Стивен Хокинг - Великий замысел
То, что Вселенная расширяется, было новостью для Эйнштейна. Но возможность, что галактики разлетаются друг от друга, была высказана за несколько лет до статей Хаббла на теоретической почве, являющейся результатом собственных уравнений Эйнштейна. В 1922 году российский физик и математик Александр Фридман исследовал то, что произойдет с моделью Вселенной, основанной на двух предположениях, которые очень упростили математику: он предположил, что, во-первых, Вселенная выглядит одинаково во всех направлениях и, во-вторых, из любой точки. Мы знаем, что первое предположение Фридмана не совсем верно — Вселенная, к счастью, не всюду однородна! Скажем, просто взглянув вверх, мы могли бы увидеть Солнце, а могли бы — и Луну. Или даже колонию летучих мышей. Но Вселенная, действительно кажется, примерно одинаковой в каждом направлении, когда рассматривается в масштабе, который намного больше — больше даже чем расстояние между галактиками. Это что-то вроде того, как наблюдать за лесом сверху. Если Вы находитесь достаточно близко, Вы сможете разобрать отдельные листья, или, по крайней мере, деревья, и пространства между ними. Но если Вы будете настолько высоко, что, если Вы протягиваете большой палец, и он покрывает квадратную милю деревьев, то лес, будет казаться однородным оттенком зеленого. Мы сказали бы, что в том масштабе лес однороден.
Основываясь на своих предположениях, Фридман смог обнаружить решение в уравнениях Эйнштейна, при котором Вселенная расширялась, что Хаббл и подтвердил вскоре своими наблюдениями. В частности модель Вселенной Фридмана начинается с нулевого размера и расширяется до тех пор, пока гравитационное притяжение не замедлит расширение, и, в конечном счете, не заставляет ее снова схлопнуться в себя. (Есть, оказывается, два других типа решений уравнений Эйнштейна, которые также удовлетворяют предположениям о модели Фридмана, одно соответствует Вселенной, в которой расширение продолжается всегда, хотя и действительно замедляется немного, и другой Вселенной, в которой темп расширения замедляется к нолю, но никогда не достигает его). Фридман умер спустя несколько лет после своей этой работы, и его идеи оставались в значительной степени неизвестными, пока Хаббл их не подтвердил. Но в 1927 преподаватель физики и римско-католический священник по имени Джорджес Лемэйтр предложил подобную идею. Если Вы прослеживаете историю Вселенной назад в прошлое, она становится все более крошечной, пока Вы не наталкиваетесь на момент создания, который мы теперь называем Большим взрывом.
Не всем понравилась картина Большого взрыва. Фактически, термин «Большой взрыв», который он назвал с некоторой иронией, был введен в 1949 Кембриджским астрофизиком Фредом Хойлом, который верил во Вселенную, которая расширяется всегда. Непосредственные наблюдения долго не могли подтвердить эту идею, пока в 1965 году не было открыто, что есть слабый фон сверхчастотных волн всюду во Вселенной. Это космическое микроволновое фоновое излучение (или реликтовое излучение), или CMBR, является тем же самым как и Вашей микроволновой печи, но намного менее сильным. Вы можете наблюдать реликтовое излучение самостоятельно, настраивая Ваше телевидение на неиспользованный канал — несколько процентов снега, который Вы видите на экране, будет вызван этим. Радиация была обнаружена случайно двумя учеными Bell Labs, пытающимися устранить такое помехи в их микроволновой антенне. Сначала они думали, что помехи могли произойти из-за голубей, усаживающихся на их антенну, но оказалось, что проблема имела очень интересную природу — реликтовое излучение — радиация, перенесенная от очень горячей и плотной ранней Вселенной, которая существовала вскоре после Большого взрыва. Поскольку Вселенная расширялась, она охлаждалась, пока радиация не стала только слабым остатком, который мы теперь наблюдаем. В настоящее время это реликтовое излучение могло бы нагреть Вашу еду до приблизительно -270 градусов по Цельсию, т. е только на 3 градуса выше абсолютного ноля, что не очень полезно для разогрева попкорна.
Астрономы также нашли другие отпечатки, подтверждающие картину Большого взрыва горячей, крошечной ранней Вселенной. Например, в течение первой минуты или около того, Вселенная была более горячей, чем центр типичной звезды. Во время того периода вся Вселенная действовала как реактор ядерного синтеза. Реакции прекратились бы, когда Вселенная расширится и достаточно охладится, но теория предсказывает, что тогда Вселенную должна была бы состоять, главным образом, из водорода, но также приблизительно с 23 % гелия, с незначительным количеством лития (все более тяжелые элементы возникли позже в звездах). Расчеты находится в хорошем соответствии с количеством гелия, водорода, и лития, который мы наблюдаем.
Наличие большого количества гелия и реликтовое излучение обеспечили убедительное доказательство в пользу картины Большого взрыва очень ранней Вселенной, но хотя можно думать о картине Большого взрыва как о действительном описании ранних времен, неправильно понимать Большой взрыв буквально, то есть считать теорию Эйнштейна как описание истинной картины происхождения Вселенной. Это потому что Общая теория относительности предсказывает, что должна была быть точка во времени, в которой температура, плотность, и искривление Вселенной были бесконечны, эта ситуацию математики называют сингулярностью. Для физиков это означает, что теория Эйнштейна прерывается в той точке и поэтому не может использоваться, чтобы предсказать, как Вселенная началась, только как она развивалась позже. Так как, хотя мы можем использовать уравнения Общей теории относительности и наши наблюдения за Вселенной, чтобы узнать о ней в очень молодом возрасте, не корректно полностью переносить картину Большого взрыва назад к началу.
Мы скоро доберемся до проблемы происхождения Вселенной, но сначала нескольких слов о первой фазе расширения. Физики называют это раздуванием или инфляцией. Если бы Вы жили в Зимбабве, где инфляция валюты недавно превысила 200 000 000 процентов, термин, возможно, не показался вам очень уж надуманным. Но согласно даже скромным подсчетам, во время этой космологической инфляции, Вселенная, расширилась с коэффициентом 1000000000000000000000000000000 в 0,00000000000000000000000000000000001 секунду. Это было бы, как будто монета диаметром в 1 сантиметр внезапно увеличилась в десяти миллионов раз до размеров Млечного пути. Это, может показаться, нарушает теорию относительности, которая указывает, что ничто не может перемещаться быстрее чем свет, но это ограничение скорости не относится к расширению самого пространства.
Идея, что такой эпизод инфляции, возможно, произошел, была впервые предложена в 1980 году, она основана на размышлениях, которые идут вне Общей теории относительности Эйнштейна и основываются на аспектах квантовой теории. Так как мы не имеем полной квантовой теории гравитации, детали все еще проясняются, и физики не уверены точно, как произошло расширение. Но согласно теории, расширение, вызванное инфляцией, не было бы абсолютно однородно, как предсказано традиционной картиной Большого взрыва. Эта неравномерность произвела бы крохотные отличия в температуре реликтового излучения в различных направлениях. Эти отличия являются слишком маленькими, чтобы их можно было наблюдать в 1960-х годах, но они были сначала обнаружены в 1992 спутником НАСА COBE, и позже измерены его преемником, спутником WMAP, запущенным в 2001 году. В результате мы теперь уверены, что инфляция действительно происходила.
Как ни странно, хотя крошечные отличия в реликтовом излучении являются доказательством инфляции, одним из подтверждений инфляции является важная концепция, о том, что существует почти идеальная однородность температуры реликтового излучения. Если Вы нагреете одну область объекта, и затем подождете, то горячая область станет более прохладной, а вся остальная часть объекта — более теплой, пока температура всего объекта не выровняется. Точно так же можно было бы ожидать, что у Вселенной, в конечном счете, будет однородная температура. Но процесс этот занимает определенное время и если предположить, что инфляции не было, и скорость передачи тепла была бы ограничена скоростью света, то времени существования Вселенной просто не хватило бы чтобы уравнять температуры самых удаленных областей. Период очень быстрого расширения (намного быстрее, чем скорость света) устраняет это, потому что, возможно, было достаточно времени для уравнивания, чтобы произойти в чрезвычайно крошечной прединфляционной ранней Вселенной.
Инфляция объясняет взрыв в Большом взрыве, по крайней мере в том смысле, что расширение, которое она представляет, было намного более значительным, чем расширение, предсказанное традиционной теорией Большого взрыва в теории общей относительности в течение временного интервала, в котором произошла инфляция. Проблема в том, что для того, чтобы наши теоретические модели инфляции работали, начальное состояние Вселенной должно было быть устроено очень специфическим и очень невероятным способом. Таким образом, традиционная теория инфляции решает одни проблемы, но создает другие — потребность в очень специфическом начальном состоянии. Эта проблема нулевого времени устранена в теории создания Вселенной, которую мы собираемся описать.
