Глава 1
Законы Вселенной

Эта книга посвящена космологии – науке о структуре и эволюции Вселенной в целом, ее прошлом и будущем. Космология – не просто молодая, а очень молодая наука; ей исполнилось всего 100 лет. Ее появление связано с публикацией в 1917 г. работы Альберта Эйнштейна «Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie». В ней впервые законы физики были применены ко всей Вселенной сразу. Конкретно речь шла об уравнениях недавно открытой Эйнштейном ОТО.

В принципе ничто не мешало этой науке появиться на 250 лет раньше, сразу после открытия Исааком Ньютоном закона всемирного тяготения. Физики XVII–XIX вв. рассуждали о бесконечной Вселенной, заполненной звездами, вокруг которых обращаются планеты. Такая Вселенная существовала вечно и все, что нужно было для предсказания ее будущего состояния, – это знание законов механики и текущего положения всех объектов. Однако сила всемирного тяготения в классической механике имеет одну особенность: это всегда сила притяжения, которая никогда не становится силой отталкивания. Поэтому отдельные звезды в бесконечной Вселенной под действием силы взаимного притяжения должны были бы в конце концов собраться вместе. Вопрос о взаимном притяжении решался с помощью простого, но неверного рассуждения: раз Вселенная бесконечна, то на каждую частицу действует сила притяжения бесконечного числа других частиц. Если считать, что частицы заполняют Вселенную с постоянной плотностью, можно сделать вывод, что суммарная сила компенсируется, следовательно, гравитационным притяжением при рассмотрении динамики Вселенной в целом можно пренебречь.

Эта идея подобна попыткам поставить карандаш на кончик грифеля. В обоих случаях причиной проблем является неустойчивость равновесия. Даже если мы как-то умудримся поставить карандаш вертикально на острый конец грифеля, то любое сколь угодно малое отклонение от вертикали вызывает момент силы, отклоняющий карандаш в том же направлении, увеличивающий отклонение и полностью нарушающий исходное равновесие. В технике это называется положительной обратной связью.

Еще более близкая аналогия связана с водой в перевернутом стакане. Многие знакомы с классическим опытом, в котором стакан с водой, накрытый открыткой или плотной картонкой, переворачивают верх дном и вода удерживается в стакане атмосферным давлением, эквивалентным давлению 10,3 м воды. Но немногие задумываются, зачем для этого опыта необходима картонка. Причина связана с неустойчивостью Рэлея – Тейлора: когда более плотная жидкость (вода) помещена над менее плотной (воздух), любое отклонение поверхности от плоской будет экспоненциально расти со временем, разрушая границу очень быстро. Процесс обычно называется выливанием жидкости. Вот почему для демонстрации необходима картонка: она никак не влияет на давление воздуха, не создает никаких сил, но фиксирует форму границы раздела между водой и воздухом, препятствуя развитию неустойчивости Рэлея – Тейлора.

Аналогично, в неустойчивой Вселенной случайным образом образуются области повышенной плотности, к которым начинают двигаться соседние звезды и области пониженной плотности, называемые войдами. Заметим, что взаимное притяжение звезд, заполняющих бесконечную Вселенную, приводит не только к росту возмущений плотности, но и к ускоренному сжатию всей Вселенной, т. е. к уменьшению расстояний между звездами.

Естественно, ученым было известно, что отклонения от однородного распределения плотности материи приводили к тому, что неоднородности начинали нарастать со временем, но в тот период этот механизм рассматривался только на масштабах, не превышающих размеры Солнечной системы. Согласно гипотезе Лапласа, планеты Солнечной системы образовались из исходной газопылевой туманности именно под влиянием взаимного гравитационного притяжения. К большим масштабам подобные рассуждения не применяли. В рассматриваемой картине мира рост неоднородностей плотности материи приводил к образованию планет, которые не падали на Солнце только потому, что обращались вокруг него. На расстояниях, сравнимых с расстоянием до ближайших звезд, Вселенная уже рассматривалась как нечто однородное, и считалось, что сила притяжения какого-либо тела к разным звездам полностью компенсируется.

Эту радужную картину нарушал так называемый парадокс Ольберса, сформулированный в 1823 г. немецким астрономом-любителем Хайнрихом Ольберсом, врачом по профессии. Суть его состояла в том, что в бесконечной неизменной Вселенной вместо ночного неба мы видели бы раскаленную небесную сферу, светящуюся, как поверхность Солнца. Объясняется это следующим образом: если мы разделим Вселенную на концентрические сферические оболочки постоянной толщины с Землей в центре, то поток света, падающий на Землю от каждой из оболочек, будет одинаков, поскольку число звезд в них будет расти пропорционально квадрату расстояния, что скомпенсирует аналогичный множитель в формуле для освещенности. Поскольку число слоев бесконечно, то и общая сумма будет бесконечна. Единственная причина, по которой освещенность будет все же конечной, это то, что более близкие звезды будут закрывать собой далекие. Другими словами, в каком бы направлении мы ни посмотрели, рано или поздно луч нашего зрения должен наткнуться на какую-то звезду.

Тем не менее каждый из нас прекрасно знает, что ночью наблюдается совсем другая картина. В качестве простого решения парадокса Ольберса предлагали вариант, при котором свет далеких звезд поглощается облаками межзвездной пыли, но это решение звучит убедительно только для тех, кто не знает физику. За продолжительное время эта пыль, поглощая излучение, нагрелась бы до температуры окружающих звезд и сама стала бы светящимся объектом.

Со временем прогресс в астрономии привел к модели Вселенной, предложенной Уильямом Гершелем в конце XVIII в. В ней звезды не заполняли всю Вселенную, а образовывали единственное звездное скопление, называемое Галактикой и имеющее линзовидную форму. В связи с этим возник вопрос: почему звезды не падают на центр Галактики? Ответ был столь же прост, как и ответ на вопрос, почему планеты не падают на Солнце: они обращаются вокруг него. Точно так же и отдельные звезды Галактики обращаются вокруг ее центра. Движение Солнца относительно центра Галактики было обнаружено все тем же Гершелем в 1783 г. С незначительными уточнениями эта картина мироздания считалась общепринятой до начала XX в. Идея Галактики решала парадокс Ольберса, поскольку материя теперь занимала конечный объем во Вселенной. Однако, после того как были открыты другие галактики, парадокс Ольберса опять стал актуальным.

Таким образом, космология, которая потенциально могла появиться еще в конце XVII в., появилась лишь в начале XX в. и недавно отпраздновала свой столетний юбилей. Возникновение космологии связано с одним удивительным обстоятельством: обычно новые науки появляются в простейшей постановке и затем, в процессе своего развития, переходят к более сложным моделям, расчетам и используют все более современные физические теории. Например, физика твердого тела столетиями получала результаты, основываясь на классической физике, и только потом стала успешно использовать квантовую механику.

Космология же появилась сразу в своем самом сложном варианте – в виде релятивистской космологии, основанной на ОТО. И лишь спустя десятилетия космологи к немалому удивлению обнаружили, что можно рассматривать куда более простую нерелятивистскую космологию. Дело в том, что однородная Вселенная развивается одинаково во всех своих частях, и для изучения развития ее как целого достаточно изучить развитие небольшой области пространства, например 1 см³. А при изучении 1 см³ уже не важны кривизна пространства-времени и другие сложные вопросы ОТО.

Но это справедливо только в случае однородной и изотропной Вселенной. В подобном мире нет избранного места или предпочтительного направления, каждая точка не может быть лучше или хуже, чем любая другая, и каждое направление не лучше или хуже любого другого. Эта идея известна как принцип Коперника. Хотя не все результаты релятивистской космологии могут быть получены в рамках нерелятивистской, но основные понятия выводятся довольно просто. Для их вывода, понимания и анализа достаточно знания физики на уровне младших курсов университета. Поэтому в книге в случаях, когда мы просто не могли отказать себе в желании написать некоторые формулы, мы ограничились нерелятивистской космологией.