Текст книги "Физика времени"

Автор книги: Артур Чернин

сообщить о нарушении

Текущая страница: 13 (всего у книги 20 страниц)

Динамика Вселенной

Почему же Вселенная не может быть статической? Почему общее распределение вещества не находится в покое? Почему галактики и скопления не остаются на своих местах, а движутся?

Как мы сейчас увидим, ответ на вопрос, в сущности, очень прост. И чтобы подойти к нему, забудем пока что обо всех «премудростях» общей теории относительности. Попробуем взглянуть на вещи с точки зрения «обычной» механики.

Классическая механика Галилея и Ньютона научила нас, что тело может находиться в покое (или в состоянии равномерного движения) только в том случае, если на него не действуют силы. Или если этих сил две или несколько, но их сумма – равнодействующая – обращается в нуль. Может ли находиться в покое какая-то галактика или скопление? В масштабе общего распределения вещества во Вселенной эти огромные астрономические тела представляются всего лишь точками или, как говорят в механике, точечными массами. На каждую такую массу действует сила всемирного тяготения. Эта сила создается всеми остальными массами во Вселенной. Никаких иных сил в масштабе всего мира просто нет. Силу всемирного тяготения ничто не уравновешивает и, значит, тело, испытывающее ее действие, должно двигаться. Таков физический смысл ответа, который получил Фридман из решения своей задачи: раз есть сила, должно быть и движение.

Казалось бы, все так просто, что об этом можно было догадаться очень давно, хоть на другой день после того, как Ньютон открыл законы движения и всемирного тяготения. И в самом деле, о динамике однородного распределения вещества говорил в 1692 году еще сам Ньютон. В одном письме, которое потом стало знаменитым, он рассуждал о том, как должно вести себя однородное, равномерное распределение вещества, заполняющего всю Вселенную. Ньютон говорил, что вещество может либо сжиматься все в целом, либо распадаться на отдельные сжимающиеся сгустки. Но его интересовала не космология, а космогония. Ему хотелось понять, как образовались планеты, Солнце и звезды. И он считал, что они могли бы сгуститься, сжаться под действием собственного тяготения из разреженной допланетной, дозвездной среды, которая первоначально была равномерно рассеяна по всему пространству Вселенной. Эта идея оказалась чрезвычайно плодотворной – она дала толчок теории происхождения небесных тел, которая и сейчас развивается в этом направлении*).

_{*) См., например, книгу: Гуревич Л. Э., Чернин А. Д. Происхождение галактик и звезд. – М.: Наука, 1983.}

Всего один шаг отделял Ньютона от космологической постановки вопроса. Или даже полшага. Ньютон сказал, что вещество, однородно распределенное по всей Вселенной, может сжиматься как целое. Оставалось сказать, что оно может как целое еще и расширяться.

Остается только гадать, почему Ньютон не упомянул о расширении вещества Вселенной. Может быть, дело в том, что тяготение всегда стремится сблизить тела – на то оно и тяготение, взаимное притяжение. Мяч, выпущенный из рук, падает на Землю под действием ее притяжения. На падение мяча похоже и сжатие однородного вещества: это примеры движения в том направлении, в котором действует сила тяготения. Но разве запрещено движение против силы тяготения?

Мяч может лететь и вверх, если его подбросить. Летит вверх, преодолевая земное тяготение, и космическая ракета. Движение происходит против силы тяготения просто потому, что так была направлена вначале скорость этих тел. Все дело в начальной скорости, в ее направлении.

И это справедливо также для однородного вещества Вселенной. Если начальные скорости всех масс направлены к их взаимному сближению, происходит общее сжатие вещества. Если же эти скорости направлены так, что с самого начала массы удаляются друг от друга, происходит общее расширение. В обоих случаях, конечно, сила тяготения стремится сблизить массы. Поэтому она ускоряет сжатие и тормозит расширение.

Как мы видим, динамика космологического расширения не таит в себе ничего особенно загадочного. Хотя она была открыта на основе общей теории относительности, по самой своей физической сути она может быть осмыслена и в рамках классической механики. Интересно, что не только общие принципиальные черты, но даже и конкретные математические законы космологического расширения можно получить из решения соответствующей задачи в классической механике. Что и было сделано, но не во времена Ньютона, а через 10 лет после Фридмана, английскими теоретиками Э. Милном и В. Мак-Кри, знавшими уже законы фридмановской космологии.

Космическое время

Во все времена люди смотрели на небо, на мир звезд как на нечто незыблемое и вечное. Небо и в самом деле неизменно, но только если судить о нем по нашим обычным, человеческим меркам. Например, следя за небом хоть всю жизнь, не заметишь никаких изменений в очертаниях созвездий. Не уловить и изменений в расстояниях до галактик или скоплений. Перемены на небе происходят слишком медленно, чтобы их можно было увидеть на глаз. Здесь требуются совсем другие мерки времени, значительно превышающие дни, годы, наш собственный возраст.

За какое же время может произойти значительное изменение расстояний между галактиками в расширяющейся Вселенной? Сколько времени требуется для того, чтобы эти расстояния возросли, скажем, вдвое по сравнению с современными?

Об этом можно судить на основании теории Фридмана и наблюдений Хаббла. Согласно теории, скорость взаимного удаления двух галактик прямо пропорциональна расстоянию между ними. Наблюдения позволяют определить и коэффициент пропорциональности в этой зависимости. Он называется постоянной Хаббла и по современным данным составляет от 50 до 75 километров в секунду на мегапарсек. (Такая размерность удобна в астрономии. Напомним, что 1 парсек равен 3 • 10¹³ км; 1 мегапарсек равен 1 миллиону парсек.) Значение постоянной Хаббла определено пока не слишком точно из-за трудностей в измерении расстояний до небесных тел.

Итак, скорость удаления одной галактики от другой равна постоянной Хаббла, умноженной на расстояние между галактиками. Эта зависимость называется законом Хаббла.

Пусть, например, расстояние между какими-то двумя галактиками составляет 100 мегапарсек. Тогда по закону Хаббла одна из них убегает от другой со скоростью 5 тысяч километров в секунду. (Мы воспользовались здесь значением постоянной Хаббла на ее нижней границе, что, кажется, ближе к истине.) Немалая скорость, но она все же еще довольно далека от скорости света *).

_{*) Именно поэтому, кстати, и допустимы законы классической механики в наших рассуждениях (см. выше) о динамике космологического расширения.}

Если скорость составляет 5 тысяч километров в секунду, то через секунду расстояние между галактиками увеличится на 5 тысяч километров. Это сравнимо с радиусом Земли; для галактик такие расстояния совершенно незначительны.

Но за какое время галактика, двигаясь с той же скоростью, отойдет еще на 100 мегапарсек, удвоив тем самым первоначальное расстояние до нее? Время движения найдем делением пути на скорость. Если 100 мегапарсек, то есть 3 • 10²¹ км, разделить на скорость 5 • 10³ км/с, получим 6 • 10¹⁷ с, что составляет примерно 20 миллиардов лет.

Это огромное, поистине космическое время, которое и вообразить себе нелегко. Что с ним сравнится? Только другие астрономические времена. Например, возраст Земли или Солнца, который близок к 5 миллиардам лет. Самым старым звездам Галактики около 14 миллиардов лет. Свет от самых далеких из наблюдаемых небесных тел (квазаров) идет к нам около 15 миллиардов лет. Никакие длительности, известные современной науке, не превосходят космическое время.

Можно заметить (это видно из закона Хаббла), что найденное нами время удвоения расстояния между галактиками равно просто обратной величине постоянной Хаббла. Поэтому оно относится не только к тому конкретному примеру, который мы рассмотрели. Оно характеризует в действительности космологическое расширение в целом. Оно окажется тем же самым для любой пары галактик, каково бы ни было наблюдаемое исходное расстояние между ними.

Космическое время дает нам представление о темпе изменений, происходящих в мире галактик. Это мера длительностей, присущих Вселенной как огромной физической системе. Это время в космическом масштабе.

Вселенная и мир

Мы познакомились с астрономической картиной мира, с пространственными масштабами видимой Вселенной, достигающими 10—15 миллиардов световых лет. Мы узнали и о космическом времени, о времени космологического расширения, составляющем примерно 20 миллиардов лет. Таковы горизонты Вселенной в пространстве и времени.

Но что лежит вне этих пространственно-временных границ? Это труднейший вопрос, выходящий пока что за рамки возможностей космологии. Тем не менее поиски ответа на него уже ведутся. И хотя было бы преждевременным вдаваться сейчас в какие-то подробности, несколько слов об этом все же стоит сказать. Начнем с того, что поточнее определим некоторые исходные понятия.

Как мы знаем, всю область пространства, доступную непосредственным наблюдениям, принято называть Метагалактикой. Ее пределы очерчиваются дальностью действия современных астрономических инструментов. Мы говорили выше также и о Вселенной, о мире. Эти два слова были для нас до сих пор просто синонимами. Это не мешало никаким рассуждениям. Но теперь полезно разграничить их значения. Договоримся о следующих определениях.

Будем считать Метагалактику частью Вселенной, а Вселенную – частью мира. Под Вселенной будем понимать область мира, которая включает в себя Метагалактику и обладает тем же строением, что и Метагалактика. Например, Метагалактика однородна по своему пространству. Так вот и Вселенную мы будем считать однородной. Вселенная занимает всю ту область, где сохраняются это и другие свойства, известные нам по Метагалактике. Очевидно, что прямыми наблюдательными сведениями о всей Вселенной в целом мы не располагаем. В частности, наблюдения не могут сказать нам, сколь далеко она простирается.

Что же касается мира, то будем считать, что он, вообще говоря, больше Вселенной. Ведь у нас нет никаких оснований утверждать, что весь мир устроен подобно Метагалактике или Вселенной. Будь это так, Вселенная и мир просто бы совпадали. Но это был бы всего лишь частный случай. Самая же общая мыслимая возможность состоит в том, что в мире имеются и другие области, строение которых отличается от строения Вселенной.

Не ограничивая себя одним лишь частным случаем, предусмотрим для мира возможность разнообразия. Не станем, по крайней мере, отрицать его с самого начала. Не будем исключать, что в мире имеется не одна Вселенная, а несколько, много или даже бесконечное число самых различных вселенных *).

_{*) Наша Вселенная пусть пишется с большой буквы, а все остальные – с малой.}

Но вот в чем особенность космологии как науки о Вселенной, науки о мире. Другие вселенные, помимо нашей собственной, вряд ли когда-нибудь удастся непосредственно наблюдать. Скажем даже сильнее: мы их никогда не увидим. Это, однако, не должно стеснять научную мысль. Пусть не впрямую, пусть только теоретическими методами, но другие вселенные тоже можно сделать предметом изучения. И тогда они откроются, можно сказать, нашему мысленному взору.

Космология Фридмана и Хаббла – наука о Вселенной. Именно в таком точном смысле ее и следует понимать. Это учение о свойствах пространства-времени, о динамике вещества в Метагалактике и Вселенной, но не во всем мире. Эта область космологии успешно развивается после Фридмана и в теоретическом, и в наблюдательном отношении**).

_{**) См., например, книги: Вайнберг С. Первые три минуты.– М.: Энергоатомиздат, 1983 и Новиков И. Д. Эволюция Вселенной. – М.: Наука, 1984.}

Наука о мире, если мир не ограничивается одной лишь Вселенной, делает только первые шаги. Но в самом общем виде идея множественности вселенных высказывалась уже 30 – 40 лет назад. Тогда об этом писал – и даже в Большой Советской Энциклопедии – старейший советский космолог А. Л. Зельманов. Сейчас говорят о возможных обобщениях фридмановской космологии***), ставят ряд новых принципиальных вопросов о Вселенной и мире.

_{***) Об этом можно прочитать в научно-популярных статьях, опубликованных в сборнике: Прошлое и будущее Вселенной.– М.: Наука, 1986.}

Среди этих вопросов – один, можно сказать, самый простой и даже наивный: почему наша Вселенная устроена именно так, а не иначе? Например, почему она однородна и изотропна?

Если Вселенная существует, как говорится, в единственном экземпляре, этот вопрос большого смысла не имеет. Что на него можно ответить? Нужно, наверное, отвечать примерно так: законы природы запрещают для Вселенной иные возможности. Но что это за «иные возможности»? О них ничего не скажешь, потому что они не существуют в природе. То есть выходит, что Вселенная такова, как она есть, потому что она такова, как она есть.

Но с точки зрения множественности вселенных этот вопрос уже приобретает смысл. Другие вселенные – это «иные возможности», существующие в мире на равных с той одной, которая нам известна. Следует тогда изучать весь набор этих возможностей, чтобы увидеть среди них роль и место нашей Вселенной со всеми ее отличительными чертами. И не только такими, как однородность и изотропия в крупном масштабе, а скажем, еще и возможность жизни и разума, изучающего среди прочего общее устройство мира.

Как это ни странно на первый взгляд, на наш наивный, но в действительности важнейший вопрос о Вселенной не исключен, быть может, и такой ответ: Вселенная такова, как она есть, потому что в мире существуют другие вселенные, совсем не похожие на нее.

ГЛАВА 11
ВОЗРАСТ ВСЕЛЕННОЙ

Первая дата, занесенная в русскую летопись,– год 6360. «...Отселе почнем и числа положим», как говорится в «Повести временных лет»*). В старом русском календаре, заимствованном из Византии и бывшем у нас в ходу до петровской реформы 1700 года, счет времени велся «от сотворения мира». Это «событие» приходится на 5509 год до нашей эры. Если так считать, то возраст мира в 1987 году составляет 7496 лет.

_{*) О смысле, который имеет здесь слово временных, немало спорили; оно встречается в древней русской литературе очень редко. По мнению академика Д. С. Лихачева, временных значит прошедших, минувших. Если так, то, как видно, был когда-то у слова время крен в сторону прошлого и его значение не вполне равномерно распространялось на прошлое, настоящее и будущее (ср. сказанное об этом слове в главе 1).}

Сотворение мира – излюбленная тема древних легенд, сказок, мифов, известных в ранней истории разных народов. Некоторые из таких «космогонических легенд» стали частью религиозных верований, сохранившихся и до сих пор. Но каков не поэтический или мифологический, а научный взгляд на происхождение Вселенной? Каков возраст Вселенной? И что в действительности под этим нужно понимать?

Сингулярность

Когда-то существовали хитроумные часы – астрариум, о которых мы упоминали в главе 3. Это была Вселенная в миниатюре: часы воспроизводили видимые движения по небу Солнца, Луны, планет. Если запустить астрариум не в «реальном времени», а в ускоренном, можно увидеть будущее Солнечной системы – положения светил на часы и годы вперед. А запустив эту модель Вселенной в обратную сторону, против часовой стрелки, можно было бы наблюдать прошлое Солнечной системы.

Космология Фридмана – это тоже модель, физико-математическая модель Вселенной в масштабе всей системы галактик и скоплений. Как и астрариум, она способна оживить для нас прошлое Вселенной, рассказать о ее будущем. Она воспроизводит не детали, не индивидуальные движения отдельных галактик или скоплений. Модель дает представление об общей динамике Метагалактики. Она показывает нам крупномасштабную картину мира в движении. На этой картине галактики и скопления выглядят лишь точками. Космологическое расширение растягивает картину во все стороны, и галактики на ней «разъезжаются» друг от друга.

Что же эта модель Вселенной говорит о прошлом? Если галактики разбегаются, то раньше они были ближе друг к другу. Чем дальше в прошлое, тем теснее они располагались в пространстве.

Космологическая модель, обращенная в прошлое, – это как кинофильм, просматриваемый от конца к началу. И если уйти достаточно далеко вглубь времен, мы обнаружим, что галактики составляли все вместе как бы газ; но «частичками» этого газа были не атомы или молекулы, а сами галактики. И вся Вселенная была сплошь заполнена этим «газом» галактик.

Как и для обычного газа, самой важной физической величиной, характеризующей «газ» галактик, является плотность. Плотность есть масса, приходящаяся (в среднем) на единицу объема. В соответствии с общей однородностью Метагалактики, эта плотность всюду одинакова. Она лишь меняется со временем – убывает в ходе космологического расширения.

Но «запущенная» в сторону прошлого модель Фридмана показывает нам Вселенную не расширяющейся, а сжимающейся. Космическая плотность при этом непрерывно нарастает*). Она становится все больше и больше, пока не станет... бесконечно большой. И тут наш воображаемый фильм о Вселенной обрывается – модель Фридмана «отказывает».

_{*) Конечно, по ходу этого воображаемого сжатия галактики рано или поздно «перемалываются» и все их вещество превращается уже в настоящий, обычный газ, равномерно распределенный по всему пространству.}

Действительно, история Вселенной, воспроизводимая теорией Фридмана, не продолжается сколь угодно далеко в прошлое. У нее есть начало – момент, когда космическая плотность принимала неограниченно большое, бесконечное значение. Это трудно вообразить, но в тот же самый момент все расстояния во Вселенной и ее собственные размеры были равны... нулю. И все вещество Вселенной было сжато в точку. Из этой «начальной точки» и взяло старт космологическое расширение, которое продолжается до сих пор.

Начальное состояние бесконечной плотности называется космологической сингулярностью (сингулярность значит особенность). И верно, это состояние совершенно необычно и исключительно.

Но бесконечность – понятие математическое, а не физическое. Если в математических формулах, описывающих физическое явление, возникает бесконечность, для физики это сигнал тревоги. Это значит, возникает нечто совсем особенное, что данная теория не в состоянии верно описать. Теория становится в тупик.

В истории физики такое уже бывало. Например, формулы аэродинамики давали когда-то бесконечно большое сопротивление воздуха в случае если скорость летательного аппарата приближается к скорости звука. Но сверхзвуковые самолеты летают, и никаких бесконечностей при этом не заметно. Дело здесь в появлении нового эффекта – ударной волны – при переходе через звуковой барьер. Прежние формулы аэродинамики не допускали ударных волн. Отсюда и сигнал математики – в теории что-то неладно.

Как только ударные волны были приняты во внимание, все стало на свои места, и сопротивление воздуха оказалось по новым расчетам хотя и сравнительно большим, но отнюдь не бесконечным.

О чем же сигнализирует космологическая бесконечность? Несомненно, она указывает нам предел, границу применимости модели Фридмана. Скорее всего, в области сингулярности становится неприменимой и сама общая теория относительности. Но какая новая физика кроется здесь за бесконечностью? Возможно, это физика квантовых явлений, известных в мире мельчайших тел природы – атомов, ядер, элементарных частиц. Не зря же все размеры стягиваются в сингулярности или вблизи нее чуть ли не в точку: самое большое становится самым малым.

К этому вопросу мы еще вернемся в главе 13, где речь пойдет о квантовом подходе к космологической сингулярности. Скажем заранее, что он обещает ликвидировать бесконечность в значении космической плотности.

Нуль времени

Обратимся к основному вопросу этой главы – что считать возрастом Вселенной. В современной физике под этим понимается время, истекшее после космологической сингулярности. С сингулярности начинается история нашей Вселенной. Это для нее естественный нуль времени.

Но это не начало всего мира. Если стоять на точке зрения множественности вселенных, это только первое событие в жизни одной из многих (или даже бесчисленных) областей мира. Да и само космологическое расширение с этой точки зрения – всего лишь эпизод в общем потоке мировых событий. Но для нас это самое грандиозное из доступных наблюдению явлений природы.

Сколько же времени прошло от космологической сингулярности до современной эпохи? После того что мы уже знаем о космологическом расширении, ответить на этот вопрос не так уж трудно.

В предыдущей главе мы видели, что галактикам требуется примерно 20 миллиардов лет, чтобы увеличить вдвое расстояния, которые их сейчас разделяют. А сколько времени потребовалось для того, чтобы они достигли сегодняшних расстояний? Можно рассуждать так. Если известно расстояние между двумя данными галактиками и скорость удаления одной из них от другой, то время, затраченное на то, чтобы пройти это расстояние, найдется делением расстояния на скорость. Вспомним снова закон Хаббла: скорость удаления есть постоянная Хаббла, умноженная на расстояние. Отсюда отношение расстояния к скорости получается равным обратной величине постоянной Хаббла. То есть мы снова получили 20 миллиардов лет. Это и не удивительно, так как и прежде, и сейчас мы проделывали по сути одно и то же арифметическое действие.

Стоит, может быть, заметить, что наша оценка времени – и здесь, и в главе 10 – должна считаться, строго говоря, лишь приближенной, ориентировочной. Действительно, мы находили время движения простым делением пути на скорость. Но это законно только тогда, когда движение происходит с постоянной скоростью. Мы же знаем, что во Вселенной действует тяготение, стремящееся затормозить расширение, уменьшить скорости галактик. В прошлом скорости их разбегания были больше, чем сейчас. Поэтому на прохождение данного пути каждой галактике потребовалось несколько меньше времени, чем по нашей простой оценке.

Теория Фридмана, учитывающая все особенности динамики, позволяет сделать точный расчет времени, протекшего от сингулярности. Но результат не слишком сильно отличается от нашей оценки – время сокращается не более чем на одну треть. Скорее всего, оно заключено в пределах от 15 до 18 миллиардов лет.

Остающаяся небольшая неопределенность связана с тем, что в теории Фридмана для вычисления возраста Вселенной требуется не только лишь значение постоянной Хаббла. Результат вычисления зависит еще и от космической плотности вещества в современную эпоху. А она известна сейчас не слишком точно (мы еще обратимся к этой величине немного позднее).