Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

Юпитере, в Туманности Ориона, межзвездных облаках и вообще повсюду, считалось признаком низкой плотности Вселенной.) Это были в точности те данные, в которых нуждались специалисты, выступавшие за сценарий «Большого хлопкá» для будущего Вселенной, в противоположность моделям «тепловой смерти», предполагавшим расширение и бесконечное уменьшение плотности, итогом чего стал бы мир, заполненный редеющей дымкой пепла отгоревших звезд. Сложилось впечатление, что расширяющаяся Вселенная находится в процессе гравитационного торможения, вызываемого ее общей массой. В связи с этим другим важным параметром является ее плотность. Расширение, как было рассчитано, прекратится и сменится сжатием, если космическая плотность составит около пяти атомов на кубический метр – значение невероятно малое, но не сильно отличающееся от общераспространенных оценок. Обычно используют параметр плотности, который всегда обозначают омегой (Ω), и вычисляют как отношение действительной плотности к критической. Предполагалось, что критическая плотность рассчитана правильно. Оценки Ω варьировались и продолжали оспариваться, но в начале 1990‐х гг. теоретики решительно склонялись к значению Ω = 1, несмотря на то что им удалось наскрести только 0,1 от этого числа для обычных атомов и в лучшем случае 0,2 для темной материи. (Первое значение может быть подкреплено аргументацией, упомянутой в конце главы 17, где говорится о превращении первичной материи в гелий и дейтерий в первые минуты существования Вселенной.)

Параметр Ω очевидным образом связан с замедлением скорости расширения, и мы уже упоминали о попытках Сэндиджа и других специалистов оценить значение «параметра замедления». Графически это проявляется в виде кривизны графика «скорость-расстояние» для галактик, построенного, например, по зависимости (абсолютной) звездной величины галактик от их красного смещения. В течение более двадцати лет определяемые значения противоречили друг другу и колебались то в большую, то в меньшую сторону, пока Беатрис М. Тинсли (новозеландка, защитившая докторскую диссертацию в 1967 г. в Техасском университете) не убедила наконец профессиональное сообщество в том, что эволюция галактических источников делает практически невозможным прямое измерение скорости замедления, по крайней мере на настоящий момент. Галактики, как она указала, не могут рассматриваться в качестве стандартных источников света, поскольку изменяются по мере старения. Она проанализировала спектры уже изученных близкорасположенных галактик, установив их звездный состав, и применила знания из области звездной эволюции, чтобы при помощи вычислений определить – какими они были в более молодом возрасте (когда далекие галактики становятся видимыми, они предстают более молодыми, чем те, что расположены вблизи). Это было важным начинанием, хотя в понимании эволюции галактик оставалось (и остается) много проблем, а без их решения невозможно правильно оценить параметр замедления способом, который пытались применить Сэндидж и другие. Его можно было найти альтернативным способом, например с помощью квазаров, однако вскоре выяснилось, что квазары создают еще больше проблем, чем галактики.

Более высокое по сравнению с предыдущими оценками значение Ω (то есть более массивная Вселенная) хорошо согласовывалось с рядом космологических моделей, приобретших популярность в 1980‐е гг. Они вытекали из так называемой инфляционной модели, предложенной в 1980 г. Аланом Гутом из Массачусетского технологического института. Как мы увидим, сторонники подобных моделей надеялись, что значение указанного параметра равняется либо близко́ к единице. Таким образом, по большому счету они были готовы к наиболее суровой проверке из тех, с которыми когда-либо сталкивались научные теории. К сожалению, на их пути встала неопределенность природы темной материи.

ЕДИНЫЕ ФИЗИЧЕСКИЕ ТЕОРИИ

Около 1978 г., задолго до замеров «COBE», космология наводнилась большим количеством ведущих специалистов в области физики элементарных частиц, стремившихся найти способ применения нового класса теорий, известных как «теории великого объединения». Эти теории ставили целью объединить гравитационное, электромагнитное, сильное и слабое ядерные взаимодействия. (Сильное взаимодействие связывает протоны и нейтроны в атомном ядре и обладает радиусом действия порядка размеров ядра. Это взаимодействие обеспечивает выход энергии при взрыве водородной бомбы. Слабое взаимодействие проявляется при радиоактивном распаде ядер и, кроме того, отвечает за рассеяние нейтрино. Его радиус действия составляет порядка одной сотой радиуса действия сильного взаимодействия.) Их сторонников беспокоили высокие энергии частиц, многократно превышающие возможности всех земных лабораторий – как настоящих, так и будущих. Чтобы воспроизвести их, нужно было построить ускоритель, простирающийся до ближайшей звезды. Ранняя Вселенная являлась лабораторией, доступной только для теоретиков – местом с феноменально высокими плотностями и температурами. По этой причине они приступили к решению задачи обратной экстраполяции истории Вселенной до предельного времени, когда еще действуют известные нам законы физики, скажем, до одной микросекунды (10-6 секунды) после Большого взрыва; на деле же, они надеялись дойти до 10-35 секунды. (Большой адронный коллайдер, построенный международной организацией ЦЕРН в Женеве, способен воспроизводить энергии, типичные для расчетных состояний возраста Вселенной 10-14 секунды.)

Чтобы по достоинству оценить этот новый подход, нам следует вспомнить историю науки и взглянуть на общую тенденцию к объединению, которую она демонстрировала на протяжении всей своей истории. В XIX в. Джеймс Клерк Максвелл свел воедино электричество и магнетизм. В 1940‐х гг. квантовая электродинамика сумела дать исчерпывающее описание электромагнитного взаимодействия. Позже идеи, взятые из этой теории, были применены к другим взаимодействиям. В 1967 г. пакистанский ученый Абдус Салам и два широко известных американских физика Шелдон Глэшоу и Стивен Вайнберг независимо друг от друга предложили схожие теории, объединяющие электромагнетизм и слабое ядерное взаимодействие. Их теория получила экспериментальное подтверждение в 1983 г. после открытия в ЦЕРН предсказанных ими частиц. (Этими частицами были Z- и W-бозоны. Эксперименты проводились коллективом, возглавляемым Карло Руббиа.)

До подтверждения этой теории был сделан следующий шаг на пути к объединению. Эта попытка предполагала включить в электрослабые силы сильное взаимодействие. На том этапе она называлась «теорией великого объединения» (ТВО). Квантовая теория сильного взаимодействия («квантовая хромодинамика», КХД) была разработана в 1970‐х гг. Она основывалась на гипотезе, что все частицы, участвующие в сильном взаимодействии, состоят из кварков. Использовав эту трудную для понимания (но впоследствии широко признанную) теорию, Шелдон Ли Глэшоу и Говард Джорджи предложили в 1974 г. первую теорию великого объединения, применимую к энергиям более 103 гигаэлектронвольт. (Один гигаэлектронвольт, или 109 электронвольт, приблизительно равен энергии покоя протона. Эта энергия может поддерживать горение 100-ваттной лампы в течение примерно одной минуты. Казалось бы, ничего особенного, но масса протона составляет всего лишь 1,67 × 10-27 килограммов!) После этого предложили несколько ТВО, хотя ни одну из них не довели до конца. Со временем были выдвинуты другие теории, направленные на усовершенствование теории Глэшоу и Джорджи, некоторые из них предлагали решения вплоть до 1014 гигаэлектронвольт и более. Для их проверки требовалось применять опосредованные методы, рассматривая вызываемые ими последствия в нашем мире низкоэнергетических частиц. Одним из успешных достижений оказалось возможным объяснить равенство зарядов протона и электрона. Теории будут отвергнуты, если удастся показать экспериментально, что заряды отличаются хотя бы на 10-24.

Когда удастся добиться удовлетворительного результата на этом уровне, последним этапом объединения станет включение гравитации в состав подходящей теории трех взаимодействий. (Гравитация не играет большой роли при малом количестве элементарных частиц.) Поскольку почти все, кого затрагивает это крайне сложное изыскание, признают справедливость общей теории относительности Эйнштейна в качестве теории гравитации больших масштабов, требуется согласовать ее с квантовой механикой в масштабе, который был бы приемлем для них обоих. Квантование гравитации остается первоочередной целью физиков-теоретиков.

Вскоре главным кандидатом на искомую квантовую теорию гравитации стала теория струн. Она запомнилась (хотя бы по книжным заголовкам) как