Физика времени - Чернин Артур Давидович (мир бесплатных книг TXT) 📗
*) О смысле, который имеет здесь слово временных, немало спорили; оно встречается в древней русской литературе очень редко. По мнению академика Д. С. Лихачева, временных значит прошедших, минувших. Если так, то, как видно, был когда-то у слова время крен в сторону прошлого и его значение не вполне равномерно распространялось на прошлое, настоящее и будущее (ср. сказанное об этом слове в главе 1).
Сотворение мира — излюбленная тема древних легенд, сказок, мифов, известных в ранней истории разных народов. Некоторые из таких «космогонических легенд» стали частью религиозных верований, сохранившихся и до сих пор. Но каков не поэтический или мифологический, а научный взгляд на происхождение Вселенной? Каков возраст Вселенной? И что в действительности под этим нужно понимать?
Сингулярность
Когда-то существовали хитроумные часы — астрариум, о которых мы упоминали в главе 3. Это была Вселенная в миниатюре: часы воспроизводили видимые движения по небу Солнца, Луны, планет. Если запустить астрариум не в «реальном времени», а в ускоренном, можно увидеть будущее Солнечной системы — положения светил на часы и годы вперед. А запустив эту модель Вселенной в обратную сторону, против часовой стрелки, можно было бы наблюдать прошлое Солнечной системы.
Космология Фридмана — это тоже модель, физико-математическая модель Вселенной в масштабе всей системы галактик и скоплений. Как и астрариум, она способна оживить для нас прошлое Вселенной, рассказать о ее будущем. Она воспроизводит не детали, не индивидуальные движения отдельных галактик или скоплений. Модель дает представление об общей динамике Метагалактики. Она показывает нам крупномасштабную картину мира в движении. На этой картине галактики и скопления выглядят лишь точками. Космологическое расширение растягивает картину во все стороны, и галактики на ней «разъезжаются» друг от друга.
Что же эта модель Вселенной говорит о прошлом? Если галактики разбегаются, то раньше они были ближе друг к другу. Чем дальше в прошлое, тем теснее они располагались в пространстве.
Космологическая модель, обращенная в прошлое, — это как кинофильм, просматриваемый от конца к началу. И если уйти достаточно далеко вглубь времен, мы обнаружим, что галактики составляли все вместе как бы газ; но «частичками» этого газа были не атомы или молекулы, а сами галактики. И вся Вселенная была сплошь заполнена этим «газом» галактик.
Как и для обычного газа, самой важной физической величиной, характеризующей «газ» галактик, является плотность. Плотность есть масса, приходящаяся (в среднем) на единицу объема. В соответствии с общей однородностью Метагалактики, эта плотность всюду одинакова. Она лишь меняется со временем — убывает в ходе космологического расширения.
Но «запущенная» в сторону прошлого модель Фридмана показывает нам Вселенную не расширяющейся, а сжимающейся. Космическая плотность при этом непрерывно нарастает*). Она становится все больше и больше, пока не станет... бесконечно большой. И тут наш воображаемый фильм о Вселенной обрывается — модель Фридмана «отказывает».
*) Конечно, по ходу этого воображаемого сжатия галактики рано или поздно «перемалываются» и все их вещество превращается уже в настоящий, обычный газ, равномерно распределенный по всему пространству.
Действительно, история Вселенной, воспроизводимая теорией Фридмана, не продолжается сколь угодно далеко в прошлое. У нее есть начало — момент, когда космическая плотность принимала неограниченно большое, бесконечное значение. Это трудно вообразить, но в тот же самый момент все расстояния во Вселенной и ее собственные размеры были равны... нулю. И все вещество Вселенной было сжато в точку. Из этой «начальной точки» и взяло старт космологическое расширение, которое продолжается до сих пор.
Начальное состояние бесконечной плотности называется космологической сингулярностью (сингулярность значит особенность). И верно, это состояние совершенно необычно и исключительно.
Но бесконечность — понятие математическое, а не физическое. Если в математических формулах, описывающих физическое явление, возникает бесконечность, для физики это сигнал тревоги. Это значит, возникает нечто совсем особенное, что данная теория не в состоянии верно описать. Теория становится в тупик.
В истории физики такое уже бывало. Например, формулы аэродинамики давали когда-то бесконечно большое сопротивление воздуха в случае если скорость летательного аппарата приближается к скорости звука. Но сверхзвуковые самолеты летают, и никаких бесконечностей при этом не заметно. Дело здесь в появлении нового эффекта — ударной волны — при переходе через звуковой барьер. Прежние формулы аэродинамики не допускали ударных волн. Отсюда и сигнал математики — в теории что-то неладно.
Как только ударные волны были приняты во внимание, все стало на свои места, и сопротивление воздуха оказалось по новым расчетам хотя и сравнительно большим, но отнюдь не бесконечным.
О чем же сигнализирует космологическая бесконечность? Несомненно, она указывает нам предел, границу применимости модели Фридмана. Скорее всего, в области сингулярности становится неприменимой и сама общая теория относительности. Но какая новая физика кроется здесь за бесконечностью? Возможно, это физика квантовых явлений, известных в мире мельчайших тел природы — атомов, ядер, элементарных частиц. Не зря же все размеры стягиваются в сингулярности или вблизи нее чуть ли не в точку: самое большое становится самым малым.
К этому вопросу мы еще вернемся в главе 13, где речь пойдет о квантовом подходе к космологической сингулярности. Скажем заранее, что он обещает ликвидировать бесконечность в значении космической плотности.
Нуль времени
Обратимся к основному вопросу этой главы — что считать возрастом Вселенной. В современной физике под этим понимается время, истекшее после космологической сингулярности. С сингулярности начинается история нашей Вселенной. Это для нее естественный нуль времени.
Но это не начало всего мира. Если стоять на точке зрения множественности вселенных, это только первое событие в жизни одной из многих (или даже бесчисленных) областей мира. Да и само космологическое расширение с этой точки зрения — всего лишь эпизод в общем потоке мировых событий. Но для нас это самое грандиозное из доступных наблюдению явлений природы.
Сколько же времени прошло от космологической сингулярности до современной эпохи? После того что мы уже знаем о космологическом расширении, ответить на этот вопрос не так уж трудно.
В предыдущей главе мы видели, что галактикам требуется примерно 20 миллиардов лет, чтобы увеличить вдвое расстояния, которые их сейчас разделяют. А сколько времени потребовалось для того, чтобы они достигли сегодняшних расстояний? Можно рассуждать так. Если известно расстояние между двумя данными галактиками и скорость удаления одной из них от другой, то время, затраченное на то, чтобы пройти это расстояние, найдется делением расстояния на скорость. Вспомним снова закон Хаббла: скорость удаления есть постоянная Хаббла, умноженная на расстояние. Отсюда отношение расстояния к скорости получается равным обратной величине постоянной Хаббла. То есть мы снова получили 20 миллиардов лет. Это и не удивительно, так как и прежде, и сейчас мы проделывали по сути одно и то же арифметическое действие.
Стоит, может быть, заметить, что наша оценка времени — и здесь, и в главе 10 — должна считаться, строго говоря, лишь приближенной, ориентировочной. Действительно, мы находили время движения простым делением пути на скорость. Но это законно только тогда, когда движение происходит с постоянной скоростью. Мы же знаем, что во Вселенной действует тяготение, стремящееся затормозить расширение, уменьшить скорости галактик. В прошлом скорости их разбегания были больше, чем сейчас. Поэтому на прохождение данного пути каждой галактике потребовалось несколько меньше времени, чем по нашей простой оценке.
