Итак, в момент Большого взрыва Вселенная должна была иметь бесконечную температуру и бесконечную плотность. Была ли она в то же время бесконечно малой? Вот здесь все становится интереснее. Ответ таков: на самом деле нет, если употреблять слово «малый» в обычном значении. Предположим, что сегодня Вселенная бесконечно велика. «Подождите-ка! – могли бы возразить читатели – вы в вашей книге постоянно говорите, что наблюдаемая Вселенная конечна, ее радиус – несколько десятков миллиардов световых лет!» Так и есть. Мы различаем Вселенную в целом и наблюдаемую часть Вселенной – ту, которую видим сегодня; именно наблюдаемая часть Вселенной имеет конечный размер. Вселенная расширяется и, следовательно, плотность ее снижается, но если она бесконечна сегодня, то и в компактном виде, давно в прошлом, она также была бесконечной – и, определенно, она была бесконечной и в момент Большого взрыва. Таким образом, в момент рождения Вселенная была бесконечно протяженной, бесконечно плотной и бесконечно горячей. У нее не было центра и, конечно же, не было края, из-за которого можно было бы взглянуть на всю Вселенную целиком.
Все это может показаться софистикой, но именно так проще всего изложить наши современные представления о ранней истории Вселенной. Здесь я излагаю словами решения соответствующих уравнений общей теории относительности Эйнштейна, о которых мы подробнее поговорим в следующих главах. Большой взрыв напоминал не детонацию, как его иногда ошибочно изображают, а расширение очень маленького и плотного объекта в окружающее пустое пространство. На бомбу непохоже. Поскольку у Вселенной нет краев, нет и пустого пространства «за ее пределами», куда она могла бы расширяться. Расширялось само пространство.
Если внешних границ Вселенной не существует, то возможен ли вопрос: а что существовало до Большого взрыва? К сожалению, наши уравнения не позволяют нам его задать. Да, это разумный вопрос, но общая теория относительности не дает на него ответа. Согласно уравнениям общей теории относительности, плотность в момент Большого взрыва была бесконечной. Когда в науке уравнение дает результат «бесконечность», это означает, что теория неполна; физика обширнее, чем область применения этих уравнений.
Таким образом, уравнения общей теории относительности отказывают в момент Большого взрыва, и именно поэтому мы не можем заглянуть в прошлое до Большого взрыва. «Что было до Большого взрыва?» – космологи постоянно задают этот вопрос и, к сожалению, часто признаются в его бессмысленности, то есть считают, что задавать такой вопрос просто глупо. Нет, не глупо; если уравнения отказывают в момент Большого взрыва, то это признак проблем с теорией, а не с вопросом! Мы вернемся к этим темам в главах 22 и 23, когда будем говорить об общей геометрии Вселенной и о том, какое событие могло инициировать Большой взрыв.
Так или иначе, по причине такого незнания космологи считают, что время началось в момент Большого взрыва. Это наш современный миф о сотворении, но, как мы убедились, он основан на непосредственных наблюдениях Вселенной и на современных представлениях о физике. Вселенная кажется бесконечной в пространстве, но возраст ее конечен. Конечный возраст (его предельность обусловлена предельностью скорости света) означает, что мы можем наблюдать лишь некоторую часть Вселенной. Рассмотрим, например, современную ситуацию: с момента Большого взрыва минуло 13,8 миллиарда лет, мы находимся в галактике Млечный Путь. Вселенная вокруг нас бесконечна, но мы не можем увидеть ее целиком, поскольку скорость света конечна. Свет от самых дальних образцов материи, который мы можем видеть, летел к нам 13,8 миллиарда лет и преодолел всего 13,8 миллиарда световых лет расширяющегося пространства между этой материей и нами. Но мы видим материю такой, какой она была в прошлом. Где она сейчас? Расширение Вселенной, продолжающееся в течение этого времени, сегодня уже унесло эту материю на 45 миллиардов световых лет от нас. Именно такова современная граница наблюдаемой части Вселенной. За этими галактиками лежат другие, более отдаленные галактики, от которых мы не получили ни одного фотона. Итак, за границами наблюдаемой части Вселенной расстилается гораздо более обширная Вселенная, объем которой в самом деле бесконечен, если доверять современным измерениям геометрии наблюдаемой части Вселенной и нашим космологическим моделям. Можно считать, что это величайшая экстраполяция в науке: мы выполняем измерения в наблюдаемой сегодня части Вселенной, чей радиус составляет «всего» 45 миллиардов световых лет, и экстраполируем их на бесконечную Вселенную!
Глава 15
Ранняя Вселенная
Автор: Майкл Стросс
Сразу после Большого взрыва ранняя Вселенная была очень плотной и горячей, но она расширялась и остывала. Наши уравнения позволяют подробно просчитать ожидаемое состояние материи в ранней Вселенной. Это плодотворная область исследований для физиков, поскольку в данном случае требуется вычислять свойства материи при экстремально высоких значениях температуры и плотности. Более того, ядерные реакции, происходившие на том этапе, выразительно повлияли на частоту встречаемости химических элементов в современной Вселенной. Мы видим, что прогнозы встречаемости легких элементов, выстраиваемые на основе физики Большого взрыва, красиво согласуются с наблюдениями, и поэтому можно не сомневаться: мы действительно понимаем, что происходило в первые мгновения после Большого взрыва. Начнем с первой секунды. Вселенная невероятно горячая, ее температура достигает около 1010 К (10 миллиардов кельвинов!), а также невероятно густая по человеческим меркам – она в 450 000 раз плотнее воды. Галактик, звезд и планет пока не существует. На самом деле, при такой жаре не могут сформироваться ни атомы, ни молекулы, ни даже атомные ядра. На данном этапе Вселенная состояла в основном из электронов, позитронов, протонов, нейтронов, нейтрино и, разумеется, обильного излучения черного тела (то есть фотонов). Если, как считается сегодня, темная материя состоит из пока неоткрытых элементарных частиц, то логично ожидать, что на том этапе эти частицы в огромном количестве встречались во Вселенной.
Но через две с половиной минуты Вселенная остыла до температуры «всего» миллиард градусов. На тот момент фотонный спектр абсолютно черного тела достигал пиковых значений в области гамма-излучения. Миллион кельвинов – достаточно умеренная температура, при которой могут начаться реакции термоядерного синтеза, и при этих реакциях протоны смогут сливаться с нейтронами. Мы наблюдаем, что на Солнце в условиях высокой температуры
