Питер Эткинз - Десять великих идей науки. Как устроен наш мир.

«Вскоре после» в последнем параграфе является ни к чему не обязывающим оборотом, требующим расшифровки. Когда диаметр объема, в который была упакована современная наблюдаемая Вселенная, равен величине, называемой планковской длиной , несколько меньшей 200 миллиардно-триллионных метра (то есть 1,6×10 − 35м, фундаментальная величина, с которой мы встретимся в главе 9), наша современная физика спотыкается. Для изучения событий, происходивших, когда Вселенная была столь компактной, нам нужна квантовая теория гравитации. Такая теория начинает возникать, но сегодня мы так мало уверены в ней, что я выделю эту квантово-палеолитическую эру из нашей истории и рассмотрю ее позже отдельно. Туннель, вырытый нами назад сквозь время, выходит из тумана неведения на планковском времени , около 5,4×10 − 44с после рождения, когда температура принимала свою планковскую величину примерно 1,4×10 32градусов Это было около 15 миллиардов лет назад: не в пределах живой памяти, но и не так ужасно далеко, чтобы невозможно было себе представить. И это в самом деле совершенно замечательно, что так много всего произошло за такое короткое время. Мы не можем, как епископ Ашер с его дотошным анализом Библии, дать точную дату, вроде 23 октября 4004 г. до н.э., полдень, время завтрака [38], но точность нашего определения момента рождения возрастает по мере роста нашего понимания динамики эволюции Вселенной, и мы можем надеяться вскоре пришпилить его с точностью до миллиарда лет или большей.

Имеется еще одна характеристика начала, на которую нам надо обратить внимание. Часто спрашивают, где происходил Большой Взрыв? Ответ прост и точен (каким и бывает всегда хороший ответ): он происходил везде . Вселенная не взрывалась во что-то, и в той мере, в какой название Большой Взрыв создает впечатление взрыва, оно неудачно. Большой Взрыв заполнял все пространство: он происходил всюду. И нет необходимости, чтобы Вселенная когда-то была точкой. Если Вселенной предназначено расширяться вечно (без обратного схлопывания), то всегда вне любой заданной области находилась масса, большая, чем внутри нее, даже в момент творения. То есть если Вселенная «открыта» и должна расширяться вечно, она всегда уже была бесконечной. Поэтому, даже если видимая Вселенная , Вселенная, с которой мы взаимодействуем — которая простирается на 15 миллиардов световых лет от нас во всех направлениях и свет которой сотворен на таком расстоянии, чтобы ему как раз хватило времени достичь нас сегодня, — была когда-то спрессована в бесконечно малую точку, мир все же был бесконечной областью вне этой точки. Только если Вселенная «замкнута», то есть подвергнется Большому Хлопку в некотором отдаленном времени в будущем — событие, представляющееся все более маловероятным по мере накопления свидетельств, связанных со скоростью расширения, — было бы правильным представлять себе всю Вселенную первоначально упакованной в одной точке.

Нам также необходимо понять, как описывать расширение Вселенной. В дальнейшем я буду говорить не о размере Вселенной, которая, по-видимому, бесконечна во все времена, и не о размере видимой Вселенной, который соответствует радиусу около 15 миллиардов световых лет, но раньше был меньше, а о ее масштабе. Под этим «масштабом» я имею в виду множитель, связанный с расстоянием между двумя точками, которые сегодня отделяет друг от друга 1 метр. Так, при масштабе 100, эти точки будет разделять 100 метров, когда масштаб был одна миллиардная (10 − 9), две точки были разделены расстоянием в одну миллиардную метра (10 −9м). Эйнштейновские уравнения гравитационного поля можно использовать для расчета зависимости масштабного множителя от времени в разных моделях Вселенной. Первые достаточно реалистические решения были получены русским математиком, авиатором, испытателем воздушных шаров и метеорологом Александром Александровичем Фридманом (1888-1925), который предложил их незадолго до своей смерти от тифа. Они известны, как модели Фридмана (рис. 8.4). Похожие решения были найдены бельгийским духовным лицом, аббатом Жоржем Леметром (1894-1966) в 1925 г.; он был первым, кто проследил их назад во времени и обнаружил то, что назвал «космическим яйцом», а мы теперь называем Большим Взрывом.

Рис. 8.4.История фридмановской Вселенной. Если плотность Вселенной меньше определенной величины, то она «открыта» и расширяется вечно. Если плотность Вселенной больше этой величины, то она «замкнута» и после начальной фазы расширения сожмется обратно к Большому Хлопку. Если плотность Вселенной в точности равна критической, она будет расширяться вечно, но постепенно останавливаться при времени, приближающемся к бесконечности. Современные измерения заставляют предположить, что Вселенная не является замкнутой. Имеются новые наблюдаемые свидетельства в пользу предположения о том, что Вселенная открыта и, может быть, недавно вошла в фазу ускорения.