Заключение

В современной науке имеется возможность ставить во­прос не только о происхождении звезд и планет, как это дела­ли Лаплас, Джинс и т. д., но и о происхождении всей Метага­лактики в целом. Вернее, не о происхождении, а о развитии нашей Вселенной из некоторой стадии, называемой дозвездной. Такая широкая постановка проблемы подготовлена ра­ботами А. А. Фридмана. Его космологическая работа привела к возникновению космогонии — науки о прошлом и будущем Метагалактики.

Поскольку трудно сейчас сомневаться в расширении Вселенной, ибо его пользу говорит наблюдение, всякий ученый, выдвигающий какую-либо теорию об эволюции Метагалакти­ки, обязан считаться с тем очень вероятным предположением, что когда-то Метагалактика находилась в состоянии колоссальной плотности.

Найти, какие процессы должны происходить в сверхплот­ной Вселенной, и затем доказать, что эти процессы приводят именно к такой структуре мира, которую мы наблюдаем сейчас, — идеал всякого физика и астронома. Разумеется, одной теорией относительности здесь ограничиться нельзя — необходим учет законов взаимодействия элементарных частиц. Можно сказать, что современная космогония покоится на двух ки­тах — на теории расширяющегося мира Фридмана и на ядер­ной физике. Пробным камнем для космогонии служит суще­ствующее сейчас распределение во Вселенной атомов. Почему среди них преобладают водородные атомы? Откуда в земной коре такое огромное количество химических элементов — прак­тически вся менделеевская таблица? На эти вопросы может дать ответ именно теоретическое рассмотрение сверхплотной фазы Метагалактики, периода, когда ядерные реакции шли гораздо активнее, чем сейчас, из-за близости частиц друг к другу.

Если подходить к проблеме строго, то никакая теория эво­люции мира не оставит полного удовлетворения. Ведь объяс­нить какой-то этап развития мира — значит описать точными методами науки, каким образом этот этап возник из предыду­щего. Но из чего развился предыдущий? Такой вопрос можно ставить последовательно сколько угодно раз. Однако наука не сдвинулась бы с места, если бы она занималась лишь та­кими проблемами, которые допускают окончательное и всеохватывающее решение.

«Детские» вопросы — головокружительные каскады «отку­да» и «почему», идущие бесконечной чередой, не должны сму­щать ученого, который отчетливо понимает, что всякое науч­ное достижение есть лишь шаг в направлении истины. Поэто­му любая космогоническая гипотеза наших дней вынуждена останавливаться на определенной (более или менее ранней) стадии развития Метагалактики, принимать существование этой стадии как постулат, как нечто, данное извне, и говорить: «Дальше в прошлое моя компетенция не распространяется», и конечно, чем более удаленной от нас во времени окажется эта постулированная стадия, тем теория лучше.

В XIX и в начале XX века ученые много времени уделяли проблемам происхождения планетных систем. При этом существование звезд предполагалось вечным и не нуждающимся в объяснении. Дальше, с развитием астрономии, появи­лись работы, в которых содержались попытки описать гранди­озные процессы формирования звезд из водородных протяжённостей ничтожной плотности. И, наконец, сравнительно недавно постулированная фаза Вселенной была отодвинута на несколько миллиардов лет назад — в тот период, когда не бы­ло еще ни звезд, ни спиральных систем, а вся материя Мета­галактики была сжата в плотный, почти однородный клубок.

Космогонические1теории, касающиеся дозвездной стадии мира, были выдвинуты физиками-теоретиками СССР и США. Хотя подсчеты во всех случаях проводились лишь приблизи­тельно, общее объяснение многих структурных особенностей нашего мира было дано. Эти работы открыли нам основные черты эволюции Вселенной, нарисовали величественную и впе­чатляющую картину формирования той Метагалактики, которую мы видим сейчас, глядя на небо.

Интересно, что ценность этих теорий только наполовину зависит от типа модели — ведь будь она закрытой или откры­той, все равно в прошлом имелся период огромной плотности материи. Различие в поведении двух фридмановских миров относится лишь к будущему, а не к прошлому.

Физики начинают свое объяснение эволюции мира закры­того типа с того момента, когда Метагалактика занимала ничтожный объем — буквально несколько кубических санти­метров. Таким образом, делается попытка проследить за раз­витием Вселенной как бы с момента её рождения.

Как давно началось развитие нашей Метагалактики из сверхплотной фазы? Об этом кое-что может сказать экспери­мент. Астрономы измерили так называемую постоянную Хаббла, характеризующую современный темп расширения Все­ленной. Постоянная эта равна 75 км/сек на миллион парсе­ков, т. е. на три миллиона световых лет. Это значит, что галак­тика, находящаяся сейчас от нас на расстоянии в три милли­она световых лет (вдвое дальше спиральной туманности Ан­дромеды), убегает от Млечного Пути со скоростью в 75 км/сек. Нетрудно вычислить, что если пренебречь в первом приближе­нии изменением темпа расширения, эта галактика была рядом с нами сорок миллиардов лет назад2. Поправка на то, что рань­ше разбегание было более быстрым, снижает полученную цифру возраста Метагалактики.

Космогонические гипотезы пытаются с помощью расчета проследить за возможным ходом расширения Вселенной на первом этапе и объяснить, исходя из особенностей этого расширения, известные сейчас свойства мира.

Первым автором такого рода гипотезы был американский ученый Джордж Гамов. Он предложил следующую картину: в начальной стадии, когда радиус кривизны Вселенной состав­лял несколько сантиметров, существовали только нейтроны. Температура мира была сравнительно низкой, т. е. лучистой энергии в нем практически не было.

Гипотеза «нейтронного начала мира» возникла, по-видимому, из желания сохранить только одну частицу в качестве основной, первозданной. Такой частицей может быть лишь нейтральная — ведь Вселенная в целом не имеет электрического заряда. Тот же факт, что современная Вселенная состоит в основном из водорода, не смущал на первых порах — ведь свободные нейтроны распадаются со временем жизни около тысячи секунд на протоны, электроны и антинейтрино. Протон же с электроном может образовать атом водорода — когда Вселенная достаточно расширится и частицам «станет посвобод­нее».

Но более подробный расчет показал, что раньше чем все нейтроны распадутся, неизбежно возникнет путающая все карты реакция между уже родившимися протонами и еще не распавшимися нейтронами. Последовательность ядерных превращений, охватывающих все вещество Вселенной за какие-то считанные минуты, приведет к возникновению большого про­цента гелия и других элементов тяжелее водорода. Эти эле­менты будут стабильными и потом, когда мир расширится, уже не смогут превратиться снова в водород. Таким образом, здесь возникает грубое несоответствие с данными наблюде­ний о составе звезд и галактик.

Красивая, на первый взгляд, теория о возникновении Все­ленной из сверхплотной нейтронной жидкости оказалась не­состоятельной.

Дальнейший шаг сделал академик Я. Б. Зельдович. Раз­мышляя над противоречиями космогонических теорий, он при­шел к идее, что многие из этих противоречий снимаются, если допустить существование в начальной стадии мира частиц трех сортов: протонов, электронов и нейтрино.

Нейтрино является фермионом — такой частицей, которая подчиняется запрету Паули: не может существовать двух ча­стиц с одинаковыми параметрами, определяющими положение частиц, ее скорость и энергию. Фермионы можно мыслить се­бе расположенными в некотором фазовом пространстве (от обычного пространства оно отличается тем, что в нем, помимо трех координатных осей, описывающих местонахождение, име­ются еще оси, на которых откладываются импульсы), состоя­щем из отдельных ячеек, клеточек. В каждой ячейке, согласно принципу Паули, может находиться только одна частица.

Когда Вселенная занимала ничтожный объем и состояла из равных между собой количеств первочастиц — электронов, протонов и нейтрино, последним частицам уйти было некуда. Ведь вся Вселенная в целом является замкнутой, из нее ничего не уходит и в нее ничего не входит извне. Количество нейтрино на сверхплотной стадии было столь большим (на единицу объема) и нейтрино имели такую высокую энергию, что все ячейки фазового пространства вплоть до энергии  в 400 миллионов электроновольт были заняты. Но для реакции объединения протона и электрона в нейтрон необходимо из­лучение нейтрино именно в этом диапазоне энергий. По прин­ципу Паули, такого излучения быть не могло, а, следовательно, не могла идти реакция образования нейтронов. Протоны и электроны сохранились из-за мощного нейтринного фона, по­давляющего реакцию слияния между ними.

Итак, наличие энергичных нейтрино «сохранило жизнь» электронам и протонам — тому, из чего состоит в основном наш мир. Но что же произошло дальше, когда нейтрино из-за расширения мира стали терять энергию и в фазовом пространстве стали освобождаться ячейки? В этот момент было уже не страшно — электроны и протоны разошлись достаточно дале­ко, и их объединение в нейтроны стало маловероятным из-за недостаточной плотности вещества. Благодаря экранирующе­му действию нейтрино мир остался водородным.

Сколько же времени длилось это экранирование? Как дол­го нужно было «спасать» протоны и электроны?

Если считать, что справедливо точное решение Фридмана, то изменение плотности Вселенной со временем шло такими темпами: через одну десятитысячную долю секунды после образования Метагалактики ее плотность была равна плотно­сти ядерного вещества, т. е. один кубик материи весил сто миллионов тонн. Через три минуты плотность упала уже до плотности платины, через пятнадцать минут — до плотности воды. Прошло десять часов, и мир стал столь же разрежен­ным, как воздух в вашей комнате. И, наконец, сейчас, по про­шествии миллиарда лет, Вселенная имеет в среднем несколь­ко протонов на кубический сантиметр (это говорится в том смысле, что если бы распределить все звездное вещество рав­номерно по пространству, то в каждом кубическом сантиметре мы нашли бы лишь несколько атомов — в мире был бы вакуум намного более высокий, чем достижимый сейчас в лучших ла­бораториях).

Так вот, нейтринный фон должен был заглушать реакцию образования нейтронов лишь до тех пор, пока плотность ве­щества Вселенной не стала меньше ста тонн на кубический сантиметр — дальше слияние протонов и электронов уже не могло иметь заметную вероятность, так как эти частицы до­статочно удалились друг от друга. В пересчете же на время это составляет одну десятую секунды!

Описанная гипотеза Я. Б. Зельдовича помогла объяснить некоторые наблюдаемые свойства нашей Метагалактики. Од­нако, несмотря на достигнутые в космогонии успехи, можно сказать, что громадная работа по проникновению в тайну мироздания, основанная на идее Фридмана об эволюциони­рующей Вселенной, фактически только начинается.

• 1. Терминологическая неточность. Здесь и далее правильнее употреблять термин "космологические" — прим. админа.
• 2. Эта оценка неправильная. В качестве возраста Вселенной принимается величина, обратная постоянной Хаббла. Полагая, что она равна 75 км/сек на Мпк, получим примерно 13 миллиардов лет, что близко к современным оценкам возраста Вселенной. — Прим. админа.