Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни

• Название: Эволюция Вселенной и происхождение жизни
• Автор: Пекка Теерикор
• Издательство: Эксмо
• Жанр: Прочая научная литература
• Год: 2010

Сэр Исаак Ньютон сказал по поводу открытий знаменитую фразу: «Если я видел дальше других, то потому, что стоял на плечах гигантов».

«Эволюция Вселенной и происхождение жизни — описывает восхождение на эти метафорические плечи, проделанное величайшими учеными, а также увлекательные детали биографии этих мыслителей. Впервые с помощью одной книги читатель может совершить путешествие по истории Вселенной, какой она представлялась на всем пути познания ее природы человеком. Эта книга охватывает всю науку о нашем происхождении — от субатомных частиц к белковым цепочкам, формирующим жизнь, и далее, расширяя масштаб до Вселенной в целом.

«Эволюция Вселенной и происхождение жизни» включает в себя широкий диапазон знаний — от астрономии и физики до химии и биологии. Богатый иллюстративный материал облегчает понимание как фундаментальных, так и современных научных концепций. Текст не перегружен терминами и формулами и прекрасно подходит для всех интересующихся наукой и се историей.

---

В эпоху преобладания вещества горизонт расширяется быстрее, чем само пространство, но было ли так всегда? В эпоху своей бурной молодости Вселенная могла расширяться намного быстрее, и даже быстрее, чем сам горизонт. Если это так, то чем ближе мы к Большому взрыву, тем все большую и большую часть Вселенной должен был охватывать горизонт. На этой идее основана так называемая теория инфляции, которая призвана решить проблему изотропии. Возможно, что когда-то внутри одного горизонта находилась практически вся Вселенная либо же как минимум та ее часть, которая сейчас гораздо больше нашего современного горизонта. Все области в пределах нашего поля зрения могли в прошлом соприкасаться друг с другом, и это объясняет однородность и изотропию наблюдаемой Вселенной. Но что заставило совсем юную Вселенную начать расширяться с тем колоссальным ускорением, которого требует инфляционная модель? Эту фазу можно описать, используя силу отталкивания, впервые введенную Эйнштейном и затем отвергнутую им. Увеличив силу отталкивания, использованную в статической модели Эйнштейна, в 10120 раз и ограничив период ее действия до 10-32 с, можно получить инфляционную модель Вселенной. Но только в 1965 году Эраст Борисович Глинер из Физико-технического института им. А. Ф. Иоффе в Санкт-Петербурге понял, что сила отталкивания может возникнуть из космического вакуума. Мы вернемся к этому вопросу после краткой экскурсии по разным периодам эволюции Вселенной, какими они сегодня представляются.

Коротко говоря, в инфляционной модели с самого начала (почти) пустое пространство стало быстро расширяться, и Вселенная оставалась относительно пустой и холодной. Затем вдруг, примерно за 10-32 с, Вселенная заполнилась веществом и излучением при очень высокой температуре, порядка 1028 градусов. Энергия для рождения этого вещества и излучения черпалась из вакуума, в результате чего у него она понизилась до нынешнего значения. После этого процесс расширения стал «нормальным».

Так закончился первый период космической истории — эпоха инфляции. Родившаяся тогда материя не была похожа на ту, которую мы знаем сегодня; да и взаимодействия были другими. Например, электромагнитная сила и слабая сила тогда еще не были независимыми — это была единая электрослабая сила. Такие частицы, как фотоны и W- и Z-бозоны, были неотличимы друг от друга, и тогда еще не было речи об электронах, мюонах и нейтрино в их современном смысле. В ту эпоху могли существовать и какие-то неизвестные частицы вроде гипотетических Х-частиц, которые невозможно создать даже на самых мощных ускорителях. Период между эпохой инфляции и более поздней эпохой кварков можно разделить на две части. Первая фаза называется эпохой теорий великого объединения, а вторая — эпохой теории Вайнберга-Салама. Эти названия связаны с современными теориями взаимодействия. В начальной фазе цветная сила и электрослабая сила представляли собой единую силу, а в следующей фазе они уже разделились (Врезка 24.1).

Хотя гипотетическая эпоха инфляции остается целиком вне рамок наших наблюдений, теория инфляции, помимо того что она объясняет изотропию, приводит и к другим интересным следствиям, которые могут пролить свет на Большой взрыв и рождение галактик. В итоге быстрого «раздувания» Вселенная автоматически переходит к нужной скорости расширения: не слишком большой и не слишком малой. Эта теория утверждает, что пространство должно быть почти или точно плоским, а исследования космического фонового излучения подтверждают этот факт.

Врезка 24.1. Космологические периоды.

При обсуждении молодой Вселенной удобно использовать логарифмическую шкалу времени. Экстремально короткие начальные периоды могут содержать очень важные события, тогда как более поздние длинные периоды могут протекать без сколько-нибудь интересных событий. Логарифмическая шкала времени (в секундах) придает одинаковое значение и ранним коротким, и поздним длинным периодам. Здесь мы указали приблизительное время начала или протекания различных космологических периодов.

Инфляцию используют также для объяснения малых флуктуаций плотности, которые позже превратились в галактики. Сославшись на принцип неопределенности Гейзенберга, можно сказать, что переход от первичного вакуума к современному состоянию вакуума не мог произойти везде одновременно. Материя и излучение родились в одних областях Вселенной немного раньше, чем в других. Этот процесс мог вызвать небольшую рябь, которая в последующие эпохи сохранилась в виде волн давления (об этом см. главу 27).

Антигравитация, космический вакуум и темная энергия.

Эраст Глинер предположил, что силой, которая могла бы придать материи огромные начальные скорости расширения в момент Большого взрыва, служит космическая антигравитация, представленная в уравнениях космологической постоянной Эйнштейна. В основном здесь та же физика, что и в стандартной модели, в которой наблюдаемое в наши дни ускоренное расширение Вселенной вызвано антигравитацией (см. главу 23). Но для объяснения Большого взрыва нужно предположить, что вначале космологическая постоянная была гораздо больше, чем сейчас, и смогла придать первоначальному космологическому расширению экспоненциально быстрый («инфляционный») характер.

Позднее, в 1970-х, эту идею использовала в своих исследованиях Ирина Дымникова из Физико-технического института им. А. Ф. Иоффе, а с начала 1980-х идея стала очень популярна в космологии благодаря усилиям Алана Гута из Массачусетского технологического института, Андрея Линде из московского Физического института им. П. Н. Лебедева, Алексея Старобинского из Института им. Л. Д. Ландау в Москве, Катсухико Сато из Токийского университета и других. Они предложили интересные варианты инфляционных моделей и продемонстрировали, что идея Глинера действительно перспективна при исследовании физики Большого взрыва.

Инфляционные модели подразумевают, что общая теория относительности и «нормальная» физика работают в экстремальных условиях Большого взрыва. Это далекоидущая экстраполяция наших современных знаний. Поэтому научный статус инфляционной модели пока остается неопределенным. В отличие от нее, стандартная фридмановская космология, охватывающая период от нескольких минут после Большого взрыва и вплоть до наших дней, надежно разработана без существенной экстраполяции физических законов и подтверждена множеством астрономических наблюдений.

Основная идея Глинера состоит в том, что космологическая постоянная представляет космическую среду с совершенно особыми свойствами, которые можно описать в терминах плотности и давления. Важно заметить, что состояния движения и покоя неразличимы относительно этой среды. Могут быть два тела, движущиеся с некоторой скоростью относительно друг друга, но эта среда будет неподвижна относительно каждого из них! Это означает, что такая среда не может служить системой отсчета. В механике это особое свойство обычно приписывается вакууму, который считается не более чем пустотой. Теперь у нас есть еще один пример вакуума, который имеет определенную плотность и давление, а значит, обладает определенной энергией. Вакуум Глинера однороден в пространстве, вездесущ и неизменен во времени.

Развивая эту идею, Яков Борисович Зельдович в конце 1960-х годов предположил, что космический вакуум молодой Вселенной был идентичен квантовомеханическому вакууму, открытому Полем Дираком из Кембриджского университета в 1927 году. Квантовый вакуум — это также не пустота, а поле с так называемой нулевой энергией — следствие квантовой природы частиц и полей. Эти вопросы столь фундаментальны и трудны для понимания, что, несмотря на усилия многих ученых, предпринятые в последние десятилетия, предположение Зельдовича не удалось ни доказать, ни опровергнуть.

Вакуум Глинера возродился в космологии современной Вселенной в виде так называемой темной энергии. Это не гипотетический первичный вакуум, а реальный вакуум, обнаруженный при космологических наблюдениях. Темная энергия невидима и проявляет себя только антигравитационным влиянием на движение галактик. Ее макроскопические свойства как среды известны благодаря Глинеру, но ее внутренняя микроскопическая структура до сих пор совершенно загадочна.

Как было рассказано в главе 23, плотность темной энергии впервые измерили на очень больших расстояниях в миллиарды световых лет, используя сверхновые как стандартные свечи. Но похоже, что ее влияние сказывается и на меньших расстояниях в несколько миллионов световых лет, в окрестностях Галактики. Это выяснила международная группа, включающая некоторых авторов этой книги. В обоих случаях хаббловский поток расширения служит естественным инструментом для обнаружения силы отталкивания темной энергии. Фактически гравитация массы Местной группы и антигравитация темной энергии компенсируют друг друга в удивительной близости от нас — недалеко от границы Местной группы, на расстоянии, всего лишь примерно вдвое превышающем расстояние до галактики Андромеда! По движению галактик на таких расстояниях определена «локальная» плотность темной энергии, которая оказалась близкой к «общей» ее плотности или даже в точности равной ей. Это говорит об удивительном факте: антигравитация Эйнштейна действительно является вездесущим явлением во Вселенной, таким же, как гравитация Ньютона.