П. Девис

(Девис П., современный английский астрофизик)

Краткая история Вселенной

Как в общих чертах описано в разд. 1.1, наиболее общепринятая космологическая модель основана на концепции расширения Вселенной из сингулярного состояния. Судя по современной скорости расширения Вселенной, оно началось примерно 15 или 20 млрд. лет назад, и эта оценка возраста подтверждается независимыми методами определения возраста старейших звезд.

По мере расширения Вселенной длина волны любого электромагнитного излучения, распространяющегося в пространстве, растет, а частота уменьшается. Этот эффект проявляется, например, в смещении линий в спектрах далеких галактик к красному концу – знаменитом космологическом красном смещении.

Раннюю Вселенную, таким образом, можно характеризовать последовательностью эпох. Самая ранняя эпоха продолжалась около 10^-43 с, т. е. возраст Вселенной составлял около одной планковской единицы времени. В пределах этой так называемой эпохи Планка, вероятно, были значительными эффекты квантовой гравитации, приводившие к распаду структуры пространства-времени (разд. 2.2). Пока еще не разработана надежная теория квантовой гравитации, поэтому невозможны подробные исследования эпохи Планка.

В конце эпохи Планка температура была, вероятно, около 10³²К и присутствовали только элементарные строительные блоки вещества, плотность же была колоссальной – 10⁹⁷кг/м³. По мере падения температуры из строительных блоков (кварков?) образовывались адроны. При дальнейшем понижении температуры большинство этих адронов последовательно аннигилировали со своими античастицами. Частицы, которые избежали аннигиляции, являясь нестабильными, в конце концов распались.

Примерно через одну микросекунду после начала расширения вещество Вселенной состояло только из более легких частиц: протонов, нейтронов, электронов, мюонов, пионов и их античастиц, а также из нейтрино, фотонов и гравитонов. Тяжелые же частицы, например содержащие странный и очарованный кварки, к этому времени исчезли. Примерно через 10^-6 с. после начала расширения температура стала слишком низкой, чтобы поддерживать существование антипротонов и антинейтронов. Примерно при 10^-3 с. аннигилировали мюоны. Наконец, приблизительно через секунд в результате аннигиляции исчезли позитроны и остались только нейтроны, протоны, электроны, нейтрино, фотоны и гравитоны.

Температура продолжала снижаться, и тепловая энергия упала ниже энергии связи сложных ядер, позволяя протонам и нейтронам объединиться. Вычисления показывают, что в этом первичном синтезе ядер образовалось около 25% (по массе) гелия, а остальное вещество почти полностью состояло из свободных протонов. Через несколько минут температура была уже слишком низкой для дальнейших реакций синтеза ядер, и успело образоваться за это короткое время лишь очень немного ядер тяжелее, чем ядра гелия.

Постепенное охлаждение продолжалось, но его темп уменьшался со временем (dT/dt  t^-3/2), так что потребовалось около 10⁵ лет, прежде чем температура достигла примерно 10⁴ К. При этой температуре свободные протоны и электроны рекомбинировали, образовав атомарный водород. На этой стадии вещество стало прозрачным для излучения, и с того времени вещество и излучение в значительной степени разъединились.

В конце концов охлаждавшийся газ образовывал облака, из которых возникли протогалактики. Области повышенной плотности притягивали дополнительное вещество, и их сила тяготения увеличивалась. Медленное сжатие этих протогалактик протекало под действием самогравитации. Одна за другой сменялись последовательные стадии фрагментации, и в конце концов в газовых облаках начался процесс звездообразования. Поскольку эти облака (протозвезды) cжимались, происходило постепенное разогревание протозвезд до тех пор, пока температуры центральных областей не поднимались достаточно высоко (несколько миллионов градусов), чтобы начались термоядерные реакции. С началом выделения ядерной энергии сжатие прекращается, так как температура и давление в центре возрастают и уравновешивают силу гравитации. В конце концов протозвезды обретают равновеcие, образуя объекты, которые мы называем звездами.

Рассмотренные в предыдущих двух главах удивительные совпадения и, по-видимому, случайная согласованность ряда величин производят впечатление, будто «происходит» что-то необыкновенное. В начале гл. 4 было сделано замечание о том, что, по-видимому, действует скрытый принцип, организующий Вселенную определенным образом. Как иначе объяснить, что энергия расширения Вселенной не только согласована с ее гравитационной энергией, обеспечивая существование Вселенной по крайней мере в течение времени в 10⁶⁰ раз большего, чем длительность естественной планковской единицы времени, но и согласована подобным же образом всюду в пространстве-времени, даже в причинно не связанных областях? Как еще объяснить почти полное равенство (с точностью до знака) _q и _b или полную изотропию?

Несмотря на очевидную необходимость открыть на основе фундаментальной физики космический принцип, способный объяснить эти поистине чудесные особенности, а также удивительные совпадения физики микромира, обсуждавшиеся в гл. 3, такой принцип не был еще предложен. Единственная систематическая попытка научно объяснить кажущуюся таинственной структуру физического мира основывается вовсе не на фундаментальной физике, а на биологии. Эта система аргументов обращается к неопровержимому и тем не менее на первый взгляд не относящемуся к делу свойству Вселенной – существованию разумной жизни на Земле.

Обычно в физике “наблюдатель” не принимается во внимание. Как правило, полагают, что мы здесь просто “на прогулке”. Некоторые ученые подвергли сомнению это предположение, считая, что строение физического мира неотделимо от обитателей, наблюдающих его, в самом фундаментальном смысле. Они утверждают, что действительно существует некий принцип, осуществляющий невероятно тонкую подстройку Вселенной. Но это не физический, а антропный принцип.

Антропный принцип

Предыдущие главы должны были убедить читателя в том, что строение физического мира определяется рядом наблюдаемых числовых совпадений. Многие из основных свойств Вселенной определяются, в сущности, значениями фундаментальных постоянных природы, таких, как G, , m_p и т. д. Эти свойства были бы совершенно иными, если бы перечисленные постоянные имели значения, хотя бы слегка отличающиеся от наблюдаемых. Ясно также, что для возникновения Вселенной, хотя бы отдаленно походящей на наблюдаемую, должны удивительно сложным образом взаимодействовать многие, явно не связанные между собой области физики.

Все это побуждает задать вопрос: почему из бесконечной области всевозможных значений фундаментальных постоянных и из бесконечного разнообразия начальных условий, которые могли бы существовать в ранней Вселенной, реализуются величины и условия приводящие к вполне конкретному набору весьма специфических особенностей, которые мы и наблюдаем? Безусловно, Вселенная – весьма специфический объект: чрезвычайно однородная в большом масштабе, но все-таки не настолько, чтобы не могли образоваться галактики; с очень низкой энтропией, приходящейся на один протон, и, следовательно, достаточно холодная для химических реакций; с практически равным нулю космологическим отталкиванием, и со скоростью расширения, согласующейся с энергосодержанием с невероятной точностью; с значениями постоянных взаимодействия, позволяющими существовать ядрам, однако не допускающими выгорания всего космического водорода, и многими не менее очевидными случайностями.

На эти совпадения обращали внимание многие ученые. На Эддингтона и Дирака произвело весьма сильное впечатление появление числа 10⁴⁰ в различных соотношениях (разд. 4.1), и они построили детально разработанные физические теории, чтобы объяснить эти совпадения. Эддингтон пытался вывести число 10⁴⁰ как следствие новых фундаментальных физических принципов, а Дирак предположил, что это большое число зависит от времени, причем G t^-1. Впоследствии теория Дирака более детально разрабатывалась П. Иорданом (и самим Дираком). Иордан также пытался объяснить отношение (4.3) путем радикального отхода от общепринятой физики. Позднее Картер обратил внимание на то, что он называл “замечательным совпадением” отношения (3.9), которое определяет, что типичные звезды лежат в пределах между голубыми гигантами и красными карликами.

На многих произвело сильное впечатление то, что даже существование разумных существ сильно зависит от структуры физического мира, который они изучают. Эти авторы утверждают, что если бы любое из точно отрегулированных условий, обсуждавшихся в предыдущих главах, было нарушено, то жизнь, точнее, известная нам форма жизни была бы невозможна.

Картер замечает: “Существование любого живого существа, подходящего в качестве наблюдателя, будет возможно только при вполне определенных сочетаниях параметров”. Дж. Барроу сформулировал проблему несколько иначе: “Уже само наше существование влечет за собой строгий отбор типов Вселенной, которую мы могли бы познавать”. В статье, которая начинается с весьма примечательного предложения “Мы существуем”, Нанопоулос также придает важное значение отношению числа фотонов к числу протонов во Вселенной. “Наше существование, – утверждает он, – накладывает сильные ограничения на это отношение”.

Комментарий Картера, по существу, означает, что если бы фундаментальные параметры имели другие численные значения, то нас бы не было и некому было бы комментировать этот факт. Но заявления Барроу и Нанопоулоса более определенны. А именно, что из нашего существования вытекает ограничение на возможную структуру Вселенной, в некотором смысле человек даже “выбирает” ее – идея, сформулированная Джоном Уилером следующим образом: “Вот человек, следовательно, какой же должна быть Вселенная?”

Высказывание Б. де Витта можно рассматривать как поддержку каждой из альтернатив в умышленно двусмысленной и сжатой фразе: “Мир, в котором мы живем, есть мир, в котором живем мы”.

Такие взгляды получили название антропного принципа. С годами для многих этот принцип стал очень емким. До обсуждения различных его толкований полезно привести пример проявления его в самом подходящем случае, когда нельзя отрицать связь существования человека с проблемой.

Девис П. Случайная вселенная. М., 1985. С. 41-47, 132-135.