметрию между правым и левым. От­сюда следует, что каждая частица нашего мнра должна иметь свой зер­кальный аналог. Из них могут быть образованы зеркальные атомы, мо­лекулы, звезды, галактики и… внеземные цивилизации. При этом час тицы нашего мнра могут взаимодействовать с частицами зеркального мнра только гравитационно. По образному выражению одного нз фи­зиков, через комнату, в которой вы сейчас сидите, может проходить поезд нз зеркальной материи, и никто этого не заметит, если только не будут поставлены тончайшие гравитационные эксперименты. Но по — сколику зеркальное вещество подвержено тяготению, оно вносит свой вклад в скрытую массу нашего мнра (как и наша материя вносит свой вклад в скрытую массу их мира) Если доля обычного вещества (бари — оииая составляющая) в зеркальном мире такая же, как и у нас, зеркаль­ная материя вносит 5% в скрьггую массу нашего мнра. Если барноиная ^оставляющая в зеркальном мире выше, то соответственно повышается и обусловленная зеркальным веществом доля скрытой массы нашего мира. По мнению Н. С Кардашева, доля зеркального вещества может доходить до 25 % ш.

Читателя не должна смущать неопределенность приводимых здесь данных. Обсуждая проблему скрытой массы, мы не только подо­шли к передовому краю развития науки, но коснулись таких облас­тей, где перед физикой встали фундаментальные проблемы, кото­рые, возможно, существенно изменят чаши представления о мире. Развитие здесь происходит очень быстро, и когда читатель будет пробегать глазами эти строки, многое, наверное, уже изменится.

Важно подчеркнуть, чго хотя мы не знаем точно, какова плот­ность материи во Вселенной — больше критической или меньше, но она заведомо близка к критической. (Именно потому, что плот­ность близка к критической, трудно выбрать между двумя альтерна­тивными вариантам!:) Таике надо иметь в виду, что описанный выше характер расширения Вселенной справедлив для модели с Л-чле — ном, равным нулю. Наличие «вакуумной материи» означает, что А-член не равен нулю. Если это так, то истинный характер расши­рения должен отличат ься от описанного выше.

Каков бы ни был характер расширения Вселенной, в началь­ный момент (T = 0) масштабный фактор A{T) обращается в нуль (см. рис. 2.2.3). Для замкнутой Вселенной это означает, что ее объем в начальный момент был равен нулю, и значит, она начала расши­ряться из точки (!). Что касается бесконечной Вселенной, го она всегда остается бесконечной, но любая ее конечная область (в том числе наша Метагалактика) в начальный момент тоже имела нуле­вой объем. Плотность вещества в этот момент была бесконечной, а скорость расширения стремилась к скорости света. Это состоя­ние бесконечной плотности получило название «сингулярного со­стояния». Таким образом, в начальный момент Вселенная расши­ряется из сингулярного состояния с предельно большой скорос­тью Процесс «возникновения» Вселенной из сингулярности Леметр назвал Большим взрывом.

Какова природа сингу. тярного состояния, реализуется ли оно в действительности? Как близко можно подойти к этому состоянию, изучая историю Вселенной? Что означает «возникновение» Вселен­ной при T = 0? Что было до этою момента? Эти фундаментальные

ШКардашеь Н. С Кос; юлогпя и цивилизации / Древняя астрономш небо и че­ловек — М., 1998. С. 158-168. Он же. Скрытая масса н поиск внеземных цивилиза­ций / Препринт ФИАН № 65 — М., 1919 Проблемы космологии не получили пока окончательного решения. Однако за пределами сингулярности теория хорошо согласуется с наблюдениями.

Возникает вопрос — как давно произошел Большой взрыв? Ока­зывается, можно определю I. этот момент, зная значение постоян­ной Хаббла"[93]. Если Вселенная расширяется с постоянной скорос­тью, равной ее современному значению, то время расширения от момента T = 0 до современного момента T0 равно = L/Hv (HL — значение постоянной Хабблт в современную эпоху)133. Это время называется хаббловским временем Фактически время расширения бу­дет отличаться от хаббловского. Для модели с Л-членом, равным нулю, в случае р = рч„ что, как мы видели, близко к действитечьностл:

‘о4—= ||н — (2.4)

0 3 Н0 3 "

Если постоянную Хабб ia Н0 выражать, как это принято в наблю­дательной астрономии, в единицах (км/с)/Мпк, а время TH — в го­дах, то /н = 1012///0. Точное значение Н0 не известно, но из наблю­дений следует, что //„заведомо не превышает 100 (км/с)/Мпк, и не меньше, чем 50 (км/с)/ Мпк. Более точная оценка //„: в пределах от 65 до 80 (км/с)/Мпк. Отсюда /„ = 10 + 20 млрд лет, или более точно 12 + 15 млрд лет, а /0= 8 + 10 млрд лет. Здесь опять-таки следует иметь в виду, что и эти оценки справедливы при условии А — 0. В последнее воемя появляется все больше свидетельств того, что А-член не равен нулю и, более того, связанные с ним силы от­талкивания приводят к тому, что Вселенная в современную эпоху расширяется Ycnopei но. Если это так, то возраст Вселенной (время от момента T0 до современного момента) должен быть больше хаб­бловского.

Наличие сингулярности приводит к существованию горизонта Вселенной. Чем дальше от нас находится наблюдаемый обьект, тем ближе к началу расширения Вселенной относится момент времени, когда был испущен свет, достигающий сейчас наблюдателя. Точки в пространстве, от которых до нас доходит свет, испущенный в мо­мент начала расширения (T = 0), и образуют горизонт Вселенной. Горизонт охватывает лишь часть Вселенной, а в случае открытой Вселенной за его пределами находится бесконечное пространство. И тем не менее, ни один объект за горизонтом не может наблюдать­ся даже с помощью самого совершенного телескопа, ибо за все вре­мя существования Вселенной свет, испущенный любым из этих объектов, еще не успел достичь наблюдателя. Эти объекты станут доступными для наблюдения в будущем, когда свет от них дойдет до наблюдателя. Следовательно, горизонт со временем расширяется. В современную эпоху радиус горизонта R = с///,,; в зависимости от значения постоянной Хаббла он составляет 10 • 20 млрд св. лет. На горизонте красное смещение становится бесконечным, а ско­рость расширения равна скорости света.

Сколь близко астрономы подошли к горизонту Вселенной? Если в начале XX века область Метагалактики, для которой были определены расстояния, составляла менее I % от радиуса горизонта, го сейчас она превысила 50 %. Расстояние до далеких объектов (с — > 1) выражается формулой F ч

1—

(2.5)

VT+I,

При к —» оо R(Z) —» Rnlp. Наиболее далекие из обнаруженных к насто­ящему времени объектов имеют Z порядка 5 + 6. При Z = 6 отношение R(Z)/Rtof = 0,62. Свет, который мы сейчас наблюдаем от этого объекта, был испущен, когда Вселенная была в 18,5 раза моложе и в 7 раз компакт­нее, чем сейчас. (Здесь мы использовали соотношения: гтГп/Rtlil= I + Z; ‘Mth/’Ifu, = С + *) > справедливые для модели Фрилмаиа при р = р на достаточно поздних стадиях расширения, когда давлением излучения мож но пренебречь.)

Вбли зи горизонта незначительному приращению расстояния соответ ствует большое изменение Z и, следовательно, существенное продвиже­ние в прошлое Вселенной. При этом возможна ситуация, когда из двух объектов более удаленный сейчас в момент излучения находился ближе к нам, чем более близкий (в момент его излучения). Действительно, свет от более удаленного объекта был излучеи давно, когда Вселенная была сильно сжата, и все расстояния в ней, в том числе расстояние от объекта до наблюдателя, были существенно меньше Свет же от более близкого объекта был излучен не так давно, Вселенная была тогда не столь сжата,
и его расстояние от наблюдателя не сильно отличается от современного, поэтому он в момент излучения был дальше от наблюдателя, чем более удаленный объект в момент его излучения. Так в расширяющейся Все ленной проявляется относительность понятий «близкое» и «далекое»: близкое становится далеким и далекое близким.

Проиллюстрируем сказанное следупщим примером. Рассмотрим две галактики с красными смещениями Z, = 2 и Z2 = 5. Используя формулу (2 5), получим ив1 = 1,40. В момент излучения первая галактика

Была в 3 раза ближе к нам. чем сейчас, а вторая — 6 раз ближе Следо­вательно, расстояние этич галактик в момент излучения было R2Im/Rlnjjl = = 1,40:6×3 = 0,70.

Как долго дчится сингулярное состояние? Длится ли оно беско­нечно долго от T = до / = 0, когда Вселенная «вдруг» начинает расширяться, или это короткий, неизмеримо короткий миг? Тео­рия Фридмана не дает ответа на этот вопрос. Более того, теоретики утверждают, что вопрос не имеет смысла, ибо в сингулярности не только не действуют все известные нам физические законы, но и само понятие времени из за квантовых эффектов становится нео­пределенным. Пусть гак. 11о как бы гам ни было, она как бы возни­кает из Небытия, проявляется из какого-то непостижимого для нас сингулярного состояния. Этот факт рождения Вселенной при T — 0 и, следовательно, се конечность во времени представляет серьезную проблему в плане философского осмысления Мира.

Если до! 1уст ить, что сингуллрностг дли тся конечное время (с точки зрения «несингулярного» наблюдателя), то, опускал вопрос о том, что творится в самой сиш улярности, правомерно спросить — а что было до сингулярного состояния* Возможно, что ко1да-то, в бес­конечно далеком прошлом, Вселенная сжималась из крайне разре­женного состояния, плотность ее со временем увеличивалась до тех пор, пока постоянно уменьшающийся масштабный фактор при 1 = 0 Ни обратился в нуль — Вселенная перешла в сингулярное состоя­ние, после чего начала расширяться. Мы живем на стадии расшире­ния, которая в случае открытой модели будет продолжаться беско­нечно долго. Этот сценарий снимает трудность с возникновением Вселенной — Вселенная существует вечно (от «минус бесконечнос­ти» до «плюс бесконечности»). При этом она один раз проходит через сингулярное сост ояние.

Что происходит в момент, когда Вселенная проходит через син­гулярность? А. Д. Сахаров, исходя из законов симметрии, предпо­ложил, что ири прохождении через сишулярность все частицы за­меняются иа античастицы, все пространственные конфиграции

Точной зеркальной копией гел и явлений после этого момента с за­меной частиц на античастицы и с заменой направления течения про­цессов. С нашей точки зрения, Мир до сингулярности (Ан гимир) существовал в далеком прошлом, когда Вселенная еще сжималась. Но с точки зрения обитателей Антимира (не хочется называть их аити — людьми, хотя они состоят из антивещества и имеют сердце с правой стороны) — это наш Мир существует в их далеком прошлом, причем наш Мир, следуя направлению их времени, сжимается, а их Мир — расширяется. «Фактически ОНИ—это МЫ (или МЫ — это ОНИ), так как с точностью до условного определения знака времени, услов­ного отличия правого от левого и условного отличия вещества от аигивещества, отраженный мир не отличается от нашего»[94]®.

В случае замкнутой Вселенной расширение, как мы видели, сме­няется сжатием. В конце ст адии сжатия Вселеннтя приходит в син­гулярное состояние, такое же, из которого она начала расширяться.

Следовательно, те же силы и те же причины, которые привели к расширению Вселенной в начальный момент времени, теперь снова заставлт ее начать расширяться. В конце нового цикла картина вновь повторится и т. д. Мы получим, таким образом, вечно существую­щую пульсирующую Вселенную, в которой периоды расширения — сжатия разделены сингулярностями. Если каждый раз в сингуляр­ности происходит замена Мира на Ашимир (как описано выше), то эволюция Вселенной во времени будет представлять собой череду­ющуюся вереницу миров и антимиров, между которыми Вселенная пребывает в сиш-улярном состоянии. Возможность существования пульсирующей модели Вселенной была ясна еще Фридману. В..вязи с этим он вспоминал сказания индусской мифологии о периодах жизни. Действительно, в индусской мифологии и в древнеиндийс­кой философии существует представление о периодическом про­цессе проявления (манифес :ации) Вселенной, в котором активные процессы — Манвантары чередуются с пассивными периодами — Пралайями, образуя циклы различного масштаба длительности136. Самый крупный цикл — Махакалыта составляет 311 040 ООО ООО ООО = 3- 10[95] нет. Махакалыта — это Век Брамы, он состоит из 100 Годов Брамы. Каждый Год делится на 360 су. о к (360 Дней и 360 Ночей Брамы). Одни Сутки Брамы равны 8 640 000 00С лет, а одна секунда в этом масштабе времени состав­ляет 100 000 земных лет. Обращает внимание, что Сутки Брамы по порядку величины близки к дли тельности расширения во Фридма — новской Вселенной (8 + 10 млрд. лет). Если принять, что длитель­ность расширения /„ в точности равна Суткам Брамы, то получим постоянную Хаббла Н0 = 77 (км/с)/Мпк, что попадает как раз внутрь интервала неопределенности для Н0: 65 + 80 (км/с)/Мпк.

Привлекательной чертой пульсирующей модели является то, что она позволяет избежать проблемы Генезиса Вселенной. Однако некоторые космологи указывают, что это не так Дело в том, что в каждом цикле Вселенной как в период расширения, так н в период сжатия происходит рост ипропии (которая в конечном итоге определяется числом фото­нов, приходящихся на один нуклон). Ьсли накопленная в данном цикле энтропия сохраняется при переходе через сиигуляторность, то в каждом следующем цикле энтропия будет выше, а следовательно, максимальный радиус кривизны (связанный с энтропией) и период пульсации будут боль­ше, чем в предыдущем (рис.2 2 5). То есть будет происходить «раскач­ка» Вселенной. Необходимая для раскачки положительная энергия бе­рется за счет отрицательной энергии гравитационного поля, а полная энергия, равная сумме положительной и отрицательной энергии, не ме­няется, т. е. закон сохранения энергии при переходе от цикла к циклу

Рис. 2.2.5. Изменение масштабного фактора в осцилирующей модели Вселенной а) без увеличения лпропии; б) с увеличением штропии

Выполняется. Если бы пульсирующая Вселенная существовала бесконеч­но долю в прошлом, то за бесконечное число пульсаций должна была накопиться бесконечная энтропия Но этого нет Следовательно, с мо­мента возникновения Мира прошло конечное число пульсаций, т. е мы снопа возвращаемся к проблеме Начала, только отодвигаем его во вре­мени. Следует отметить, что эти рассуждения справедливы, если энтро­пия при прохождении через сингулярность сохраняется. Предположение — далеко не очевидное, если учесть, какие глубокие преобразования про­исходят в сит улярностг.

Мы рассмотрели механическую картину эволюции Вселенной, не касаясь физики процессов. Теперь нам следует обратиться к физике