Стивен Вайнберг - Первые три минуты [litres]

Любая система такого рода, где отдельные частицы то и дело взаимодействуют друг с другом, обычно приходит в состояние равновесия. Количество частиц, физические характеристики (координаты, энергия, скорость, спин и т. д.) которых находятся в заданном диапазоне, остается постоянным: каждую секунду их появляется столько же, сколько и уходит. То есть свойства подобной системы определяются не начальными условиями, а устанавливаются таким образом, чтобы она находилась в равновесии. Здесь термин «равновесие», конечно, не означает, что частицы останавливаются, – каждую продолжают толкать ее соседи. Речь, скорее, о статистическом равновесии: не меняется (или меняется, но медленно) характер распределения частиц по координатам, энергиям и другим параметрам.

Подобное статистическое равновесие называют еще термодинамическим (или тепловым), потому что такому состоянию всегда можно приписать определенную температуру, одинаковую во всей системе. Строго говоря, понятие температуры имеет смысл только в системе, пребывающей в идеальном термодинамическом равновесии. Статистическая физика – один из самых развитых и обширных разделов теоретической физики – располагает мощным математическим аппаратом, позволяющим вычислять характеристики любой системы, находящейся в термодинамическом равновесии.

Движение к термодинамическому равновесию чем-то напоминает механизм ценообразования, как его себе представляет классическая экономика. Если спрос превышает предложение, то цены на товары растут, из-за чего спрос начинает падать, а производство – расти. Если предложение превышает спрос, то цены падают, спрос возрастает, а объемы производства снижаются. Так или иначе, спрос и предложение выравниваются. Аналогично если в некотором диапазоне энергий, скоростей и т. д. слишком много (мало) частиц, их количество будет уменьшаться быстрее, чем пополняться (и наоборот), пока система не придет в равновесие.

Конечно, механизмы ценообразования не всегда работают так, как предсказывает классическая экономическая теория. Но ведь и большинство реальных физических систем далеки от термодинамического равновесия. Почти идеальное равновесие имеет место лишь в центрах звезд, поэтому тамошние физические условия мы и оцениваем довольно уверенно. Но вот, например, на поверхности Земли о термодинамическом равновесии говорить не приходится: нельзя точно сказать, будет завтра дождь или нет. Во Вселенной же идеально равновесного состояния никогда и не было – как-никак, она расширяется. Однако можно говорить о том, что на ранних стадиях, когда между столкновениями и поглощениями отдельных частиц проходило значительно меньше времени, чем было нужно для заметного расширения, она «медленно» эволюционировала от одного околоравновесного состояния к другому.

Для рассматриваемого в этой книге сценария важно, что Вселенная однажды пребывала в термодинамическом равновесии. Согласно статистической физике, свойства системы, находящейся в равновесии, полностью определяются температурой и несколькими сохраняющимися величинами (подробнее – в следующей главе). То есть мироздание хранит лишь выборочную информацию о начальных условиях. Если мы хотим узнать, что происходило в самом начале, этот факт играет против нас. Но, с другой стороны, мы избавлены от необходимости изобретать многочисленные гипотезы для установления хода космической истории.

Как уже говорилось выше, считается, что реликтовое излучение, открытое Пензиасом и Вильсоном, осталось во Вселенной с тех времен, когда она пребывала в равновесном состоянии. Следовательно, чтобы понять, какие свойства микроволнового фона мы ожидаем увидеть в наблюдениях, нужно задаться вопросом: как обычно ведет себя излучение, находящееся в термодинамическом равновесии с веществом?

Как ни странно, именно этот вопрос положил начало квантовой теории и представлению об излучении как о потоке фотонов. К 1890-м гг. стало понятно: свойства равновесного излучения зависят только от температуры. Точнее, количество энергии излучения в единичном объеме и в заданном диапазоне длин волн вычисляется по универсальной формуле, переменными в которой являются только длина волны и температура. По ней же рассчитывается излучение в ящике с непрозрачными стенками – т. е. радиоастроном с ее помощью может определить «эквивалентную температуру» радиошума, который он регистрирует. Эта же по сути формула позволяет посчитать, сколько излучения каждой длины волны испускает за секунду с единицы своей площади полностью поглощающая поверхность. Поэтому-то такое излучение называют еще излучением абсолютно черного тела. Резюмируя вышесказанное, для чернотельного излучения характерна определенная зависимость энергии от длины волны, представленная универсальной формулой, в которую входит еще только температура. В 1890-х гг. на поиски этой формулы бросились самые горячие головы теоретической физики.