Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса

Стенджер Виктор

Используя это оборудование, астрономы начали детально исследовать небо, занося галактики в каталоги. Этот процесс будет продолжаться много лет и принесет множество неожиданных и впечатляющих результатов. Одним из наиболее плодотворных составителей каталогов был выдающийся астрофизик Фриц Цвикки, уже упомянутый в связи с его неудачной гипотезой утомленного света, призванной объяснить причины красного смещения галактик, а также как человек, открывший массу доселе скрытых галактик. Он также предполагал, что высокоэнергетические космические лучи приходят из-за пределов Солнечной системы и возникают при взрывах крайне массивных звезд. Он назвал такие звезды сверхновыми. Для поиска сверхновых Цвикки

использовал установленный в Паломарской обсерватории 18-дюймовый телескоп Шмидта, изобретенный немецким оптиком Бернхардом Шмидтом в 1930 году. Телескоп Шмидта позволяет детально изучать большие участки неба. С момента его запуска в 1936 году Цвикки обнаружил около десятка сверхновых^{159}.

В 1948 году более крупный 48-дюймовый телескоп Шмидта использовали при проведении Паломарского обзора неба. В его ходе подтвердилось упомянутое в главе 8 предположение Цвикки о том, что галактики образуют скопления. В 1958 году Джордж Эйбелл, профессор астрономии из Калифорнийского университета, что в Лос-Анджелесе, составил каталог из 2712 скоплений Северного полушария, а к 1989 году каталогизировал 4073 богатых звездами галактических скопления, которые можно наблюдать в обоих полушариях. К 70-м годам XX века астрономы стали замечать, что скопления, в свою очередь, формируют ячеистые структуры с нитями, отверстиями и стенами.

Горячее и плотное прошлое

Тем временем центр внимания космической физики сместился с общей теории относительности на ядерную физику. Ученые начали осознавать, что, если Вселенная расширяется, в прошлом она должна была представлять собой очень маленький, горячий и плотный объект, где главенствующую роль играли ядерные реакции. Жорж Леметр, возможно, был первым, кто понял это. Однако его предположение, что первичное сверхъядро распалось в ходе ядерных реакций, образовав Вселенную, какой мы ее знаем сегодня, было чистой воды спекуляцией и не имело под собой каких-либо эмпирических или теоретических оснований.

Как следствие, мало кто из ученых того времени принял эту идею всерьез. В чем заключается настоящий вклад Леметра, так это в предложенном им космологическом решении общей теории относительности для расширяющейся Вселенной. Теперь его называют решением Фридмана — Леметра, поскольку оно содержалось также в уравнениях Фридмана. Сама модель получила название модели Эддингтона — Леметра, поскольку Эддингтон усовершенствовал ее.

В любом случае Леметр представлял Вселенную конечной, зародившейся в определенный момент. Хотя не исключено, что такое представление было продиктовано его религиозной верой в Творца, как уже упоминалось ранее, он никогда не основывал свою аргументацию на богословии и, более того, противился такой трактовке.

В то же время, как мы узнали из главы 8, Эддингтон находил мысль о начале Вселенной невыносимой. В его представлении Вселенная расширялась, однако была вечной, и большинство физиков тех времен были склонны согласиться с этим. Что же касается астрономов-наблюдателей, то они особо не отвлекались от телескопов.

Леметр продолжал развивать свою модель, осознавая, что ее нужно сделать экспериментально проверяемой. Он понимал, что, если Вселенная когда-то была горячей, плотной и радиоактивной, должны были сохраниться следы этого излучения, которые, вероятно, можно увидеть и сегодня. Однако он не считал, что это излучение должно быть электромагнитным, то есть потоком фотонов, предполагая, что оно должно состоять из заряженных частиц. Большинство физиков опять-таки сомневались в этом, хотя Эйнштейн высказал к его идее легкий интерес. Но у них просто не было данных, подтверждающих это^{160}.

Более

того, одна из основных проблем гипотезы конечной Вселенной заключалась в том временном сроке, на который указывали данные. Согласно закону Хаббла, возраст Вселенной обратно пропорционален постоянной Хаббла. В результате получалось, что он составляет 2 млрд. лет — меньше, чем возраст Земли, рассчитанный на основании данных геологии и ядерной физики. Это может показаться удивительным, но Хаббл сам ставил под сомнение расширение Вселенной, которое в итоге принесло ему мировую славу. Он писал: «Не удается обнаружить каких-либо явлений — факторов разбегания галактик, — свидетельствующих о расширении Вселенной. Имеющиеся данные все еще склоняют нас скорее в сторону статической, нежели быстро расширяющейся модели Вселенной»^{161}.

Однако предположение, что возраст Вселенной Т = 1/Н, основано на нулевой космологической постоянной. Модель Леметра включала космологическую постоянную и допускала более солидный возраст Вселенной. К сожалению, Эйнштейн отрекся от своей космологической постоянной и не стал продолжать работу над ней^{162}.

Вплоть до этого периода, до конца 1930-х годов, физика фигурировала в теоретической космологии только на уровне общей теории относительности. Первозданный атом Леметра был преимущественно спекулятивной гипотезой с осторожными попытками разработать количественную модель. Но в 1938–1939 годах произошел великий прорыв, когда немецкие физики Ханс Бете (работавший в США) и Карл Фридрих фон Вайцзеккер независимо друг от друга предположили, что энергия звезд вырабатывается путем ядерного синтеза. Процесс, предложенный Бете, был чрезвычайно простым. Четыре протона объединяются в атом гелия вследствие серии парных столкновений, включающих только фундаментальные частицы: протоны, нейтроны, электроны, фотоны и, как мы знаем теперь, нейтрино. Механизм, предложенный Вайцзеккером, был значительно сложнее и включал изотопы углерода, кислорода и азота^{163}.

Вайцзеккер также предположил, что с помощью этой теории можно объяснить формирование химических элементов^{164}. Однако его модель не давала приемлемого объяснения распространенности элементов в космосе^{165}. Но все же физики-ядерщики были достаточно заинтригованы для того, чтобы подключиться к работе по исследованию космоса.

Илем

Большой шаг в сторону укрепления позиций модели Большого взрыва сделал Георгий Гамов, российско-украинский физик, эмигрировавший в США^{166}. В 1924 году Гамов прослушал курс лекций Александра Фридмана под названием «Математические основы теории относительности», который тот читал в Ленинграде. Гамов хотел обучаться под руководством Фридмана, но, к сожалению, ученый умер всего год спустя, будучи совсем молодым.

Получив в Геттингене докторскую степень по квантовой теории (он защитил работу по теории атомного ядра), Гамов работал в Копенгагене с Нильсом Бором, затем в Кембридже с Эрнестом Резерфордом, а в 1931 году, в возрасте 28 лет, стал членом-корреспондентом Академии наук СССР. Среди множества его достижений в ядерной физике — количественное доказательство того, что альфа-распад (поток ядер гелия, называемых альфа-частицами) объясняется туннельным эффектом. Этот процесс важен также для реакций термоядерного синтеза, протекающих в звездах. Как мы выясним позже, космологи признали, что этот сугубо квантово-механический процесс мог лежать в основе возникновения нашей Вселенной.