А имела ли Вселенная начало?

Вам уже известно, что во Вселенной существует огромное число (по некоторым данным до двух триллионов) гигантских гравитационно-связанных систем звёзд и межзвёздного вещества, то есть галактик.

Но что же такое Вселенная? Этот вопрос волновал не одно поколение людей. А существовавшие на каждом этапе развития человеческой цивилизации представления о строении мира сейчас считают космологическими теориями соответствующей эпохи.

Космология – это раздел астрономии, изучающий свойства, строение и эволюцию Вселенной в целом. Основу этой дисциплины составляют математика, физика, астрономия и философия.

Ранние формы космологии представляют собой религиозные мифы о сотворении и уничтожении существующего мира. А первой научно обоснованной космологической моделью Вселенной была геоцентрическая система мира Аристотеля – Птолемея. Мир считался ограниченным сферой неподвижных звёзд, за которой нет ничего.

В 1440 году в свет вышел трактат «Об учёном незнании» Николая Кузанского с новой революционной космологической моделью мира.

В частности, Кузанский предполагал, что Земля – это одна из планет. Все небесные тела населены людьми, причём каждый наблюдатель во Вселенной с равным основанием может считать себя неподвижным. При этом он считал, что Вселенная безгранична, хотя и имеет конечные размеры, так как «бесконечность свойственна только одному Богу».

Ещё примерно через двести лет появилась новая космологическая модель – гелиоцентрическая система Николая Коперника. В центр мира Коперник поместил Солнце, вокруг которого вращались планеты (в числе которых и Земля). Хотя Вселенную Коперник по-прежнему считал ограниченной сферой неподвижных звёзд.

Модификацией системы Коперника была система Томаса Диггеса, в которой звёзды располагаются не на одной сфере, а на различных расстояниях от Земли до бесконечности.

Решительный шаг от гелиоцентризма к бесконечной Вселенной, равномерно заполненной звёздами, сделал итальянский философ Джордано Бруно. В частности, он первым предположил, что звёзды – это далёкие солнца и что физические законы во всем бесконечном и безграничном пространстве одинаковы.

В настоящее время под Вселенной понимается совокупность наблюдаемых галактик всех типов и их скоплений, а также межгалактической среды (газа, пыли и тёмной материи).

Возникновение современной космологии связано с развитием в начале XX века общей теории относительности Эйнштейна и физики элементарных частиц.

Однако, что интересно, сам Эйнштейн считал, что Вселенная однородна и, главное, стационарна. Даже после того, как было обнаружено, что объекты во Вселенной постоянно меняются, Эйнштейн считал, что это никак не влияет на облик Вселенной (и даже составил необходимое для этого уравнение).

Однако в 1922 году выдающийся российский математик Александр Александрович Фридман показал, что ни при каких условиях (при всём уважении к Эйнштейну) решение его уравнения не может быть единственным. Это означало, что невозможно точно ответить на вопрос о том, какой формой обладает Вселенная, каков её радиус и вообще, неподвижна она или нет.

Но из расчётов Фридмана вытекали три возможных модели Вселенной, которые показывают, что ни при каких обстоятельствах Вселенная не может быть стационарной (то есть постоянной, неподвижной и неизменной).

Подтверждением нестационарной модели Вселенной стало открытие в 1929 году Эдвином Хабблом космологического закона расширения Вселенной – закона Хаббла. Согласно этому закону, чем дальше от нас находится галактика, тем с большей скоростью она удаляется.

Но удаление галактик, которое происходит во все стороны от нас, не означает, что наша Галактика занимает какое-то особое положение во Вселенной. Точно такая же картина «разбегания» галактик будет наблюдаться и для любой другой галактики.

Взаимное удаление галактик указывает на то, что в прошлом они были значительно ближе друг к другу. Более того, расчёты, проведённые на основе космологических моделей Фридмана, указывали на то, что в момент начала расширения вещество Вселенной должно было иметь бесконечно большую плотность, заключённую в бесконечно малом объёме. Но почему же Вселенная начала расширяться?

Чтобы найти ответ на этот вопрос, независимо друг от друга бельгийский священник Жорж Леметр и советско-американский физик Георгий Антонович Гамов предложили модель горячей Вселенной.

В соответствии с ней на ранних стадиях расширения Вселенная характеризовалась не только высокой плотностью вещества, но и колоссальным давлением и гигантской температурой. То есть не существовало ничего: ни материи, ни пространства, ни времени. Такое состояние материи принято называть космологической сингулярностью.

Затем, примерно 13,8 млрд лет назад произошло нечто, что мы сейчас называем Большим взрывом.

Вопрос о том, как сингулярность превратилась во Вселенную, до сих пор остаётся открытым. Поэтому в 1981 году Алан Гут предложил инфляционную модель, которая дополнила теорию Большого взрыва. Инфляция – это самое раннее состояние Вселенной, о котором нам что-то известно. Оно длилось мельчайшие доли секунды (10^–43–10^–36 сек). За это время Вселенная расширилась в несколько миллионов раз и приобрела однородную структуру. Она представляла собой чистую энергию, равномерно распределённую в пространстве. Поэтому и сегодня пространство космоса практически равномерно заполнено объектами и имеет в среднем одинаковую температуру.

В конце этапа инфляции скорость расширения Вселенной упала, а энергия начала превращаться в материю. Появились элементарные частицы: кварки, глюоны, затем протоны и нейтроны. Частицы начали сталкиваться друг с другом. А Вселенная нагрелась до температуры, как минимум в десять тысяч раз превышающей температуру Солнца. В то же время шла борьба материи и антиматерии.

Что такое материя нам понятно. Но как можно охарактеризовать антиматерию? Про антиматерию известно, что она является противоположностью материи. То есть если соединить материю и антиматерию, то они аннигилируют, превращаясь в электромагнитное излучение.

Во время Большого взрыва нам очень сильно повезло. Дело в том, что материя образовывалось немного больше, чем антиматерии: на миллион частиц материи и антиматерии образовалась одна лишняя частица материи. Эти лишние частицы образуют сейчас всю нашу Вселенную. То есть если бы появление материи и антиматерии было бы абсолютно симметричным, то вся Вселенная состояла бы из пустого пространства. И не было бы ни галактик, ни звёзд, ни планет (включая наш дом – Землю).

Затем Вселенная начала расширяться и охлаждаться. И примерно через сто секунд образовались стабильные ядра самых лёгких химических элементов. Спустя пять минут после начала расширения температура во Вселенной упала на столько, что термоядерные реакции прекратились. Вселенная равномерно наполнилась протонами, гелием, бором и дейтерием – теми веществами, из которых через сотни миллионов лет образовались звёзды.

Через 380 тысяч лет наступили тёмные века, которые длились около 400 миллионов лет. Температура Вселенной опустилась, и в новых условиях образовались первые атомы. Пространство стало прозрачным для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения.

Затем наступила эра вещества, когда из горячей водородно-гелиевой плазмы с малой примесью других ядер стало развиваться многообразие нынешнего мира.

Самым эффектным результатом теории горячей Вселенной стало предсказание реликтового излучения. Оно представляет собой фотоны, которые образовались через 380 тысяч лет после Большого взрыва, когда Вселенная стала прозрачной, а вещество в ней стало очень сильно разрежённым. Поэтому образовавшиеся в это время фотоны избежали рассеяния, и до сих пор достигают Земли через пространство продолжающей расширяться Вселенной. При этом Гамов в 1950 году вместе со своими сотрудниками смог оценить температуру этого остаточного излучения – всего около –270 ºС.

В 1964 году американским радиоастрономам Анро Пензиасу и Роберту Уилсону удалось обнаружить космический фон излучения и измерить его температуру. Она оказалась равной именно –270 ºС. Это было самое крупное открытие в космологии со времён открытия Хабблом в общего расширения Вселенной. Таким образом, теория Гамова была подтверждена.

Конечно, есть ряд вопросов, на которые теория Большого взрыва ответить пока не может. Однако основные её положения обоснованы надёжными экспериментальными данными. А современный уровень теоретической физики позволяет вполне достоверно описать эволюцию такой системы во времени, за исключением самого начального этапа – порядка сотой доли секунды от «начала мира». Но для полной картины возникновения Вселенной эта неопределённость фактически несущественна, поскольку образующееся после прохождения данного этапа состояние Вселенной и его последующую эволюцию можно описать вполне достоверно.

В заключение отметим, что на всех стадиях Большого взрыва выполняется так называемый космологический принцип – Вселенная в любой данный момент времени выглядит одинаково для наблюдателя в любой точке пространства. То есть большой взрыв не похож на взрыв динамитной шашки, когда вещество начинает расширяться из небольшого объёма в окружающую среду с чётким фронтом расширения. Это популярное представление ошибочно. Большой взрыв происходил во всех точках пространства одновременно и синхронно. Нельзя указать на какую-либо точку как на центр взрыва. Большой взрыв – это расширение самого пространства вместе с содержащейся в нём материей, которая, вообще-то говоря, покоится в каждой данной точке.