Физика времени

Чернин Артур Давидович

_{*) См., например, книгу: Гуревич Л. Э., Чернин А. Д. Происхождение галактик и звезд.
– М.: Наука, 1983.}

Всего один шаг отделял Ньютона от космологической постановки вопроса. Или даже полшага. Ньютон сказал, что вещество, однородно распределенное по всей Вселенной, может сжиматься как целое. Оставалось сказать, что оно может как целое еще и расширяться.

Остается только гадать, почему Ньютон не упомянул о расширении вещества Вселенной. Может быть, дело в том, что тяготение всегда стремится сблизить тела — на то оно и тяготение, взаимное притяжение. Мяч, выпущенный из рук, падает на Землю под действием ее притяжения.

На падение мяча похоже и сжатие однородного вещества: это примеры движения в том направлении, в котором действует сила тяготения. Но разве запрещено движение против силы тяготения?

Мяч может лететь и вверх, если его подбросить. Летит вверх, преодолевая земное тяготение, и космическая ракета. Движение происходит против силы тяготения просто потому, что так была направлена вначале скорость этих тел. Все дело в начальной скорости, в ее направлении.

И это справедливо также для однородного вещества Вселенной. Если начальные скорости всех масс направлены к их взаимному сближению, происходит общее сжатие вещества. Если же эти скорости направлены так, что с самого начала массы удаляются друг от друга, происходит общее расширение. В обоих случаях, конечно, сила тяготения стремится сблизить массы. Поэтому она ускоряет сжатие и тормозит расширение.

Как мы видим, динамика космологического расширения не таит в себе ничего особенно загадочного. Хотя она была открыта на основе общей теории относительности, по самой своей физической сути она может быть осмыслена и в рамках классической механики. Интересно, что не только общие принципиальные черты, но даже и конкретные математические законы космологического расширения можно получить из решения соответствующей задачи в классической механике. Что и было сделано, но не во времена Ньютона, а через 10 лет после Фридмана, английскими теоретиками Э. Милном и В. Мак-Кри, знавшими уже законы фридмановской космологии.

Космическое время

Во все времена люди смотрели на небо, на мир звезд как на нечто незыблемое и вечное. Небо и в самом деле неизменно, но только если судить о нем по нашим обычным, человеческим меркам. Например, следя за небом хоть всю жизнь, не заметишь никаких изменений в очертаниях созвездий. Не уловить и изменений в расстояниях до галактик или скоплений. Перемены на небе происходят слишком медленно, чтобы их можно было увидеть на глаз. Здесь требуются совсем другие мерки времени, значительно превышающие дни, годы, наш собственный возраст.

За какое же время может произойти значительное изменение расстояний между галактиками в расширяющейся Вселенной? Сколько времени требуется для того, чтобы эти расстояния возросли, скажем, вдвое по сравнению с современными?

Об этом можно судить на основании теории Фридмана и наблюдений Хаббла. Согласно теории, скорость взаимного удаления двух галактик прямо пропорциональна расстоянию между ними. Наблюдения позволяют определить и коэффициент пропорциональности в этой зависимости. Он называется постоянной Хаббла и по современным данным составляет от 50 до 75 километров в секунду на мегапарсек. (Такая размерность удобна в астрономии. Напомним, что 1 парсек равен 3 • 10¹³ км; 1 мегапарсек равен 1 миллиону парсек.) Значение постоянной Хаббла определено пока не слишком точно из-за трудностей в измерении расстояний до небесных тел.

Итак, скорость удаления одной галактики от другой равна постоянной Хаббла, умноженной на расстояние между галактиками. Эта зависимость называется законом Хаббла.

Пусть,

например, расстояние между какими-то двумя галактиками составляет 100 мегапарсек. Тогда по закону Хаббла одна из них убегает от другой со скоростью 5 тысяч километров в секунду. (Мы воспользовались здесь значением постоянной Хаббла на ее нижней границе, что, кажется, ближе к истине.) Немалая скорость, но она все же еще довольно далека от скорости света *).

_{*) Именно поэтому, кстати, и допустимы законы классической механики в наших рассуждениях (см. выше) о динамике космологического расширения.}

Если скорость составляет 5 тысяч километров в секунду, то через секунду расстояние между галактиками увеличится на 5 тысяч километров. Это сравнимо с радиусом Земли; для галактик такие расстояния совершенно незначительны.

Но за какое время галактика, двигаясь с той же скоростью, отойдет еще на 100 мегапарсек, удвоив тем самым первоначальное расстояние до нее? Время движения найдем делением пути на скорость. Если 100 мегапарсек, то есть 3 • 10²¹ км, разделить на скорость 5 • 10³ км/с, получим 6 • 10¹⁷ с, что составляет примерно 20 миллиардов лет.

Это огромное, поистине космическое время, которое и вообразить себе нелегко. Что с ним сравнится? Только другие астрономические времена. Например, возраст Земли или Солнца, который близок к 5 миллиардам лет. Самым старым звездам Галактики около 14 миллиардов лет. Свет от самых далеких из наблюдаемых небесных тел (квазаров) идет к нам около 15 миллиардов лет. Никакие длительности, известные современной науке, не превосходят космическое время.

Можно заметить (это видно из закона Хаббла), что найденное нами время удвоения расстояния между галактиками равно просто обратной величине постоянной Хаббла. Поэтому оно относится не только к тому конкретному примеру, который мы рассмотрели. Оно характеризует в действительности космологическое расширение в целом. Оно окажется тем же самым для любой пары галактик, каково бы ни было наблюдаемое исходное расстояние между ними.

Космическое время дает нам представление о темпе изменений, происходящих в мире галактик. Это мера длительностей, присущих Вселенной как огромной физической системе. Это время в космическом масштабе.

Вселенная и мир

Мы познакомились с астрономической картиной мира, с пространственными масштабами видимой Вселенной, достигающими 10—15 миллиардов световых лет. Мы узнали и о космическом времени, о времени космологического расширения, составляющем примерно 20 миллиардов лет. Таковы горизонты Вселенной в пространстве и времени.

Но что лежит вне этих пространственно-временных границ? Это труднейший вопрос, выходящий пока что за рамки возможностей космологии. Тем не менее поиски ответа на него уже ведутся. И хотя было бы преждевременным вдаваться сейчас в какие-то подробности, несколько слов об этом все же стоит сказать. Начнем с того, что поточнее определим некоторые исходные понятия.

Как мы знаем, всю область пространства, доступную непосредственным наблюдениям, принято называть Метагалактикой. Ее пределы очерчиваются дальностью действия современных астрономических инструментов. Мы говорили выше также и о Вселенной, о мире. Эти два слова были для нас до сих пор просто синонимами. Это не мешало никаким рассуждениям. Но теперь полезно разграничить их значения. Договоримся о следующих определениях.