Десять великих идей науки. Как устроен наш мир. - Эткинз (Эткинс) Питер. Страница 73

Сверхострый интеллект может увидеть с первого взгляда, что Вселенная расширяется. В 1826 г. немецкий астроном Генрих Вильгельм Ольберс (1758-1840) видел вполглаза, что Вселенная расширяется, но не понял того, что увидел. Он опубликовал вопрос, известный теперь как парадокс Ольберса, несмотря на то, что проблема была известна с тех пор, как в 1610 г. Кеплер предлагал для нее решение. Ольберс указал на правоту тех, кто озадачен тем фактом, что на небе по ночам темно. Вы и я, с нашими необученными умами, можем думать, что ответ очевиден: Солнце зашло. Но Ольберс напомнил своим читателям, что если Вселенная бесконечна и вечна, то куда бы вы ни провели достаточно далеко в небо линию от вашего глаза, ее конец упрется в звезду. Поэтому небо ночью должно быть таким же ярким, как поверхность Солнца, так как оно по существу является сплошным листом Солнца, покрывающим небеса. Хотя наше солнце может зайти, мириады других солнц не заходят.

Существуют два возможных объяснения. Первое, более простое, заключается в том, что если Вселенная возникла конечное время назад, аргументы Ольберса неверны, поскольку свету от очень отдаленных звезд не хватило времени, чтобы долететь до нас. Поэтому, вместо того чтобы быть листом солнечного света, лист неба имеет щели, в которых звезды находятся слишком далеко для того, чтобы внести вклад в освещенность ночного неба.

Второе объяснение является более утонченным и еще больше уменьшает интенсивность света, который даже из конечной Вселенной должен, по нашим ожиданиям, достичь наших глаз. Когда мы смотрим вдаль, мы смотрим назад сквозь время, так как оно требуется для того, чтобы свет достиг до нас. Мы видим то, что было, когда свет отправился в путь, а не то, что происходит, когда свет достигает наших глаз. Даже чтение этой страницы уже является частью истории, поскольку вы видите ее такой, какой она была около одной миллиардной секунды назад (10 ^{− 9}секунд, 1 наносекунда), а не такой, какой она является в этот момент. Большинство зрителей спортивных соревнований видят их так, как если бы они проходили в прошлом году, или, точнее, в прошлой микросекунде, не в тот самый момент, когда забивается гол, а примерно на микросекунду позже. Удаленные астрономические объекты излучили свет, который сейчас достигает нас, миллиарды лет назад, когда температура Вселенной была столь высокой, что все небо светилось с интенсивностью солнца. Глядя в это «далеко» и в это «давно», мы могли бы ожидать, подобно Ольберсу, что увидим небо, залитое светом. Но с тех пор Вселенная расширилась, и волны света, типичного для объектов, разогретых до 10 тысяч градусов (10 ⁴К), чрезвычайно растянулись. Вместо длин, измеряемых в нанометрах, при которых волны видимы, они приобрели длины, измеряемые в миллиметрах, и стали невидимыми. Эти волны теперь характеризуют гораздо более холодное тело с температурой около 3 градусов около абсолютного нуля (3 К). Ночное небо действительно светится чем-то, приближающимся по интенсивности к свечению поверхности звезды, но этот звездный свет является столь древним и растянутым, что мы воспринимаем небо темным.

Ученые натолкнулись на это объяснение, когда модель горячего Большого Взрыва утвердилась как теоретическая возможность. На основании этой модели также было предсказано, что температура Вселенной должна падать по мере ее расширения, поскольку длины волн излучения, заполняющего все пространство, растягиваются. В результате то, что когда-то было коротким, становится длинным, а плотность энергии во Вселенной падает. Температура оказывается обратно пропорциональной масштабу Вселенной, так что, когда Вселенная удваивается в размере, ее температура падает до половины предыдущей величины. Для обнаружения излучения, оставшегося от Большого Взрыва, были приложены значительные усилия, но всех опередили обучавшиеся в докторантуре Арно Пензиас (р. 1933) и Роберт Вильсон (р. 1936), которые занимались удалением голубиного помета с большой микроволновой антенны. Однако это не было единственным их занятием: они были радиоастрономами, принявшими в свое ведение эту антенну, ставшую ненужной, когда примитивная передающая система спутника Эхо была заменена на Телстар. Они надеялись использовать ее в интересах более фундаментальной радиоастрономии и поискать источник фонового шипения, докучавшего приему. После исключения всех наземных источников, для чего и требовалось соскоблить голубиный помет и повернуться спиной к Манхэттену, им оставалось лишь прийти к выводу, что излучение имеет космическое происхождение. Они наткнулись на останки огненного шара, его ослепительного излучения, растянувшегося до невидимых микроволн, его электрического грома, приглушенного до почти молчащего электронного шипения.

Подробное изучение микроволнового фонового излученияв последующие годы показало, что оно в точности такое, какое, по ожиданиям, излучало бы тело при температуре 2.728 градусов выше абсолютного нуля (то есть около минус 270 градусов Цельсия, рис. 8.3). С того момента, как было дозволено наше движение вокруг Солнца, движение Солнца вокруг центра нашей Галактики и общий дрейф нашей локальной группы галактик к Великому Аттрактору, это излучение остается одинаковым в любом направлении, куда ни бросишь взгляд. Оно однородно с точностью до одной стотысячной и имеет характеристики, которые отметают множество других предположений, делавшихся для объяснения его происхождения теми, для кого идея горячего Большого Взрыва отвратительна. Нет сомнения в том, что Вселенная когда-то была в высшей степени горячей и в высшей степени плотной.

Теперь мы можем соединить вместе наблюдения и теорию и немного поразмышлять об истории мира. Мы знаем (из решения уравнений Эйнштейна, дающих математическое описание гравитационного поля в присутствии массивного тела, глава 9), как будет меняться масштаб Вселенной со временем в зависимости от сделанного предположения о том, как много вещества она содержит. Мы знаем из определения постоянной Хаббла современную скорость ее расширения и знаем, как температура Вселенной связана с ее масштабом. Откуда мы это знаем? Интенсивность излучения волн различной длины зависит от температуры (вспомним наше обсуждение излучения черного тела в главе 7, рис. 8.3), а длины волн при расширении Вселенной растягиваются, поэтому существует связь между температурой и масштабом. Комбинируя связь температуры с масштабом и изменение масштаба во времени, мы можем определить, как меняется со временем температура Вселенной.

Мы можем развернуть эту связь больше, поскольку знаем из наших лабораторных опытов, какие изменения вызывает температура. Мы знаем, как температура Вселенной, космического горнила, потом печки, а позднее и холодильника, менялась во времени, поэтому у нас есть средства для вывода заключений о том, как свойства Вселенной менялись вскоре после ее рождения. Вообще говоря, высокие температуры заставляют вещи разваливаться, и лишь частицы, которые крепко удерживаются вместе, имеют шанс выжить при них, а частицы, удерживаемые слабо, могут выжить лишь при низких температурах. Мы используем этот принцип в кухне, где жарка и варка помогают расщеплять вещества на более мелкие, более легко усваиваемые, более ароматные молекулы, а замораживание помогает хранить их, замедляя реакции, приводящие к разложению. Температура космоса выполняет похожую кулинарную функцию, но припасы, которые мы готовим в космической печи, есть содержимое самой материи.

«Вскоре после» в последнем параграфе является ни к чему не обязывающим оборотом, требующим расшифровки. Когда диаметр объема, в который была упакована современная наблюдаемая Вселенная, равен величине, называемой планковской длиной, несколько меньшей 200 миллиардно-триллионных метра (то есть 1,6×10 ^{− 35}м, фундаментальная величина, с которой мы встретимся в главе 9), наша современная физика спотыкается. Для изучения событий, происходивших, когда Вселенная была столь компактной, нам нужна квантовая теория гравитации. Такая теория начинает возникать, но сегодня мы так мало уверены в ней, что я выделю эту квантово-палеолитическую эру из нашей истории и рассмотрю ее позже отдельно. Туннель, вырытый нами назад сквозь время, выходит из тумана неведения на планковском времени, около 5,4×10 ^{− 44}с после рождения, когда температура принимала свою планковскую величину примерно 1,4×10 ³²градусов Это было около 15 миллиардов лет назад: не в пределах живой памяти, но и не так ужасно далеко, чтобы невозможно было себе представить. И это в самом деле совершенно замечательно, что так много всего произошло за такое короткое время. Мы не можем, как епископ Ашер с его дотошным анализом Библии, дать точную дату, вроде 23 октября 4004 г. до н.э., полдень, время завтрака [38], но точность нашего определения момента рождения возрастает по мере роста нашего понимания динамики эволюции Вселенной, и мы можем надеяться вскоре пришпилить его с точностью до миллиарда лет или большей.