Стивен Хокинг - Теория всего. От сингулярности до бесконечности - происхождение и судьба Вселенной

Любое личное ощущение времени для астронавта почти наверняка перестанет существовать, когда он будет раздавлен в черной дыре.

Поэтому начиная с 1975 г. я занялся разработкой более эффективного подхода к квантовой гравитации на основе идеи суммирования по траекториям, предложенной Фейнманом. Ответы на вопросы о происхождении и судьбе Вселенной, полученные в рамках этого подхода, будут описаны в следующих двух лекциях. Мы увидим, что квантовая механика допускает, что Вселенная может иметь начало, отличное от сингулярности. То есть законы физики могут не нарушаться в момент рождения Вселенной. Состояние Вселенной и ее содержимое, включая нас, полностью определяются законами физики вплоть до предела, установленного принципом неопределенности. Вот вам и свобода воли.

Если астронавт упадет в черную дыру, ее масса увеличится. Когда-нибудь энергия, эквивалентная этой дополнительной массе, вернется во Вселенную в виде излучения.

На протяжении 1970-х гг. я в основном работал над проблемой черных дыр. Однако в 1981 г. во время конференции по космологии в Ватикане во мне вновь проснулся интерес к вопросам происхождения Вселенной. Католическая церковь совершила во времена Галилея большую ошибку, когда попыталась диктовать свои условия в вопросах науки, провозгласив, что Солнце обращается вокруг Земли. А теперь, столетия спустя, деятели Католической церкви решили пригласить специалистов, чтобы посоветоваться по вопросам космологии.

По окончании конференции ее участники были удостоены аудиенции у Папы Римского. Он сказал нам, что нет ничего дурного в том, чтобы изучать эволюцию Вселенной после Большого взрыва, но мы не должны углубляться в изучение самого Большого взрыва, поскольку это был момент творения, а значит, деяние Божие.

Он сказал нам, что нет ничего дурного в том, чтобы изучать эволюцию Вселенной после Большого взрыва, но мы не должны углубляться в изучение самого Большого взрыва.

Я был рад, что он не знает тему доклада, представленного мной на конференции. Мне не хотелось разделить судьбу Галилея; я очень сочувствую ему, отчасти потому, что родился три столетия спустя после его смерти.

Чтобы объяснить содержание моей статьи, я сначала изложу общепринятые взгляды на историю Вселенной в соответствии с моделью, известной под названием «модель горячего Большого взрыва». В ней подразумевается, что Вселенная с момента Большого взрыва описывается моделью Фридмана. В таких моделях расширение Вселенной сопровождается снижением температуры материи и излучения. Поскольку температура — это всего лишь мера средней энергии частиц, это остывание Вселенной будет сильно влиять на содержащуюся в ней материю. При очень высоких температурах частицы будут двигаться настолько быстро, что смогут преодолеть любое взаимное притяжение, обусловленное ядерными или электромагнитными силами. Однако можно ожидать, что при охлаждении частицы, притягивающиеся друг к другу, начнут слипаться.

В момент Большого взрыва размер Вселенной был равен нулю, а значит, она была бесконечно горячей. Но по мере расширения Вселенной температура излучения уменьшалась. Через одну секунду после Большого взрыва она упала до десяти миллиардов градусов. Это примерно в тысячу раз больше температуры в центре Солнца, такие температуры бывают при взрыве водородной бомбы. В то время Вселенная состояла в основном из фотонов, электронов, нейтрино и соответствующих им античастиц, а также из некоторого числа протонов и нейтронов.

В момент Большого взрыва размер Вселенной был равен нулю, а значит, она была бесконечно горячей. Но по мере расширения Вселенной температура излучения уменьшалась.

По мере расширения Вселенной и снижения ее температуры скорость образования электронов и электронных пар при столкновении частиц становилась ниже скорости их разрушения в результате аннигиляции. Поэтому большинство электронов и антиэлектронов аннигилировали, порождая больше фотонов и оставляя совсем немного электронов.

Приблизительно через сто секунд после Большого взрыва температура должна была снизиться до одного миллиарда градусов, что соответствует температуре внутри самых горячих звезд. При такой температуре у протонов и нейтронов уже не хватает энергии, чтобы преодолеть притяжение, обусловленное сильным ядерным взаимодействием. Они начинают объединяться, образуя ядра атомов дейтерия (тяжелого водорода), состоящие из одного протона и одного нейтрона. Затем ядра дейтерия объединяются с другими протонами и нейтронами, образуя ядра гелия, состоящие из двух протонов и двух нейтронов. Появляется также небольшое количество ядер более тяжелых элементов — лития и бериллия.