Книга: Астрономия за 1 час

1.6. Все не так просто: модели Вселенной от Эйнштейна до теории струн

1.6. Все не так просто: модели Вселенной от Эйнштейна до теории струн

Классическое учение о Вселенной времен Ньютона рассматривало мироздание как нечто статичное. Астрономы исследовали звезды, планеты и другие небесные тела, их образование, движение, перемены, происходящие с ними. Но о том, что сама Вселенная тоже имеет определенные стадии развития, они не задумывались.

Вопрос об эволюции Вселенной возник после открытий Эйнштейна. В 1917 г. он впервые опубликовал работы, посвященные общей теории относительности, согласно которой гравитацию создает само пространство-время, она является его геометрическим свойством. Общая теория относительности Эйнштейна содержала в себе уравнение тяготения, которое можно было решить разными способами – это и породило множество моделей Вселенной.

Первую модель предложил сам Эйнштейн в том же 1917 г. в статье «Космологические соображения к общей теории относительности». Согласно этой модели, Вселенная однородна, ее физические характеристики не зависят от направления, распределение материи осуществлено равномерно, силу притяжения (гравитацию) компенсирует сила отталкивания. В модели Эйнштейна Вселенная все еще оставалась стационарной, он даже ввел в свою теорию космологическую постоянную.

Некоторое время эта модель казалась приемлемой, но новые открытия самого автора заставили ученых взглянуть на проблему по-другому. Вскоре голландский астроном Биллем де Ситтер представил научному миру свой вариант решения уравнения тяготения. Этот вариант оставался приемлемым, даже если во Вселенной вовсе не было материи. С появлением материи и, следовательно, массы, происходило отталкивание, что вело к расширению системы.

Идею о расширяющейся Вселенной развил советский ученый Александр Фридман. Он создал теорию нестационарной Вселенной и обнаружил, что модель стационарной Вселенной Эйнштейна является ее частным случаем. Таким образом Фридман доказал, что общая теория относительности вовсе не подразумевает конечности пространства, как считалось ранее. Из расчетов Фридмана следовало: так как Вселенная расширяется, должно наблюдаться красное смещение (сдвиг линий спектра химических элементов в сторону длинных волн красного цвета), пропорциональное расстоянию. Этот эффект был обнаружен Эдвином Хабблом в 1929 г., таким образом теория расширяющейся Вселенной получила экспериментальное подтверждение.

Эйнштейн, который поначалу не соглашался с выкладками Фридмана, позднее признал свою неправоту и назвал космологическую постоянную, введенную в уравнения, своей самой большой ошибкой. В настоящее время, с появлением понятия темной энергии, ученые вернулись к этой постоянной. Возможно, она позволит объяснить сущность этого загадочного явления.

Следствием решения уравнений Фридмана могут быть три варианта. В первом варианте средняя плотность материи равна некоторой критической величине; Вселенная, которая поначалу была точкой, постоянно расширяется. Пространство в этой модели плоское, его можно описать геометрией Евклида (элементарной геометрией), и бесконечное. Расширение Вселенной будет вечным, но в бесконечном удалении его скорость будет приближаться к нулю.

Во второй модели плотность и излучение Вселенной меньше критических. Пространство в этом случае также будет бесконечно расширяться, это расширение никогда не закончится и не уменьшится; скорости удаления галактик не будут стремиться к нулю. Пространство в этой модели обладает кривизной и описывается геометрией Лобачевского: параллельные прямые в этом варианте Вселенной могут пересекаться.

Третье решение уравнений Фридмана приводит к модели Вселенной, где средняя плотность вещества больше критической. В этом случае расширение Вселенной, имеющее место в настоящий момент, когда-нибудь закончится и сменится сжатием, что в конечном итоге закончится сингулярной точкой (точкой с бесконечной плотностью и температурой). Это состояние, в противоположность Большому взрыву, называют Большим хрустом. Пространство третьей модели Вселенной, конечно, обладает положительной кривизной и по форме близко к трехмерной гиперсфере. Его закономерности описывает сферическая геометрия Римана: параллельные прямые в этом пространстве невозможны.

На сегодняшний день большая часть ученых считает наиболее вероятной первую модель Вселенной, так как средняя плотность вещества, по последним данным, меньше критической. Но вполне вероятно, что при исследованиях были учтены не все виды материи, и данные о плотности могут со временем измениться.

Для описания зарождения развития Вселенной была создана теория Большого взрыва. Согласно этой теории, Вселенная возникла из состояния космологической сингулярности: она была сжата в точку с бесконечной плотностью, ее размеры равнялись нулю. Что было до этого и почему произошел «взрыв» – неизвестно, математический аппарат теории Большого взрыва не позволяет рассмотреть состояние, предшествовавшее сингулярности.

С первых мгновений своего существования Вселенная начала остывать и расширяться, этот процесс продолжается до сих пор. Концентрированная энергия постепенно преобразовалась в вещество, которое под действием закона тяготения и других сил сформировало все объекты Вселенной. По приблизительным расчетам астрономов, возраст нашей Вселенной составляет около 13 миллиардов лет.

Наибольшее распространение получила модель Вселенной, где теория Большого взрыва объединена с теорией горячей Вселенной. То есть температура в момент мгновенного расширения была очень высокой. Но существует и другая модель – холодного Большого взрыва. Согласно ее постулатам, расширение происходило при абсолютном нуле температуры.

Несмотря на то что теория Большого взрыва считается общепринятой, в ней имеется множество нерешенных вопросов и проблем. Для ответов на некоторые из них была создана инфляционная модель Вселенной. Она рассматривает очень короткий промежуток времени сразу после Большого взрыва, когда Вселенная расширялась гораздо быстрее, чем впоследствии. Согласно этой теории, на очень ранних стадиях своего существования Вселенная обладала полями, создающими инфляционное расширение.

В результате развития инфляционной модели появились так называемые «теории всего», или единые теории поля, – попытки объединить физику и математику и в нескольких формулах описать все мироздание. В первую очередь, должны быть описаны фундаментальные взаимодействия: гравитационное, электромагнитное, сильное ядерное (удерживающее элементарные частицы внутри атома) и слабое ядерное (проявляющееся в реакциях радиоактивного распада). Кроме того, в рамках «теории всего» необходимо объяснить существование всех элементарных частиц и построить теорию квантовой гравитации, объединяющую общую теорию относительности и квантовую механику.

На звание единой теории есть несколько претендентов, и первый из них – теория струн. Главный объект изучения этой теории находится глубоко внутри атома. Ядро каждого атома состоит из нейтрально заряженных нейтронов и положительно заряженных протонов. Они, в свою очередь, состоят из мельчайших частиц, кварков, имеющих множество разновидностей. Теория струн предполагает, что микроскопические элементарные частицы представляют собой струны, находящиеся в состоянии постоянного колебания. Таким образом, то, что в традиционной физике считается траекторией движения частиц, сторонники теории струн считают траекторией колебания струны.

Математические расчеты показали, что теория струн работает только в том случае, если предположить, что вместо привычных трех или четырех измерений существует десять: девять пространственных и одно временное. «Лишние» измерения существуют лишь на квантовом уровне, в свернутом в микроскопических масштабах виде. Астрономы и математики пытаются применить теорию струн к моменту зарождения Вселенной, и это приводит к неожиданным результатам. Получается, что в момент Большого взрыва Вселенная должна была иметь какой-то минимальный размер (в стандартной модели он был нулевым). Кроме того, большое количество пространственно-временных измерений меняет картину эволюции Вселенной, и это требует объяснений. Более современная модификация теории струн называется теорией суперструн, она имеет пять вариантов, отличающихся видами суперсимметрии, связывающей элементарные частицы.

Альтернативой теории струн и суперструн является теория бран, или М-теория. Брана – это многомерная мембрана, базовая составляющая теории. Согласно данной теории, пространство-время пятимерно, оно состоит из четырех пространственных измерений и одного временного. Область четырехмерного пространства ограничена двумя три-бранами – стенами трехмерных пространств. Одна из таких стен и есть наше привычное мироздание. Между двумя стационарными стенами есть одна блуждающая, в тот момент, когда она столкнулась с нашей стеной, и произошел Большой взрыв.

Среди современных космологических теорий стоит отметить циклические, которые гласят, что Большой взрыв – это не рождение Вселенной из небытия, а одна из стадий ее существования. Вселенная расширяется до определенного предела, потом начинается сжатие, доходит до точки сингулярности, после чего снова следует Большой взрыв.