†††—пасибо, что скачали книгу в бесплатной электронной библиотеке Royallib.ru
†††¬се книги автора
†††Ёта же книга в других форматах

†††ѕри€тного чтени€!



ѕервые три минуты

—тивен ¬айнберг


—тивен ¬айнберг
ѕ≈–¬џ≈ “–» ћ»Ќ”“џ
—овременный взгл€д на происхождение ¬селенной

†††ћќ»ћ –ќƒ»“≈Ћяћ

ѕ–≈ƒ»—Ћќ¬»≈ –≈ƒј “ќ–ј –”—— ќ√ќ ѕ≈–≈¬ќƒј

†††¬селенна€ представл€ет собой уникальный, всеобъемлющий предмет дл€ размышлени€ и изучени€. ѕредлагаема€ книга уникальна по своему стилю: сложные вопросы, наход€щиес€ в центре внимани€ современной науки, излагаютс€ простым €зыком, без математических формул, доступно дл€ читател€, обладающего общей культурой, и неспециалиста в области физики или астрономии. Ќаконец, уникален и сам автор книги, известный американский физик-теоретик —тивен ¬айнберг Ч автор первоклассных достижений в теории элементарных частиц[1]. Ќо ¬айнберг не замыкаетс€ в этой тематике. ќн прекрасно знает и классическую физику и живо интересуетс€ смежными науками, особенно астрономией.
†††—оединение трех уникальных качеств (тема книги, способ изложени€ и личность автора) приводит к замечательному результату. Ѕлагодар€ ей самые широкие круги читателей приобщаютс€ к современной науке. Ќемало молодых читателей под вли€нием предлагаемой книги выбирают теоретическую физику и астрофизику как будущую свою специальность.
†††’очетс€ особо отметить те места книги, где автор высказываетс€ об исследовательской работе и законах развити€ науки в общем плане. Ќа примере космологии он показывает, каким, по его мнению, должно быть соотношение между теорией и опытом, наблюдени€ми. Ёто, прежде всего, высказывание, что нельз€ работать совсем без теоретических Ђпредубежденийї, но нужно уметь выбрать правильные предубеждени€.
†††јвтор необычайно остро чувствует роль отдельных людей, творцов науки. ¬р€д ли он мог бы написать об этом с такой силой и убедительностью, если бы сам не был выдающимс€ ученым и творцом.
†††Ќо ¬айнберг показывает и подчеркивает и другую сторону дела: объективную закономерность, необходимость и неизбежность тех выводов, к которым приходит наука. ќн показывает, как в конечном счете опыт и наблюдени€ решают судьбу теорий, как опыт становитс€ верховным судьей истины. ѕоучительный пример, приводимый автором,†Ч судьба печально знаменитой теории стационарной ¬селенной с непрерывным рождением вещества, компенсирующим расширение. —импатизиру€ философским аспектам этой теории, ¬айнберг указывает на то, что наблюдени€ безусловно отвергли теорию стационарной ¬селенной. ќн говорит о высшей объективности коллективного разума ученых разных специальностей.
†††ќтдельные личности, талантливые или вли€тельные, могут ускорить или замедлить успех правильной точки зрени€, но никому не дано нав€зать природе и человечеству неверную теорию. ѕравильность или ошибочность той или иной определенной теории €вл€етс€ объективным фактом. ƒругое дело, что дл€ установлени€ этого факта иногда требуетс€ большое врем€, годы или дес€тилети€, и в течение этого времени теори€ находитс€ в неопределенном состо€нии. ¬ этот период может быть правильнее называть ее гипотезой.
†††«аметим, наконец, что когда правильность теории установлена, то одновременно вы€сн€ютс€ и границы применимости теории и открываютс€ новые горизонты дальнейших исследований. ¬есь опыт двадцатого века учит такому соотношению; наилучшим примером €вл€етс€ классическа€ механика, верна€ в пределе малых скоростей (иначе нужна теори€ относительности) и больших масс, импульсов, перемещений (иначе нужна квантова€ теори€).
†††¬ изложении ¬айнберга теоретические положени€ оживают. ќн рассказывает не только о судьбе ¬селенной, но и об истории ее исследовани€.
†††–едактор в примечани€х отметил некоторые этапы, принадлежащие истории космологии и, в частности, истории советских работ, недостаточно отраженные в книге.
†††¬ целом, однако, ¬айнбергу удалось великолепно показать ту драму идей, борьбу, сотрудничество и переплетение различных школ мышлени€, без которых не обходитс€ развитие науки. ѕоэтому книга ¬айнберга оказалась такой увлекательной, получила такую широкую аудиторию и полное признание.
†††«а врем€, прошедшее после написани€ книги (она возникла из лекции 1973 года и вышла из печати первым изданием в 1977 году), приводимые в ней сведени€ не устарели. Ќет необходимости что-либо мен€ть в основном тексте. ќднако по некоторым вопросам по€вились новые данные и новые точки зрени€.
†††Ќаиболее принципиальным €вл€етс€, пожалуй, изменившеес€ отношение к вопросу о сохранении барионов. ¬ книге ¬айнберг объ€вл€ет закон сохранени€ барионного зар€да одним из самых фундаментальных законов природы. ¬ последнее врем€ все чаще рассматриваетс€ возможность того, что барионы не сохран€ютс€, что устойчивость протона не абсолютна. ѕодробно истори€ вопроса и современное состо€ние рассмотрены в дополнении редактора 6.
†††ƒругие дополнени€ касаютс€ новых наблюдательных данных и новых возможностей наблюдени€, св€занных, главным образом, с использованием микроволнового фонового радиоизлучени€ ¬селенной. «десь редактор существенно опираетс€ на работы советского астрофизика –.ј. —юн€ева и свои. –ассмотрено также вли€ние ненулевой массы поко€ нейтрино на наши представлени€ о строении и эволюции ¬селенной. ¬опрос этот возник в св€зи с работами советских и американских экспериментаторов. ќдновременно изменилось и отношение физиков-теоретиков к гипотезе т€желого нейтрино. ¬ыводы из этой гипотезы, касающиес€ космологии, оказываютс€ фундаментальными.
†††¬ своих дополнени€х редактор старалс€ не выйти за рамки общего стил€ книги, не оторватьс€ от того читател€, неспециалиста, на которого книга рассчитана. Ќи основной текст книги, ни дополнени€ к ней не могут и не должны заменить специальные руководства и книги дл€ читател€, желающего специализироватьс€ по астрофизике.
†††¬ заключение редактор хочет от души поблагодарить —тивена ¬айнберга за активное сотрудничество в св€зи с русским переводом книги.
†††ѕользуюсь случаем поблагодарить переводчика книги, кандидата физико-математических наук доцента ј.¬. Ѕеркова, бережно сохранившего стиль оригинала.
†††јкадемик я. Ѕ. «ельдович

ѕ–≈ƒ»—Ћќ¬»≈

†††Ёта книга возникла из доклада, сделанного мной на церемонии открыти€ научного центра дл€ студентов младших курсов в √арварде в но€бре 1973 года. Ёрвин √лайкс, президент и издатель фирмы Basic Books, услышал от нашего общего друга ƒэниэла Ѕелла об этом докладе и убедил мен€ превратить его в книгу.
†††ѕоначалу эта иде€ не вызвала у мен€ восторга. ’от€ врем€ от времени € и вносил малую лепту в исследовани€ по космологии, все же мо€ работа значительно больше была св€зана с физикой микромира Ч теорией элементарных частиц.  роме того, физика элементарных частиц чрезвычайно бурно развивалась в последние несколько лет, и € уже провел слишком много времени в отрыве от нее, занима€сь сочинением попул€рных статей дл€ разных журналов. ћне очень хотелось отдать, наконец, все свое врем€ моей естественной среде обитани€ Ч журналу Physical Review.
†††ќднако скоро € обнаружил, что не могу выбросить из головы мысль о книге, посв€щенной ранней ¬селенной. „то может быть интереснее проблемы √енезиса?  роме того, именно при изучении ранней ¬селенной, особенно первой сотой доли секунды ее существовани€, проблемы теории элементарных частиц пересекаютс€ с проблемами космологии. Ќаконец, сейчас настало хорошее врем€ дл€ того, чтобы написать книгу о ранней ¬селенной.  ак раз в последнее дес€тилетие детальна€ теори€ развити€ событий на ранней стадии существовани€ ¬селенной под названием Ђстандартной моделиї стала общеприн€той.
†††ќчень примечательно, что есть возможность сказать, на что была похожа ¬селенна€ в конце первой секунды, или первой минуты, или первого года.  аждый физик рад, что он может получать числовые результаты, что он способен сказать, что в такой-то и такой-то моменты времени температура, плотность и химический состав ¬селенной имели такие-то и такие-то значени€. ќткровенно говор€, мы не абсолютно уверены во всем этом, но весьма волнует, что сейчас мы способны говорить о подобных вещах хоть с какой-то долей уверенности. »менно это волнение € и хотел донести до читател€.
†††ѕожалуй, надо сказать, на кого рассчитана эта книга. я писал дл€ читател€, который хочет разобратьс€ в р€де подробно изложенных доводов, но который при этом плохо знаком с математикой или физикой. ’от€ мне пришлось объ€снить несколько довольно сложных научных идей, в основном тексте книги не используетс€ математика, кроме арифметики, и почти не предполагаетс€ знание читателем физики или астрономии. я пыталс€ быть очень внимательным при определении научных пон€тий там, где они впервые используютс€, а в приложении поместил словарь физических и астрономических терминов. я также писал там, где это возможно, числа вроде Ђсто миллиардовї полностью словами, вместо того, чтобы использовать более удобную научную запись: 1011.
†††ќднако все это не означает, что € старалс€ написать легкую книгу.  огда юрист пишет дл€ широкой публики, он предполагает, что она незнакома, например, с французским законодательством или с законом против пожизненной ренты, но из-за этого он не думает о публике слишком плохо и, в то же врем€, не снисходит до ее уровн€. я хочу поступить так же: читатель представл€етс€ мне в облике ловкого старого адвоката, который не умеет говорить на моем €зыке, но который, по крайней мере, надеетс€ услышать несколько убедительных аргументов прежде, чем составит собственное мнение.
†††ƒл€ тех читателей, которые хотели бы увидеть некоторые вычислени€, лежащие в основе доводов, приведенных в книге, € подготовил Ђћатематическое дополнениеї, следующее за основным текстом. ”ровень использованной там математики должен сделать эти замечани€ доступными дл€ каждого, кто обладает знани€ми студента-младшекурсника, специализирующегос€ в любой области физики или математики.   счастью, наиболее важные расчеты в космологии действительно просты; только в отдельных местах начинают играть роль более тонкие вещи, св€занные с общей теорией относительности или €дерной физикой. „итатель, который захочет продолжить изучение предмета на более техническом уровне, найдет ссылки на р€д более сложных руководств (включа€ мое собственное) в Ђѕредложени€х дл€ дальнейшего чтени€ї.
†††’очу также по€снить, что именно € намереваюсь рассмотреть в этой книге. ќна, безусловно, не касаетс€ всех аспектов космологии. —уществует Ђклассическа€ї часть предмета, котора€ имеет дело, главным образом, с крупномасштабной структурой сегодн€шней ¬селенной, сюда относ€тс€ споры вокруг внегалактической природы спиральных туманностей; открытие красных смещений у далеких галактик и зависимость этих смещений от рассто€ни€; св€занные с общей теорией относительности космологические модели Ёйнштейна, де —иттера, Ћеметра и ‘ридмана и тому подобное. Ёта часть космологии уже была очень хорошо описана во многих превосходных книгах, и € не собиралс€ давать еще один полный обзор этой темы. ƒанна€ книга посв€щена ранней ¬селенной и в особенности тому новому пониманию ранней ¬селенной, которое возникло после открыти€ в 1965 году космического фона микроволнового излучени€.
††† онечно, теори€ расширени€ ¬селенной €вл€етс€ существенной составной частью наших сегодн€шних представлений о ранней ¬селенной, поэтому € был вынужден дать в главе II краткое введение в более Ђклассическиеї вопросы космологии. я надеюсь, что даже дл€ читателей, полностью незнакомых с космологией, эта глава даст соответствующую основу дл€ понимани€ недавних достижений в теории ранней ¬селенной, чему посв€щена остальна€ часть книги. ќднако читателю, желающему подробнее изучить более старые разделы космологии, рекомендуетс€ обратитьс€ к книгам, упом€нутым в Ђѕредложени€х дл€ дальнейшего чтени€ї.
†††¬ то же врем€, мне не удалось найти последовательного исторического обзора недавних достижений в космологии. ѕоэтому € был об€зан сам зан€тьс€ небольшими раскопками, особенно в св€зи с поразительным вопросом, почему задолго до 1965 года не было поисков космического фона микроволнового излучени€ (этот вопрос обсуждаетс€ в главе VI). я не хочу сказать, что рассматриваю данную книгу как точную историю указанных достижений,†Ч у мен€ достаточно уважени€ к тем усили€м и тому вниманию к детал€м, которые нужны в истории науки, чтобы питать на этот счет какие-то иллюзии. ¬се же € был бы счастлив, если бы насто€щий историк науки использовал эту книгу в качестве отправной точки и написал адекватную историю последнего тридцатилети€ космологических исследований.
†††я чрезвычайно признателен Ёрвину √лайксу и ‘арреллу ‘илипсу из фирмы Basic Books за их ценные предложени€ при подготовке рукописи к печати. ћне трудно выразить словами, как мне помогли во врем€ написани€ этой книги добрые советы моих коллег Ч физиков и астрономов. «а труд по чтению и рецензированию отдельных частей книги € хочу особенно поблагодарить –альфа јльфера, Ѕернарда Ѕерка, –оберта ƒикке, ƒжорджа ‘илда, √эри ‘айнберга, ”иль€ма ‘аулера, –оберта ’ермана, ‘реда ’ойла, ƒжима ѕиблза, јрно ѕензиаса, Ѕилла ѕресса, Ёда ѕерселла и –оберта ¬агонера. я также признателен јйзеку јзимову, Ѕернарду  оэну, ћарте Ћиллер и ‘илиппу ћоррисону за информацию по отдельным вопросам. я особенно благодарен Ќайгелу  альдеру, прочитавшему целиком первый вариант рукописи и сделавшему р€д глубоких замечаний. я не могу наде€тьс€ на то, что эта книга полностью свободна от ошибок и не€сностей, но € уверен, что она стала намного €снее и точнее, чем могла бы быть без той вдохновл€ющей помощи, которую мне посчастливилось получить.
†††—тивен ¬айнберг
††† ембридж, ћассачусетс,
†††июль 1976 года

I. ¬¬≈ƒ≈Ќ»≈: ¬≈Ћ» јЌ »  ќ–ќ¬ј

†††ѕроисхождение ¬селенной объ€сн€етс€ в Ђћладшей Ёддеї, собрании норвежских мифов, обработанных около 1220 года исландским магнатом —норри —турлусоном. —начала, говоритс€ в ЂЁддеї, не было вообще ничего: Ђ«емли еще не было, и небосвода, бездна зи€ла, трава не рослаї.   северу и югу от ничего лежали области холода и огн€ Ч Ќифльхейм и ћусспельхейм. “епло из ћусспельхейма растопило часть льда из Ќифльхейма, и из капель жидкости вырос великан »мир. „то же »мир ел? ќказалось, что там была и корова, јудумла. ј что же она ела? Ќу, там нашлось еще немного соли. » так далее.
†††ћне не хотелось бы оскорбить чьи-либо религиозные чувства, даже религиозные чувства викингов, но думаю, что, по совести говор€, это не очень удовлетворительна€ картина происхождени€ ¬селенной. ƒаже оставл€€ в стороне все возражени€, св€занные с тем, что свидетельские показани€ основаны на слухах, надо признать, что эта истори€ рождает столько же вопросов, на сколько она дает ответ, и каждый ответ требует новых усложнений начальных условий.
†††Ќо мы не можем просто посме€тьс€, чита€ ЂЁддуї, и отречьс€ от всех космогонических гипотез Ч стремление проследить историю ¬селенной назад к самому началу непреодолимо. — момента зарождени€ современной науки в шестнадцатом и семнадцатом веках физики и астрономы вновь и вновь возвращались к проблеме возникновени€ ¬селенной.
†††ќднако подобные исследовани€ всегда пользовались дурной репутацией. я вспоминаю, что когда € был студентом, а затем в 50-е годы начал свои собственные исследовани€ (по другим проблемам), то повсюду считалось, что изучение ранней ¬селенной Ч это не та задача, которой должен посв€щать свое врем€ уважающий себ€ ученый. » такое суждение имело свои основани€. ¬ течение почти всей истории современной физики и астрономии попросту не существовало адекватного наблюдательного и теоретического базиса, который позволил бы реконструировать историю ранней ¬селенной.
†††Ќо за последнее дес€тилетие все это изменилось. “еори€ ранней ¬селенной стала столь общеприн€той, что астрономы часто называют ее Ђстандартной модельюї. Ёто примерно то же самое, что иногда именуетс€ теорией Ђбольшого взрываї, но дополненное значительно более точными указани€ми относительно того, из чего состо€ла ¬селенна€. “еори€ ранней ¬селенной и рассматриваетс€ в данной книге.
†††„тобы помочь увидеть цель нашего путешестви€, может быть, полезно начать с краткого резюме истории ранней ¬селенной, как она в насто€щий момент представл€етс€ в рамках стандартной модели. Ёто лишь беглый обзор Ч в последующих главах будут объ€снены детали этой истории и наши основани€ довер€ть каждой из них.
†††¬начале был взрыв. Ќе такой взрыв, который знаком нам на «емле и который начинаетс€ из определенного центра и затем распростран€етс€, захватыва€ все больше и больше пространства, а взрыв, который произошел одновременно везде, заполнив с самого начала все пространство, причем кажда€ частица материи устремилась прочь от любой другой частицы. ¬ этом контексте Ђвсе пространствої может означать либо все пространство бесконечной ¬селенной, либо все пространство конечной ¬селенной, которое замкнуто на себ€, как поверхность сферы.  аждую из этих возможностей нелегко постичь, но это нам не помешает: оказываетс€, что на историю ранней ¬селенной не вли€ет, €вл€етс€ ли пространство конечным или бесконечным.
†††ѕримерно через одну сотую долю секунды, самое раннее врем€, относительно которого мы можем говорить с какой-то определенностью, температура ¬селенной была равна примерно ста тыс€чам миллионов (1011) градусов ÷ельси€. Ёто значительно гор€чее, чем в центре самой гор€чей звезды, так гор€чо на самом деле, что ни одни из компонентов обычного вещества Ч молекулы, атомы или даже €дра атомов Ч не могли существовать. ¬место этого вещество, разлетавшеес€ в разные стороны в таком взрыве, состо€ло из различных типов так называемых элементарных частиц, €вл€ющихс€ предметом изучени€ современной физики высоких энергий.
†††ћы неоднократно будем встречатьс€ на страницах книги с этими частицами, но в данный момент будет достаточно назвать только те из них, которые присутствовали в ранней ¬селенной в наибольшем количестве, отложив более детальные разъ€снени€ до глав III и IV. ќдин тип частиц, присутствовавших в больших количествах,†Ч это электроны, отрицательно зар€женные частицы, которые перенос€тс€ электрическим током по проводам и образуют внешние части всех атомов и молекул нашей теперешней ¬селенной. ƒругой тип частиц, имевшихс€ в изобилии на ранней стадии,†Ч это позитроны, положительно зар€женные частицы с массой, в точности равной массе электрона. ¬ теперешней ¬селенной позитроны обнаруживаютс€ только в лаборатори€х физики высоких энергий, в некоторых типах радиоактивного распада, а также в бурных астрономических €влени€х вроде космического излучени€ или сверхновых, но в ранней ¬селенной число позитронов почти точно равн€лось числу электронов. ¬добавок к электронам и позитронам было примерно одинаковое количество нейтрино различных типов Ч призрачных частиц, не имеющих вообще ни массы, ни электрического зар€да. Ќаконец, ¬селенна€ была заполнена светом. ≈го не следует рассматривать отдельно от частиц Ч квантова€ теори€ говорит нам, что свет состоит из частиц нулевой массы[2] и нулевого электрического зар€да, известных под названием фотонов. ( аждый раз, когда атом в нити накала электрической лампочки переходит из состо€ни€ большей энергии в состо€ние меньшей энергии, испускаетс€ один фотон. ѕри этом из электрической лампочки вылетает так много фотонов, что они кажутс€ слившимис€ вместе в непрерывный поток света, однако фотоэлемент может сосчитать отдельные фотоны, один за другим).  аждый фотон несет определенную порцию энергии и импульса, завис€щую от длины волны света. „тобы описать тот свет, который заполн€л раннюю ¬селенную, мы можем сказать, что число и средн€€ энерги€ фотонов были примерно такими же, как у электронов, позитронов или нейтрино.
†††Ёти частицы Ч электроны, позитроны, нейтрино, фотоны Ч непрерывно рождались из чистой энергии и затем весьма быстро вновь аннигилировали. ѕоэтому число этих частиц не было предопределено заранее, а определ€лось балансом между процессами рождени€ и аннигил€ции. »з этого баланса можно вывести, что плотность такого космического супа при температуре сотни тыс€ч миллионов градусов была примерно в четыре тыс€чи миллионов (4 × 109) раз больше, чем у воды.  роме того, имелась небольша€ примесь более т€желых частиц Ч протонов и нейтронов, которые в сегодн€шнем мире €вл€ютс€ составными част€ми атомных €дер. (ѕротоны положительно зар€жены; нейтроны чуть т€желее и электрически нейтральны.) ѕропорции составл€ли примерно один протон и один нейтрон на каждую тыс€чу миллионов электронов, или позитронов, или нейтрино, или фотонов. Ёто число Ч тыс€ча миллионов фотонов на одну €дерную частицу Ч €вл€етс€ критической величиной, котора€ должна братьс€ из наблюдений в цел€х построени€ стандартной модели ¬селенной[3]. ќткрытие космического фона излучени€, обсуждаемое в главе III, в действительности представл€ло собой измерение этого числа.
†††¬ процессе развити€ взрыва температура падала, достигнув через одну дес€тую секунды тридцати тыс€ч миллионов (3 × 1010) градусов ÷ельси€, через одну секунду Ч дес€ти тыс€ч миллионов градусов и через четырнадцать секунд Ч трех тыс€ч миллионов градусов. Ёто уже было достаточно прохладно дл€ того, чтобы электроны и позитроны начали аннигилировать быстрее, чем они могли рождатьс€ вновь фотонами или нейтрино. Ёнерги€, выдел€вша€с€ при такой аннигил€ции вещества, постепенно замедл€ла скорость охлаждени€ ¬селенной, но температура продолжала падать, достигнув наконец одной тыс€чи миллионов градусов в конце первых трех минут. “ут уже стало достаточно прохладно дл€ того, чтобы протоны и нейтроны начали образовывать сложные €дра, начина€ с €дра т€желого водорода (дейтери€), состо€щего из одного протона и одного нейтрона. ѕлотность была все еще достаточно велика (чуть меньше плотности воды), так что эти легкие €дра были способны быстро объедин€тьс€ в более стабильные легкие €дра, такие, как €дра гели€, состо€щие из двух протонов и двух нейтронов.
†††¬ конце первых трех минут ¬селенна€ содержала главным образом свет, нейтрино и антинейтрино.  роме того, имелось небольшое количество €дерного материала, состо€вшего к этому моменту примерно на 73 процента из €дер водорода и на 27 из €дер гели€, и столь же малое количество электронов, оставшихс€ от эры электрон-позитронной аннигил€ции. Ёта матери€ продолжала расшир€тьс€, станов€сь постепенно холоднее и разреженнее. «начительно позже, через несколько сот тыс€ч лет, стало уже достаточно холодно дл€ того, чтобы электроны смогли объединитьс€ с €драми, образовав атомы водорода и гели€. ќбразовавшийс€ газ начал под действием гравитации образовывать сгустки, которые в конце концов сконденсировались, образовав галактики и звезды нынешней ¬селенной. ќднако звезды[4] начали свою жизнь как раз с теми составными элементами, которые были изготовлены в первые три минуты.
†††ќбрисованна€ выше стандартна€ модель Ч совсем не сама€ удовлетворительна€ из всех мыслимых теорий происхождени€ ¬селенной.  ак и в Ђћладшей Ёддеї, в ней имеетс€ смущающа€ неопределенность относительно самого начала, первой сотой доли секунды или около того. ѕомимо этого, необходимо, к сожалению, фиксировать начальные услови€, в особенности начальное отношение тыс€ча миллионов к одному дл€ фотонов и €дерных частиц. ћы предпочли бы теорию, логическа€ неизбежность которой была бы более очевидной.
†††—уществует альтернативна€ теори€, котора€ кажетс€ значительно более привлекательной с философской точки зрени€, так называема€ теори€ стационарного состо€ни€. ¬ этой теории, предложенной в конце 40-х годов √ерманом Ѕонди, “омасом √олдом и (в несколько иной формулировке) ‘редом ’ойлом, считаетс€, что ¬селенна€ всегда была почти такой же, как сейчас. ¬ процессе ее расширени€ непрерывно рождаетс€ нова€ матери€, заполн€€ промежутки между галактиками. ¬ принципе, на все вопросы о том, почему ¬селенна€ така€, кака€ она есть, можно ответить в этой теории, показав, что она така€, кака€ она есть, потому, что это единственный способ, при котором она может оставатьс€ неизменной. ѕроблемы ранней ¬селенной нет, ранней ¬селенной просто не было.
††† ак же мы тогда пришли к стандартной модели? » как же она вытеснила другие теории вроде модели стационарного состо€ни€? Ёто было данью чрезвычайной объективности современной астрофизики, благодар€ которой единодушие стало возможным не из-за сдвигов в философских симпати€х и не под вли€нием ученых-мандаринов от астрофизики, а под давлением эмпирических данных.
†††¬ следующих двух главах будут описаны две великие путеводные нити, предоставл€емые нам астрономическими наблюдени€ми и привод€щие к стандартной модели,†Ч открытие разбегани€ далеких галактик и обнаружение слабого фона радиоизлучени€, заполн€ющего ¬селенную. Ёто богатейший сюжет дл€ историка науки, полный ошибочных начинаний, упущенных возможностей, теоретических предубеждений и действий отдельных личностей.
†††¬след за этим обзором наблюдательной космологии € попытаюсь соединить разрозненные данные, чтобы дать единую картину физических условий в ранней ¬селенной. Ёто заставит нас вернутьс€ к более детальному рассмотрению первых трех минут. ѕредставл€етс€ подход€щим кинематографический метод: кадр за кадром мы будем следить за тем, как ¬селенна€ расшир€етс€, охлаждаетс€ и приготовл€етс€[5]. ћы также попробуем загл€нуть немного в эру, все еще окутанную тайной,†Ч а именно, в то, что происходило до первой сотой доли секунды.
†††ћожем ли мы действительно быть уверенными в стандартной модели? Ќе разрушат ли ее новые открыти€ и не замен€т ли сегодн€шнюю стандартную модель какой-то другой космогонией, может быть, даже возродив стационарную модель? ¬озможно. я не в силах избавитьс€ от ощущени€ нереальности, когда пишу о первых трех минутах так, как будто мы действительно знаем, о чем говорим.
†††ќднако даже если стандартную когда-нибудь вытеснит друга€ модель, она все равно будет играть чрезвычайно важную роль в истории космологии. —ейчас стало общеприн€тым (хот€ лишь в последнее дес€тилетие или около того) провер€ть теоретические идеи в физике или астрофизике, обсужда€ их следстви€ в рамках стандартной модели. “акже обычным стало использование стандартной модели в качестве теоретической основы дл€ определени€ программ астрономических наблюдений. “аким образом, стандартна€ модель обеспечивает необходимый общий €зык, который позвол€ет теоретикам и наблюдател€м понимать, что каждый из них делает. ≈сли когда-нибудь стандартную модель заменит лучша€ теори€, то, веро€тнее всего, это произойдет в результате наблюдений или вычислений, обоснование необходимости которых будет получено из стандартной модели.
†††¬ последней главе € немного поговорю о будущем ¬селенной. ¬озможно, она будет продолжать расшир€тьс€ всегда, станов€сь все более холодной, разреженной и мертвой. Ќо возможно, что она будет вновь сжиматьс€, вновь разбива€ галактики, звезды, атомы и атомные €дра на их составные части. ¬се те проблемы, с которыми мы сталкиваемс€ в понимании первых трех минут, возникнут тогда снова при предсказании течени€ событий в три последние минуты.

II. –ј—Ў»–≈Ќ»≈ ¬—≈Ћ≈ЌЌќ…

†††¬згл€д на ночное небо создает могучее впечатление неизменности ¬селенной.  онечно, облака набегают на Ћуну, небосвод вращаетс€ вокруг ѕол€рной звезды, а если смотреть на небо через большие промежутки времени, то сама Ћуна убывает и прибывает, а Ћуна и планеты движутс€ на фоне звезд. Ќо мы знаем, что это всего лишь локальные €влени€, обусловленные движени€ми внутри нашей —олнечной системы. ≈сли не считать планет, то звезды кажутс€ неподвижными.
††† онечно, на самом деле звезды движутс€ со скоростью, достигающей нескольких сот километров в секунду, так что в течение года быстра€ звезда может сместитьс€ примерно на дес€ть тыс€ч миллионов километров. Ёто в тыс€чу раз меньше, чем рассто€ние даже до ближайших звезд, поэтому их видимое положение на небе мен€етс€ очень медленно. (Ќапример, относительно быстра€ звезда, известна€ как звезда Ѕарнарда, находитс€ на рассто€нии около 56 миллионов миллионов километров; она смещаетс€ поперек луча зрени€ примерно на 89 километров за секунду или 2,8 тыс€чи миллионов километров за год, и, вследствие этого, ее видимое положение на небе смещаетс€ за год на угол 0,0029 градуса). јстрономы называют сдвиг видимого положени€ ближайших звезд на небе Ђсобственным движениемї. ¬идимые положени€ на небе более далеких звезд мен€ютс€ столь медленно, что их собственное движение невозможно заметить даже при самом терпеливом наблюдении.

†††—обственное движение звезды Ѕарнарда.
†††— интервалом в 22 года показано положение звезды Ѕарнарда (отмеченное белой стрелкой). ясно видно изменение положени€ звезды Ѕарнарда на фоне более €рких звезд. «а эти 22 года направление на звезду Ѕарнарда изменилось на 3,7 дуговой минуты; таким образом, Ђсобственное движениеї составл€ет 0,17 дуговой минуты за год (фотографи€ …еркской обсерватории).

†††ћы увидим сейчас, что это впечатление неизменности иллюзорно. Ќаблюдени€, которые мы будем обсуждать в этой главе, показывают, что ¬селенна€ находитс€ в состо€нии сильного взрыва, в котором огромные острова звезд, известные как галактики, разлетаютс€ в разные стороны со скоростью, приближающейс€ к скорости света. ƒалее мы можем экстраполировать этот взрыв назад по времени и заключить, что все галактики должны были быть в какой-то момент времени в прошлом значительно ближе друг к другу, на самом деле так близко, что ни сами галактики, ни звезды, ни даже атомы или атомные €дра не могли отдельно существовать. Ёто и есть та эра, которую мы называем Ђранней ¬селеннойї и котора€ €вл€етс€ предметом обсуждени€ в данной книге.
†††Ќаши знани€ о расширении ¬селенной основаны исключительно на том факте, что астрономы способны измер€ть движение свет€щегос€ тела в направлении пр€мо вдоль луча зрени€ намного точнее, чем его движение под пр€мым углом к лучу зрени€[6]. “ехника измерений использует хорошо известное свойство любого типа волнового движени€, так называемый эффект ƒоплера.  огда мы наблюдаем звуковую или световую волну от поко€щегос€ источника, то промежуток времени между прибытием гребней волн к нашим измерительным приборам такой же, как и промежуток времени между испусканием волн источником. — другой стороны, если источник удал€етс€ от нас, то промежуток времени между прибытием последовательных гребней волн увеличиваетс€ по сравнению с промежутком времени между их испусканием источником, так как каждому гребню нужно пройти чуть большее рассто€ние на своем пути к нам, чем предыдущему гребню. »нтервал времени между гребн€ми как раз равен длине волны, деленной на скорость волны, так что волна, испущенна€ удал€ющимс€ от нас источником, будет казатьс€ имеющей большую длину, чем если бы источник покоилс€. (Ѕолее точно относительное увеличение длины волны даетс€ отношением скорости источника волны к скорости самой волны, что показано в математическом дополнении 1) јналогично, если источник приближаетс€ к нам, то промежуток времени между прибытием волновых гребней уменьшаетс€, так как каждый последующий гребень должен пройти меньший путь, и сама волна кажетс€ имеющей меньшую длину. Ёто напоминает то, как если бы коммиво€жер посылал письма домой регул€рно раз в неделю в течение своей поездки: когда он едет от дома, каждое последующее письмо должно пройти чуть больший путь, чем предыдущее, поэтому его письма будут приходить с интервалом чуть больше недели; на обратном пути домой каждое последующее письмо будет проходить все меньшее рассто€ние, поэтому они будут приходить чаще, чем раз в неделю.
†††¬ наши дни легко наблюдать эффект ƒоплера дл€ звуковых волн Ч достаточно подойти к краю скоростной автомобильной дороги и заметить, что мотор быстро мчащегос€ автомобил€ издает более высокий звук (т.†е. звук более короткой длины волны), когда автомобиль приближаетс€, по сравнению с тем, когда он удал€етс€. ѕо-видимому, эффект был впервые отмечен как дл€ световых, так и дл€ звуковых волн »оганном ’ристианом ƒоплером, профессором математики –еальной школы в ѕраге в 1842 году. Ёффект ƒоплера дл€ звуковых волн был проверен в 1845 году голландским метеорологом ’ристофором √енрихом ƒитрихом Ѕуа-Ѕалло в очаровательном эксперименте Ч в качестве движущегос€ источника звука он использовал оркестр трубачей, сто€вших на открытой платформе железнодорожного вагона, мчавшегос€ по сельской местности вблизи ”трехта.
†††—пектр —олнца.
†††ѕоказан свет —олнца, разложенный с помощью 13-футового спектрогелиографа на различные длины волн. ¬ среднем интенсивность на разных длинах волн примерно така€ же, кака€ излучалась бы любым полностью поглощающим (или Ђчернымї) телом при температуре 5800  . ќднако вертикальные темные Ђфраунгоферовыї линии в спектре указывают на то, что свет по поверхности —олнца поглощаетс€ относительно более холодной и частично прозрачной внешней областью, известной под названием обращающего сло€.  ажда€ темна€ лини€ возникает в результате селективного поглощени€ света на определенной длине волны; чем темнее лини€, тем интенсивнее поглощение. ƒлины волн указаны над спектром в ангстремах (10-8 см). ”становлено, что многие из этих линий об€заны поглощению света определенными элементами, такими, как кальций (—а), железо (Fe), водород (Ќ), магний (Mg), натрий (Na). ќтчасти, с помощью излучени€ таких линий поглощени€, мы можем установить космическую распространенность различных химических элементов. —оответствующие линии поглощени€ в спектрах далеких галактик наблюдаютс€ сдвинутыми от их нормального положени€ в сторону больших длин волн; именно из этого красного смещени€ мы делаем вывод о расширении ¬селенной (фотографи€ ’ейльской обсерватории).

†††ƒоплер думал, что его эффект может объ€снить разный цвет звезд. —вет от звезд, которые удал€ютс€ от «емли, был бы сдвинут в сторону больших длин волн, а так как красный свет имеет длину волны больше, чем средн€€ длина волны видимого света, то такие звезды казались бы несколько краснее. јналогично свет от тех звезд, которые приближаютс€ к «емле, был бы сдвинут в сторону более коротких длин волн, поэтому звезды казались бы необычно голубыми. ¬скоре, однако, Ѕуа-Ѕалло и другие заметили, что эффект ƒоплера не имеет никакого отношени€ к цвету звезд. ƒействительно, голубой свет от удал€ющейс€ звезды сдвигаетс€ в красную сторону, но в то же врем€ часть невидимого в нормальных услови€х ультрафиолетового света звезды сдвигаетс€ в голубую часть видимого спектра, поэтому общий цвет вр€д ли мен€етс€[7]. «везды имеют разный цвет главным образом потому, что у них разна€ температура поверхности.
†††ќднако эффект ƒоплера приобрел огромную важность дл€ астрономии в 1868 году, когда он был применен к изучению отдельных спектральных линий. «а много лет до этого, в 1814Ц1815 годах, мюнхенский оптик »озеф ‘раунгофер обнаружил, что когда свет от —олнца пропускаетс€ через щель, а затем через стекл€нную призму, то получающийс€ цветовой спектр пересекаетс€ сотн€ми темных линий, кажда€ из которых €вл€етс€ изображением щели. (Ќекоторые из этих линий были замечены еще раньше, в 1802 году, ”иль€мом ’айдом ¬олластоном, но не были в то врем€ детально изучены.) “емные линии всегда соответствовали одним и тем же цветам, причем кажда€ лини€ отвечала определенной длине волны света. “акие же темные спектральные линии и на тех же местах были найдены ‘раунгофером в спектрах Ћуны и €рчайших звезд. ¬скоре стало €сно, что эти темные линии возникают в результате избирательного поглощени€ света определенных длин волн в то врем€, когда свет от гор€чей поверхности звезды проходит через ее более холодную атмосферу.  ажда€ лини€ об€зана своим происхождением поглощению света определенным химическим элементом, поэтому удалось установить, что элементы, имеющиес€ на —олнце, такие, как натрий, железо, магний, кальций и хром, это те же элементы, что и найденные на «емле. ћы знаем сегодн€, что длина волны темных линий соответствует энергии фотонов, котора€ в точности такова, чтобы перевести атом из состо€ни€ наименьшей энергии в одно из его возбужденных состо€ний.
†††—в€зь между красным смещением и рассто€нием.
†††«десь показаны €ркие галактики из п€ти скоплений галактик, а также их спектры. —пектры галактик представл€ют собой длинные горизонтальные белые полосы, пересеченные несколькими короткими темными вертикальными лини€ми.  аждое место вдоль этих спектров соответствует свету от галактики с определенной длиной волны; темные вертикальные линии возникают от поглощени€ света в атмосферах звезд этих галактик. (яркие вертикальные линии выше и ниже спектра каждой галактики €вл€ютс€ просто стандартными спектрами дл€ сравнени€, наложенными на спектр галактики дл€ определени€ длин волн.) —трелки ниже каждого спектра указывают на сдвиг двух специфических линий поглощени€ (Ќ- и ’-линии кальци€) от их нормального положени€ к правому (красному) концу спектра.  расное смещение этих линий поглощени€, если интерпретировать его как эффект ƒоплера, указывает, что скорость мен€етс€ в интервале от 1200 километров в секунду дл€ галактики в скоплении ƒевы, до 61†000†км/с дл€ скоплени€ √идры. — учетом того, что красное смещение пропорционально рассто€нию, это означает, что указанные галактики наход€тс€ на все более далеких рассто€ни€х. (ѕриведенные здесь рассто€ни€ вычислены с помощью посто€нной ’аббла, равной 15,3†км/с на миллион световых лет.) “ака€ интерпретаци€ подтверждаетс€ тем, что с ростом красного смещени€ галактики кажутс€ все более маленькими и слабыми (фотографи€ ’ейльской обсерватории).

†††¬ 1868 году сэру ”иль€му ’аггинсу удалось показать, что темные линии в спектрах некоторых €рчайших звезд слегка сдвинуты в красную или голубую сторону по сравнению с их нормальным положением в спектре —олнца. ќн правильно интерпретировал это как эффект ƒоплера, св€занный с движением звезды от «емли или к «емле. Ќапример, длина волны каждой темной линии в спектре звезды  апелла больше, чем длина волны соответствующей темной линии в спектре —олнца на 0,01 процента; такой сдвиг в красную сторону указывает на то, что  апелла удал€етс€ от нас со скоростью, составл€ющей 0,01 процента скорости света, т.†е. 30†км/с. ¬ последующие дес€тилети€ эффект ƒоплера был использован дл€ определени€ скорости солнечных протуберанцев, двойных звезд и колец —атурна.
†††ћетоду измерени€ скорости путем наблюдени€ доплеровских сдвигов присуща чрезвычайна€ точность, так как длины волн спектральных линий могут быть измерены с колоссальной точностью; вполне обычно встретить в таблицах длины волн, приведенные с восемью значащими цифрами.  роме того, этот метод сохран€ет свою точность независимо от рассто€ни€ до источника света, если только количества света достаточно дл€ того, чтобы отделить спектральные линии от фона излучени€ ночного неба.
†††»менно благодар€ использованию эффекта ƒоплера мы знаем типичные скорости звезд, упом€нутые в начале этой главы. Ёффект ƒоплера дает нам также ключ к определению рассто€ни€ до ближайших звезд: если мы что-то предположим относительно направлени€ движени€ звезды, то доплеровский сдвиг даст возможность определить ее скорость как поперек, так и вдоль нашего луча зрени€, и тогда изменение кажущегос€ движени€ звезды по небосводу позволит узнать, как далеко от нас находитс€ звезда. Ќо эффект ƒоплера начал давать результаты, имеющие значение дл€ космологии, лишь тогда, когда астрономы стали изучать спектры объектов, наход€щихс€ на значительно большем рассто€нии, чем видимые звезды. я немного расскажу об открытии этих объектов, а затем оп€ть вернусь к эффекту ƒоплера.
†††ћы начали эту главу со взгл€да на ночное небо.  роме Ћуны, планет и звезд на небе есть два других видимых объекта, о которых € должен упом€нуть и которые чрезвычайно важны дл€ космологии.
†††ќдин из этих объектов так бросаетс€ в глаза и так сверкает, что иногда виден даже сквозь дымку ночного неба в городе. Ёта полоса огней, прот€нувша€с€ по огромному кругу через всю небесную сферу, с древних пор известна как ћлечный путь. ¬ 1750 году английский механик “омас –айт опубликовал примечательную книгу Ђ“еори€ происхождени€ или нова€ гипотеза о ¬селеннойї, в которой он предположил, что все звезды наход€тс€ в плоской пластине, Ђжерновеї, конечной толщины, но простирающейс€ на большие рассто€ни€ во всех направлени€х. —олнечна€ система лежит внутри пластины, поэтому естественно, что, когда мы смотрим с «емли вдоль плоскости пластины, мы видим значительно больше света, чем когда мы смотрим в любом другом направлении. »менно такую картину мы наблюдаем как ћлечный ѕуть.
†††ћлечный путь в —трельце.
†††ћлечный ѕуть в направлении центра нашей √алактики в созвездии —трельца. ќчевидна сплющенность √алактики. “емные области, бегущие через плоскость ћлечного ѕути, возникают от облаков пыли, котора€ поглощает свет, наход€щихс€ позади нее звезд (фотографи€ ’ейльской обсерватории).

†††ѕрошло много времени, прежде чем теори€ –айта подтвердилась. —ейчас считаетс€, что ћлечный ѕуть представл€ет собой плоский диск из звезд диаметром 80 000 световых лет и толщиной 6 000 световых лет. ќн также обладает сферическим звездным ореолом, имеющим диаметр почти 100 000 световых лет. ѕолна€ масса обычно оцениваетс€ примерно в 100 миллиардов солнечных масс, но некоторые астрономы полагают, что масса окружающего ореола может быть значительно больше. —олнечна€ система находитс€ на рассто€нии около 30 000 световых лет от центра диска и расположена слегка к Ђсеверуї от его центральной плоскости. Ётот диск вращаетс€ со скоростью, достигающей 250†км/с, и имеет гигантские спиральные рукава. ¬ целом, великолепное зрелище, если бы мы могли его видеть снаружи! ¬с€ эта система обычно называетс€ √алактикой или, если смотреть на вещи шире, нашей √алактикой.
†††Ѕольша€ галактика ћ31 в јндромеде.
†††Ёто ближайша€ к нам больша€ галактика. ƒва €рких п€тна сверху справа и ниже центра Ч более маленькие галактики NGC 205 и 221, удерживаемые на орбите гравитационным полем галактики ћ31. ƒругие €ркие п€тна на фотографии Ч более близкие объекты, звезды внутри нашей собственной √алактики, которые оказались лежащими между «емлей и ћ31. ‘отографи€ была сделана с помощью 48-дюймового телескопа на горе ѕаломар (фотографи€ ’ейльской обсерватории).

†††ƒругие интересные с точки зрени€ космологии детали ночного неба видны значительно хуже, чем ћлечный ѕуть. ¬ созвездии јндромеды имеетс€ туманное п€тнышко, которое нелегко увидеть, но все же вполне €сно можно различить в хорошую ночь, если только знать, куда надо смотреть. ѕервое письменное упоминание об этом объекте содержитс€ в списке Ђ ниги неподвижных звездї, составленном в 946 году персидским астрономом јбдурахманом јль-—уфи. ќн описал его как Ђмаленькое облачкої. ѕосле того как по€вились телескопы, стали открывать все больше и больше таких удаленных объектов, и астрономы семнадцатого и восемнадцатого веков обнаружили, что они посто€нно попадаютс€ на глаза при поисках, казавшихс€ в то врем€ значительно более интересными, объектов Ч комет. „тобы дать удобный список объектов, на которые не надо смотреть, охот€сь за кометами, Ўарль ћессье опубликовал в 1781 году знаменитый каталог Ђ“уманности и звездные скоплени€ї. ƒо сих пор астрономы ссылаютс€ на 103 объекта в этом каталоге по присвоенным им ћессье номерам: так, туманность јндромеды есть ћ31,  рабовидна€ туманность Ч ћ1 и т.†д.

†††ƒеталь галактики јндромеда.
†††ѕоказана одна часть галактики ћ31 јндромеда, соответствующа€ нижнему правому углу (Ђюжна€ областьї) на предыдущей фотографии. —деланна€ с помощью 100-дюймового телескопа на горе ћаунт-¬ильсон, эта фотографи€ имеет достаточное разрешение, чтобы выделить отдельные звезды в спиральных рукавах ћ31. »менно изучение ’абблом таких звезд в 1923 году окончательно показало, что ћ31 есть галактика, более или менее похожа€ на нашу, а не внешн€€ часть нашей √алактики (фотографи€ ’ейльской обсерватории).

†††ƒаже во времена ћессье было €сно, что эти удаленные объекты не все одинаковы. Ќекоторые с очевидностью были скоплени€ми звезд, вроде ѕле€д (ћ45). ƒругие были неправильной формы облаками свет€щегос€ газа, часто окрашенными и зачастую св€занными с одной или более звездами, вроде √игантской туманности в созвездии ќриона (ћ42). —егодн€ мы знаем, что объекты этих двух типов наход€тс€ внутри нашей √алактики, и они нас далее занимать не будут. ќднако около трети объектов в каталоге ћессье были белыми туманност€ми довольно правильной эллиптической формы, из которых наиболее заметной была туманность јндромеды (ћ31). — развитием телескопов были найдены еще тыс€чи подобных объектов, а к концу дев€тнадцатого века у некоторых из них обнаружили рукава, в том числе у ћ31 и ћ33. ќднако лучшие телескопы восемнадцатого и дев€тнадцатого веков не могли разделить эллиптические или спиральные туманности на отдельные звезды, и поэтому природа их оставалась неизвестной.  ажетс€, »ммануил  ант был первым, кто предположил, что некоторые из туманностей Ч это галактики[8], похожие на нашу. –азвива€ теорию ћлечного ѕути –айта,  ант в 1755 году в своей Ђ”ниверсальной естественной истории и теории небаї предположил, что туманности Ђили, скорее, некоторые их разновидностиї представл€ют собой в действительности круглые диски примерно тех же размеров и формы, что и наша собственна€ √алактика. ќни кажутс€ эллиптическими, потому что большинство из них наблюдаетс€ под углом, и, конечно, они еле видны, потому что наход€тс€ очень далеко от нас.
†††—пиральна€ галактика ћ104.
†††Ёто Ч гигантска€ система из более чем ста миллиардов звезд, очень похожа€ на нашу собственную √алактику, но удаленна€ от нас примерно на 60 миллионов световых лет. — нашей точки зрени€ ћ104 видна почти сбоку, и €сно различаютс€ как €ркий сферический ореол, так и плоский диск. ƒиск пересечен темными полосами пыли, очень похожими на пылевые области нашей собственной √алактики, как показано на предыдущей фотографии. Ёта фотографи€ сделана с помощью 60-дюймового рефлектора в обсерватории ћаунт-¬ильсон,  алифорни€ (фотографи€ »еркской обсерватории).

†††»де€ о том, что ¬селенна€ заполнена галактиками похожими на нашу, стала к началу дев€тнадцатого века широко распространенной, хот€, без сомнени€, не общеприн€той. ќднако оставалась открытой возможность, что эти эллиптические и спиральные туманности окажутс€ просто облаками внутри нашей собственной √алактики, как и другие объекты в каталоге ћессье. ќдним большим источником сомнений было наблюдение взрывающихс€ звезд в некоторых спиральных туманност€х. ≈сли эти туманности действительно представл€ли собой независимые галактики, слишком далекие от нас, чтобы выделить в них отдельные звезды, то тогда подобные взрывы должны были быть чудовищно мощными, чтобы иметь такую €ркость на столь громадных рассто€ни€х. ¬ св€зи с этим, € не могу удержатьс€ от того, чтобы не процитировать один образец научной прозы дев€тнадцатого века в пору ее зрелости. јнглийский историк астрономии јгнес ћери  лерк отмечала в 1893 году:
†††Ђ’орошо известна€ туманность в јндромеде и гигантска€ спираль в √ончих ѕсах наход€тс€ в р€ду наиболее примечательных из тех, что дают непрерывный спектр; и, как общее правило, к этому же типу относ€тс€ излучени€ всех подобных туманностей, представл€емых как феномен звездных скоплений, смутно виднеющихс€ на огромных рассто€ни€х. Ѕыло бы, однако, чересчур поспешным заключить, что туманности действительно €вл€ютс€ скоплени€ми таких солнцеподобных тел. Ќеверо€тность подобного вывода весьма усиливаетс€ фактом возникновени€ с интервалом в четверть века звездных вспышек в двух из них. »бо практически очевидно, что, как бы ни были далеки туманности, звезды удалены от нас в равной степени; следовательно, если составными част€ми первых €вл€ютс€ солнца, то те чудовищно большие рассто€ни€, на которых почти исчезает их слабый свет, должны быть, как показал м-р ѕроктор, величинами такого масштаба, которые с ужасом отвергает наше воображениеЕї
†††—егодн€ мы знаем, что эти звездные вспышки и в самом деле представл€ютс€ Ђвеличинами такого масштаба, которые с ужасом отвергает наше воображениеї. Ёто Ч сверхновые, т.†е. взрывы, в которых одна звезда достигает светимости целой галактики. Ќо все это не было известно в 1893 году.
†††¬опрос о природе спиральных и эллиптических туманностей не может быть разрешен без какого-то надежного способа определени€ того, насколько они далеки от нас. “акой критерий был наконец найден после завершени€ строительства стодюймового телескопа в обсерватории ћаунт-¬илсон, вблизи Ћос-јнджелеса. ¬ 1923 году Ёдвин ’аббл впервые смог выделить отдельные звезды в туманности јндромеды. ќн обнаружил, что спиральные рукава этой туманности содержат несколько €рких переменных звезд с тем же типом периодического изменени€ светимости, который был уже известен дл€ некоторого класса звезд нашей √алактики, называемых цефеидами. Ёто открытие было столь важным по той причине, что в предыдущее дес€тилетие в работах √енриетты —ван Ћивитт и ’арлоу Ўепли из обсерватории √арвардского колледжа была показана тесна€ св€зь между наблюдаемыми периодами изменени€ цефеид и их абсолютными светимост€ми. (јбсолютной светимостью называетс€ полна€ мощность излучени€, испускаемого астрономическим объектом во всех направлени€х. ¬идима€ светимость есть мощность излучени€, принимаема€ нами на каждый квадратный сантиметр зеркала телескопа. »менно видима€, а не абсолютна€ светимость определ€ет субъективную степень €ркости астрономического объекта.  онечно, видима€ светимость зависит не только от абсолютной светимости, но и от рассто€ни€; таким образом, зна€ как абсолютную, так и видимую светимость астрономического тела, мы можем вычислить рассто€ние до него). ’аббл, наблюда€ видимую светимость цефеид в тумманости јндромеды и определ€€ их абсолютную светимость по их периодам, смог немедленно вычислить рассто€ние до них и, следовательно, рассто€ние до туманности јндромеды, использу€ простое правило, что видима€ светимость пропорциональна абсолютной светимости и обратно пропорциональна квадрату рассто€ни€. ≈го вывод заключалс€ в том, что туманность јндромеды находитс€ на рассто€нии 900 000 световых лет, то есть более чем в дес€ть раз дальше, чем самые удаленные объекты нашей √алактики. –€д пересчетов соотношени€ период-светимость дл€ цефеид, сделанных ¬альтером Ѕааде и другими, привел в насто€щее врем€ к увеличению рассто€ни€ до туманности јндромеды до величины свыше двух миллионов световых лет, но уже в 1923 году был €сен основной вывод: туманность јндромеды и тыс€чи подобных ей туманностей представл€ют собой галактики, похожие на нашу и заполн€ющие ¬селенную во всех направлени€х вплоть до огромных рассто€ний.
†††≈ще до установлени€ внегалактической природы туманностей астрономы смогли сопоставить линии их спектров с известными лини€ми хорошо знакомых атомных спектров. ќднако в период между 1910 и 1920 годами ¬есто ћелвин —лайфер из обсерватории в Ћоуэлле обнаружил, что спектральные линии многих туманностей слегка сдвинуты в красную или голубую сторону. Ёти сдвиги немедленно были интерпретированы как об€занные эффекту ƒоплера, откуда следовало, что туманности движутс€ либо от «емли, либо к «емле. Ќапример, было найдено, что туманность јндромеды движетс€ к «емле со скоростью около 300 километров в секунду, в то врем€ как более далекое скопление галактик в созвездии ƒевы движетс€ от «емли со скоростью около 1000†км/с.
†††ѕоначалу думали, что эти скорости могут быть просто относительными скорост€ми, отражающими движение нашей —олнечной системы в направлении одних галактик и прочь от других. ќднако такое объ€снение стало неприемлемым после того, как было обнаружено все больше и больше спектральных сдвигов, причем все Ч в красную сторону спектра. ќказалось, что, за исключением нескольких ближайших к нам галактик, вроде туманности јндромеды, все другие галактики разлетаютс€ от нашей.  онечно, это не означает, что наша √алактика занимает какое-то выделенное, центральное положение. —корее, это выгл€дит так, будто ¬селенна€ испытывает состо€ние какого-то взрыва, при котором кажда€ галактика летит прочь от любой другой галактики.
†††“ака€ интерпретаци€ стала общеприн€той после 1929 года, когда ’аббл объ€вил об открытии того, что красные смещени€ галактик растут примерно пропорционально их рассто€нию до нас. ¬ажность этого наблюдени€ состоит в том, что именно такое €вление мы можем предсказать в соответствии с простейшей возможной картиной разлета материи во взрывающейс€ ¬селенной.
†††»нтуитивно следует ожидать, что в любой данный момент времени ¬селенна€ должна выгл€деть одинаково дл€ наблюдателей на всех типичных галактиках, в каком бы направлении они ни смотрели. («десь и далее € буду использовать термин Ђтипична€ галактикаї дл€ обозначени€ таких галактик, у которых нет никаких больших необычных собственных движений и которые просто несутс€ в общем космическом потоке галактик.) “ака€ гипотеза столь естественна (по крайней мере, со времен  оперника), что английским астрофизиком Ёдвардом јртуром ћилном была названа  осмологическим ѕринципом.
†††ѕримененный к самим галактикам  осмологический ѕринцип требует, чтобы наблюдатель на типичной галактике видел все другие галактики движущимис€ с одним и тем же распределением скоростей независимо от того, вместе с какой из типичных галактик несетс€ наблюдатель. ѕр€мым математическим следствием этого принципа €вл€етс€ то, что относительна€ скорость любых двух галактик должна быть пропорциональна рассто€нию между ними, что и обнаружил ’аббл.
†††„тобы увидеть это, рассмотрим три типичные галактики ј, ¬ и —, расположенные вдоль пр€мой линии (рис.†1). ѕредположим, что рассто€ние между ј и ¬ такое же, как и между ¬ и —.  акова бы ни была скорость ¬ по отношению к ј,  осмологический ѕринцип требует, чтобы — имела ту же скорость по отношению к ¬. Ќо заметьте при этом, что —, котора€ вдвое дальше от ј, чем B, движетс€ вдвое быстрее по отношению к ј, чем по отношению к ¬. ћы можем еще добавить галактик в нашу цепочку, но результат будет все тот же: скорость удалени€ любой галактики по отношению к любой другой галактике пропорциональна рассто€нию между ними.
†††–ис.†1. ќднородность и закон ’аббла.
†††ѕоказана цепочка равноудаленных галактик Z, ј, ¬, —Е, причем длина и направление сплошных стрелок соответствуют скорости, измеренной по отношению к ј, или ¬, или —. ѕринцип однородности требует, чтобы скорость —, наблюдаема€ из ¬, равн€лась скорости ¬, наблюдаемой из ј; сложение этих двух скоростей дает скорость —, наблюдаемую из ј, котора€ отмечена вдвое более длинной стрелкой. ѕродолжа€ рассуждать подобным образом, мы можем заполнить все поле скоростей, указанное на рисунке.  ак видно, скорости подчин€ютс€ закону ’аббла: скорость любой галактики, котора€ видна из любой другой галактики, пропорциональна рассто€нию между ними. Ёто единственное распределение скоростей, совместимое с принципом однородности.

††† ак часто случаетс€ в науке, этот аргумент можно использовать как в ту, так и в другую сторону. ’аббл, наблюда€ пропорциональность между рассто€ни€ми до галактик и их скорост€ми удалени€ от нас, не€вно подтвердил справедливость  осмологического ѕринципа. Ёто весьма удовлетворительно с философской точки зрени€: действительно, почему кака€-то часть ¬селенной или какое-то направление в ней должны отличатьс€ от любых других?  роме того, укрепл€етс€ наша уверенность в том, что астрономы вид€т на самом деле достаточно заметную часть ¬селенной, а не местный маленький водоворот в грандиозном космическом ћальстреме[9]. ¬ то же врем€ мы можем на априорных основани€х прин€ть справедливость  осмологического ѕринципа и затем вывести соотношение пропорциональности между рассто€нием и скоростью, как это сделано в предыдущем абзаце. ƒейству€ таким образом, мы с помощью относительно простого измерени€ доплеровских сдвигов получаем возможность судить о рассто€нии до очень удаленных объектов по их скорости.
††† осмологический ѕринцип подтверждаетс€ и наблюдени€ми другого рода, помимо измерений доплеровских сдвигов. ≈сли сделать надлежащую скидку на те искажени€, которые св€заны с нашей √алактикой и многочисленными близлежащими скоплени€ми галактик в созвездии ƒевы, то ¬селенна€ оказываетс€ существенно изотропной; это значит, что она выгл€дит одинаково во всех направлени€х. (Ёто еще более убедительно подтверждаетс€ микроволновым фоном излучени€, речь о котором пойдет в следующей главе). Ќо уже со времен  оперника мы научились остерегатьс€ предположений о том, что имеетс€ что-то особенное в местоположении человечества во ¬селенной. —ледовательно, если ¬селенна€ изотропна вокруг нас, она должна быть изотропна и вокруг любой типичной галактики. ќднако люба€ точка во ¬селенной может быть перенесена в любую другую точку последовательностью вращений вокруг фиксированных центров (рис.†2), поэтому, если ¬селенна€ изотропна вокруг любой точки, то с необходимостью она и однородна.

†††–ис.†2. »зотропи€ и однородность.
†††≈сли ¬селенна€ изотропна как по отношению к галактике 1, так и по отношению к галактике 2, тогда она однородна. „тобы показать, что услови€ в двух произвольных точках ј и ¬ одинаковы, проведем окружность через точку ј вокруг галактики 1 и другую окружность через точку ¬ вокруг галактики 2. »зотропи€ вокруг галактики 1 требует, чтобы услови€ в точке ј ив точке —, где окружности пересекаютс€, были одинаковы. јналогично изотропи€ вокруг галактики 2 требует, чтобы были одинаковыми услови€ в точках ¬ и —. —ледовательно, эти услови€ одинаковы в точках ј и ¬.
†††ѕрежде чем двигатьс€ дальше, следует сделать р€д оговорок относительно  осмологического ѕринципа. ¬о-первых, он, очевидно, не верен на малых рассто€ни€х Ч мы находимс€ в √алактике, принадлежащей к маленькой местной группе других галактик (включа€ ћ31 и ћ««), котора€, в свою очередь, находитс€ вблизи от грандиозного скоплени€ галактик в ƒеве. Ќа самом деле, из 33 галактик в каталоге ћессье почти половина находитс€ на маленьком участке неба в созвездии ƒевы.  осмологический ѕринцип, если он вообще справедлив, начинает играть роль лишь тогда, когда мы рассматриваем ¬селенную в масштабе, по крайней мере, таком же большом, как рассто€ние между скоплени€ми галактик, то есть около 100 миллионов световых лет[10].
†††≈сть и друга€ оговорка. »спользу€  осмологический ѕринцип дл€ вывода соотношени€ пропорциональности между галактическими скорост€ми и рассто€ни€ми, мы предполагали, что если скорость относительно ¬ та же, что и скорость ¬ относительно ј, то скорость относительно ј в два раза больше. Ёто то обычное правило сложени€ скоростей, которое знакомо всем, и оно, безусловно, хорошо работает дл€ относительно малых скоростей, встречающихс€ в обыденной жизни. ќднако это правило должно нарушатьс€ дл€ скоростей, приближающихс€ к скорости света (300 000 километров в секунду), так как в противном случае, складыва€ р€д относительных скоростей, мы могли бы получить полную скорость больше, чем скорость света, что запрещено специальной теорией относительности Ёйнштейна. Ќапример, обычное правило сложени€ скоростей утверждало бы, что если пассажир самолета, лет€щего со скоростью, равной трем четверт€м скорости света, выстрелит в направлении движени€ пулей, лет€щей также со скоростью в три четверти скорости света, то скорость пули по отношению к земле будет в полтора раза больше скорости света, что невозможно. —пециальна€ теори€ относительности разрешает эту проблему изменением закона сложени€ скоростей: скорость относительно ј оказываетс€ в действительности несколько меньше, чем сумма скорости ¬ относительно ј и скорости относительно B, так что независимо от того, сколько раз мы складываем скорости, меньшие скорости света, мы никогда не получим скорость, большую скорости света.
†††¬се это не представл€ло проблемы дл€ ’аббла в 1929 году; ни одна из тех галактик, которые он тогда изучал, не имела скорости, сколь-нибудь близкой к скорости света. “ем не менее, когда космологи начинают думать о действительно больших рассто€ни€х, характерных дл€ ¬селенной в целом, они должны мыслить в рамках специальной и общей теории относительности Ёйнштейна. Ќа самом деле, когда мы сталкиваемс€ со столь большими рассто€ни€ми, само пон€тие рассто€ни€ становитс€ неоднозначным и необходимо уточн€ть, имеем ли мы в виду рассто€ни€, измеренные наблюдением светимостей, или диаметров, или собственных движений, или чего-то еще.
†††¬ернемс€ к 1929 году. ’аббл определил рассто€ни€ до 18 галактик по видимым светимост€м их €рчайших звезд и затем сравнил эти рассто€ни€ с соответствующими скорост€ми галактик, определенными спектроскопически по их доплеровским сдвигам. ≈го заключение состо€ло в том, что имеетс€ Ђприблизительно линейное соотношениеї (т.†е., попросту, пропорциональность) между скорост€ми и рассто€нием. ¬ действительности, взгл€д на данные ’аббла оставл€ет мен€ в полном недоумении: как ему удалось сделать такое заключение, ведь галактические скорости кажутс€ совершенно не св€занными с их рассто€ни€ми, имеетс€ лишь слабый намек на рост скоростей с увеличением рассто€ни€. Ќа самом деле, мы и не должны ожидать, что дл€ этих 18 галактик выполн€етс€ точное соотношение пропорциональности между скоростью и рассто€нием,†Ч все они слишком близки, ни одна не находитс€ дальше, чем скопление в ƒеве. “рудно избежать заключени€, что, опира€сь либо на простые аргументы, изложенные выше, либо на соответствующие теоретические достижени€, которые будут обсуждатьс€ ниже, ’аббл просто знал тот ответ, который хотел получить.
††† ак бы там ни было, но к 1931 году данные заметно улучшились и ’аббл смог проверить пропорциональность между скоростью и рассто€нием дл€ галактик, имеющих скорость до 20 000†км/с. ¬месте с доступными тогда оценками рассто€ний это приводило к выводу, что скорость возрастает на 170†км/с на каждый миллион световых лет рассто€ни€; следовательно, скорость 20 000†км/с соответствует рассто€нию 120 миллионов световых лет. Ёто число, равное отношению приращени€ скорости к приращению рассто€ни€, общеизвестно как Ђпосто€нна€ ’абблаї. (ќна посто€нна в том смысле, что пропорциональность между скоростью и рассто€нием одинакова дл€ всех галактик в данный момент времени, но, как мы увидим, посто€нна€ ’аббла измен€етс€ со временем в процессе эволюции ¬селенной).
†††¬ 1936 году ’аббл, работа€ вместе со спектроскопистом ћилтоном ’ьюмасоном, смог измерить рассто€ние и скорость дл€ скоплени€ галактик Ѕольша€ ћедведица II. Ѕыло найдено, что это скопление удал€етс€ со скоростью 42 000†км/с (14 процентов скорости света). –ассто€ние, оцененное тогда в 260 миллионов световых лет, соответствовало пределу возможностей телескопа ћаунт-¬илсон, и работа ’аббла должна была остановитьс€. — вводом в действие после войны больших телескопов в обсерватори€х ѕаломар и ћаунт-√амильтон другие астрономы возвратились к программе ’аббла (особенно јллан —эндейдж в обсерватори€х ѕаломар и ћаунт-¬илсон), и эта работа продолжаетс€ по сей день.
†††ќбщий вывод, сделанный в результате полувековых наблюдений, заключаетс€ в том, что галактики удал€ютс€ от нас со скорост€ми, пропорциональными рассто€нию (по крайней мере, дл€ скорости, не слишком близкой к скорости света).  онечно, как уже отмечалось, при нашем обсуждении  осмологического ѕринципа это не означает, что мы находимс€ в каком-то специально выбранном или, напротив, неудачном месте в космосе; люба€ пара галактик разлетаетс€ с относительной скоростью, пропорциональной раздел€ющему галактики рассто€нию. Ќаиболее важным изменением первоначальных выводов ’аббла €вилс€ пересмотр шкалы внегалактических рассто€ний; отчасти в результате пересчета соотношени€ период-светимость дл€ цефеид Ћивитт-Ўепли, сделанного ¬альтером Ѕааде и другими, оценки рассто€ний до далеких галактик дают в насто€щее врем€ цифры, примерно в дес€ть раз большие, чем представл€лось во времена ’аббла. “аким образом, сейчас считаетс€, что посто€нна€ ’аббла равна только примерно 15†км/с на миллион световых лет.
†††„то все это говорит нам о происхождении ¬селенной? ≈сли галактики разлетаютс€ друг от друга, то когда-то они должны были быть ближе друг к другу. “очнее, если бы их скорости были посто€нными, то врем€, необходимое дл€ того, чтобы люба€ пара галактик достигла теперешнего взаимного удалени€, как раз равн€лось бы теперешнему рассто€нию между ними, деленному на их относительную скорость. Ќо если скорость пропорциональна теперешнему рассто€нию между галактиками, то это врем€ одинаково дл€ любой пары галактик Ч они все должны были быть близко друг к другу в один и тот же момент времени в прошлом! ѕринима€ посто€нную ’аббла равной 15†км/с на миллион световых лет, получаем, что врем€, прошедшее с тех пор, как галактики начали разлетатьс€, должно равн€тьс€ миллиону световых лет, деленному на 15†км/с, или 20 миллиардов лет. ћы будем называть Ђвозрастї, вычисленный таким способом, Ђхарактерным временем расширени€ї; это есть просто обратна€ величина посто€нной ’аббла. »стинный возраст ¬селенной в действительности меньше характерного времени расширени€, потому что, как мы увидим далее, галактики не двигались с посто€нной скоростью, а несколько замедл€лись под вли€нием взаимного т€готени€. ѕоэтому если посто€нна€ ’аббла равна 15†км/с на миллион световых лет, то возраст ¬селенной должен быть меньше, чем 20 миллиардов лет.
†††»ногда мы все это суммируем, говор€ кратко, что размер ¬селенной увеличиваетс€. Ёто не означает, что ¬селенна€ об€зательно имеет конечный размер, хот€ такое и возможно. ѕодобное выражение используетс€ потому, что в любой заданный момент времени рассто€ние между любой парой типичных галактик увеличиваетс€ на одну и ту же относительную величину. «а любой интервал времени, который достаточно мал дл€ того, чтобы галактические скорости оставались примерно посто€нными, увеличение рассто€ни€ между любой парой типичных галактик даетс€ произведением их относительной скорости и интервала времени или, если использовать закон ’аббла, произведением посто€нной ’аббла на рассто€ни€ между галактиками и времени. Ќо тогда отношение увеличени€ рассто€ни€ к самому рассто€нию будет равно произведению посто€нной ’аббла и пройденного времени, которое одинаково дл€ любой пары галактик. Ќапример, за промежуток времени, равный одному проценту характерного времени расширени€ (обратной величины посто€нной ’аббла), рассто€ние между каждой парой типичных галактик увеличиваетс€ на один процент. ћы можем тогда сказать, выража€сь несколько небрежно, что размер ¬селенной увеличилс€ на один процент.
†††я не хочу создавать впечатлени€, что все согласны с такой интерпретацией красного смещени€. ¬едь на самом деле мы не наблюдаем разбегающихс€ от нас галактик; все, в чем мы уверены, это то, что линии их спектров смещены в красную сторону, т.†е. в сторону больших длин волн. ≈сть выдающиес€ астрономы, которые сомневаютс€ в том, что красные смещени€ имеют какое-то отношение к доплеровским сдвигам или к расширению ¬селенной. ’альтон јрп из ’ейльской обсерватории подчеркивал существование групп галактик, в которых некоторые галактики имеют красные смещени€, сильно отличающиес€ от остальных; если такие группы представл€ют собой реальные физические ассоциации соседних галактик, то едва ли они могут иметь сильно различающиес€ скорости.  роме того, ћаартен Ўмидт обнаружил в 1963 году, что некоторый класс объектов, хот€ и имеет вид звезд, тем не менее обладает чудовищными красными смещени€ми, превышающими в некоторых случа€х 300 процентов! ≈сли такие Ђквазизвездные объектыї действительно так далеки, как указывают их красные смещени€, они должны излучать грандиозные количества энергии дл€ того, чтобы быть столь €ркими. Ќаконец, совсем нелегко определить св€зь между скоростью и рассто€нием на действительно больших рассто€ни€х.
†††—уществует, однако, независимый способ подтверждени€ того, что галактики на самом деле разлетаютс€ так, как указывают их красные смещени€.  ак мы видели, эта интерпретаци€ красных смещений приводит к выводу, что расширение ¬селенной началось чуть меньше, чем 20 миллиардов лет назад. —ледовательно, така€ интерпретаци€ подтвердитс€, если мы сможем найти любое другое свидетельство того, что ¬селенна€ действительно имеет такой возраст. » в самом деле, имеетс€ довольно много фактов, подтверждающих, что возраст нашей √алактики примерно 10Ц15 миллиардов лет. “акие оценки возникают как из анализа относительного содержани€ различных радиоактивных изотопов на «емле (особенно изотопов урана 235U и 238U), так и из расчета эволюции звезд. ќпределенно нет никакой пр€мой св€зи между скоростью радиоактивного распада или звездной эволюцией и красным смещением далеких галактик, поэтому такое совпадение делает весьма убедительным заключение, что возраст ¬селенной, выведенный из посто€нной ’аббла, действительно близок к истинному значению.
†††— исторической точки зрени€ интересно в св€зи с этим напомнить, что в 30-е и 40-е годы считали, что посто€нна€ ’аббла значительно больше Ч около 170†км/с на миллион световых лет. —огласно нашим предыдущим рассуждени€м, возраст ¬селенной будет тогда равен одному миллиону световых лет, деленному на 170†км/с, что составл€ет около двух миллиардов лет или даже меньше, если мы примем во внимание гравитационное торможение. Ќо со времен изучени€ радиоактивности лордом –езерфордом было хорошо известно, что «емл€ значительно старше этого возраста; сейчас прин€то считать возраст «емли равным 4,6 миллиардов лет! ≈два ли «емл€ может быть старше ¬селенной, поэтому астрономы вынуждены были сомневатьс€ в том, что красное смещение что-то говорит нам о возрасте ¬селенной. Ќекоторые из наиболее хитроумных космологических идей 30-х и 40-х годов, включа€, возможно, и теорию стационарного состо€ни€, были порождены этим €вным парадоксом. ћожет быть, именно устранение в 50-е годы парадокса возраста, благодар€ дес€тикратному увеличению шкалы внегалактических рассто€ний, было существенным предварительным условием дл€ по€влени€ космологии большого взрыва в качестве стандартной модели.
†††“а картина ¬селенной, которую мы здесь описываем, представл€ет собой расшир€ющийс€ рой галактик. ƒо сих пор свет играл дл€ нас лишь роль Ђзвездного посланцаї, несущего информацию о галактических рассто€ни€х и скорост€х. ќднако в ранней ¬селенной были совсем другие услови€; как мы увидим, именно свет был главной составной частью ¬селенной, а обычное вещество играло роль пренебрежимо малой примеси. ѕоэтому позднее нам пригодитс€, если сейчас мы повторим, что мы узнали о красном смещении в терминах поведени€ световых волн в расшир€ющейс€ ¬селенной.
†††–ассмотрим световую волну, распростран€ющуюс€ между двум€ типичными галактиками. –ассто€ние между галактиками равно времени распространени€ света, умноженному на скорость света, а увеличение этого рассто€ни€ за врем€ путешестви€ света равно времени распространени€ света, умноженному на относительную скорость галактик.  огда мы вычисл€ем относительный рост взаимного рассто€ни€, мы делим увеличение рассто€ни€ на среднее значение этого рассто€ни€ за врем€ увеличени€ и находим, что при этом врем€ распространени€ света сокращаетс€: относительное увеличение рассто€ни€ между этими двум€ галактиками (а следовательно, между любыми другими типичными галактиками) за врем€ распространени€ света есть просто отношение относительной скорости галактик к скорости света. Ќо как мы видели раньше, это же отношение определ€ет относительное увеличение длины волны света за врем€ его путешестви€. “аким образом, в процессе расширени€ ¬селенной длина волны любого луча света просто увеличиваетс€ пропорционально взаимному рассто€нию между типичными галактиками. ћожно представл€ть себе это так, будто гребни волн в процессе расширени€ ¬селенной все дальше и дальше Ђрастаскиваютс€ї друг от друга. ’от€, строго говор€, наша аргументаци€ справедлива только дл€ малого времени распространени€, но, соедин€€ последовательность таких небольших путешествий в одно целое, мы вправе заключить, что вывод верен и в общем случае. Ќапример, когда мы смотрим на галактику «—295 и обнаруживаем, что длины волн в ее спектре на 46 процентов больше, чем в наших стандартных таблицах спектральных линий, мы можем заключить, что ¬селенна€ сейчас на 46 процентов больше по размеру, чем она была тогда, когда свет покинул «—295.
†††ƒо этого момента мы сосредоточивали внимание на вопросах, которые физики называют кинематическими и которые св€заны с описанием движени€ без какого-либо рассмотрени€ сил, управл€ющих этим движением. ќднако в течение столетий физики и астрономы пытались пон€ть динамику ¬селенной. Ќеизбежно это привело к изучению космологической роли той единственной силы, котора€ действует между астрономическим телами,†Ч силы т€готени€.
††† ак и следовало ожидать, первым, кто вступил в схватку с этой проблемой, был »саак Ќьютон. ¬ знаменитой переписке с кембриджским филологом –ичардом Ѕентли Ќьютон утверждал, что если бы матери€ ¬селенной была равномерно распределена в конечной области, то она вс€ должна была бы стремитьс€ упасть к центру Ђи в результате образовалась бы одна больша€ сферическа€ массаї. Ќапротив, если бы матери€ была равномерно рассе€на в бесконечном пространстве, то не было бы центра, к которому она могла бы падать. ¬ этом случае матери€ могла бы соедин€тьс€ в бесконечное число сгустков, рассе€нных по ¬селенной; Ќьютон предположил, что именно это могло быть причиной происхождени€ —олнца и звезд.
†††“рудность рассмотрени€ вопросов динамики бесконечной среды[11] в значительной степени парализовала дальнейший прогресс вплоть до по€влени€ общей теории относительности. «десь не место объ€сн€ть эту теорию, во вс€ком случае, оказалось, что она менее важна дл€ космологии, чем думали первоначально. ƒостаточно сказать, что јльберт Ёйнштейн использовал существующую математическую теорию неевклидовой геометрии дл€ того, чтобы объ€снить т€готение как эффект искривлени€ пространства и времени. ¬ 1917 году, через год после завершени€ общей теории относительности, Ёйнштейн попыталс€ найти решение своих уравнений, которое описывало бы пространственно-временную геометрию ¬селенной в целом. —леду€ имевшим тогда хождение космологическим иде€м, Ёйнштейн специально искал решение, которое было бы однородным, изотропным и, к сожалению, статичным. ќднако такого решени€ найти не удалось. „тобы построить модель, удовлетвор€вшую указанным предварительным космологическим требовани€м, Ёйнштейн вынужден был Ђизуродоватьї свои уравнени€ введением члена, так называемой космологической посто€нной, который сильно портил элегантность первоначальной теории, но мог служить дл€ уравновешивани€ силы гравитационного прит€жени€ на больших рассто€ни€х.
†††Ёйнштейновска€ модель ¬селенной была совершенно статичной и предсказывала отсутствие красных смещений. ¬ том же 1917 году голландский астроном де —иттер нашел другое решение модифицированной теории Ёйнштейна. ’от€ это решение было тоже статичным и потому приемлемым в соответствии с тогдашними космологическими иде€ми, его примечательной особенностью было предсказание красного смещени€, пропорционального рассто€нию! ≈вропейские астрономы не знали тогда о существовании значительных красных смещений у туманностей. ќднако в конце первой мировой войны новости из јмерики о наблюдении больших красных смещений достигли ≈вропы, и модель де —иттера немедленно приобрела широкую известность. ƒействительно, в 1922 году, когда английский астроном јртур Ёддингтон написал первую исчерпывающую книгу по общей теории относительности, он проанализировал существовавшие данные по красным смещени€м, пользу€сь моделью де —иттера. —ам ’аббл говорил, что именно модель де —иттера привлекла внимание астрономов к важности определени€ зависимости красных смещений от рассто€ни€ и, может быть, эту модель держал он в глубине своего сознани€, когда обнаружил в 1929 году пропорциональность красных смещений рассто€нию.
†††¬ наши дни такой упор на модель де —иттера представл€етс€ неоправданным. — одной стороны, это на самом деле вообще не статическа€ модель Ч она кажетс€ статической благодар€ своеобразному способу введени€ пространственных координат, но рассто€ние между Ђтипичнымиї наблюдател€ми в этой модели реально растет со временем, и именно это общее разбегание обусловливает красные смещени€. — другой стороны, причина того, почему в модели де —иттера красное смещение оказалось пропорциональным рассто€нию, заключаетс€ просто в том, что эта модель удовлетвор€ет  осмологическому ѕринципу, а, как мы видели, в любой теории, удовлетвор€ющей этому принципу, следует ожидать пропорциональности относительной скорости и рассто€ни€.
†††¬о вс€ком случае, открытие разбегани€ далеких галактик вскоре повысило интерес к космологическим модел€м, которые были однородны и изотропны, но нестатичны.  осмологическа€ посто€нна€ оказалась поэтому уже ненужной в уравнени€х гравитационного пол€, и Ёйнштейн даже выразил сожаление, что он вообще рассматривал подобное изменение своих исходных уравнений. ¬ 1922 году советским математиком јлександром ‘ридманом было найдено общее однородное и изотропное решение первоначальных уравнений Ёйнштейна[12]. »менно эти фридмановские модели, основанные на исходных уравнени€х пол€ Ёйнштейна, а не модели Ёйнштейна и де —иттера, обеспечили математический фундамент большинству современных космологических теорий.
†††—уществует два разных типа моделей ‘ридмана.
†††≈сли средн€€ плотность материи во ¬селенной меньше некоторой критической величины или равна ей, то тогда ¬селенна€ должна быть пространственно бесконечной. ¬ этом случае современное расширение ¬селенной будет продолжатьс€ всегда.
†††¬ то же врем€, если плотность материи во ¬селенной больше той же критической величины, тогда гравитационное поле, порожденное материей, искривл€ет ¬селенную, замыка€ ее на себ€; ¬селенна€ в этом случае конечна, хот€ и неограничена, вроде поверхности сферы. (Ёто означает, что если мы отправимс€ в путешествие по пр€мой линии[13], мы не сможем добратьс€ до какого-то угла ¬селенной, а просто вернемс€ туда, откуда начали свой путь). √равитационные пол€ достаточно сильны дл€ того, чтобы в конце концов остановить расширение ¬селенной, так что рано или поздно она начнет снова сжиматьс€ к состо€нию бесконечно большой плотности.
††† ритическа€ плотность пропорциональна квадрату посто€нной ’аббла; дл€ прин€того в насто€щее врем€ значени€ этой посто€нной (15†км/с на миллион световых лет) критическа€ плотность составл€ет 5 × 10-30 грамм на кубический сантиметр, или около трех атомов водорода на тыс€чу литров объема пространства.
†††ƒвижение любой типичной галактики в модел€х ‘ридмана в точности напоминает движение камн€, подброшенного вверх с поверхности «емли. ≈сли камень брошен с достаточно большой скоростью или, что приводит к тому же результату, если масса «емли достаточно мала, то камень будет посто€нно замедл€тьс€, но, тем не менее, сможет улететь в бесконечность. Ёто соответствует случаю, когда космическа€ плотность меньше критической плотности. Ќапротив, если камень подброшен с недостаточно большой скоростью, то он достигнет некоторой максимальной высоты, а затем полетит обратно вниз. Ёто соответствует космической плотности больше критической.
†††»з этой аналогии €сно, почему невозможно найти статические космологические решени€ уравнений Ёйнштейна Ч ведь мы не удивл€емс€ тому, что камень улетает от поверхности «емли или падает на нее, но вр€д ли мы ожидаем увидеть этот камень неподвижно вис€щим в поднебесье. Ёта же аналоги€ позвол€ет избежать часто встречающегос€ неправильного толковани€ пон€ти€ расшир€ющейс€ ¬селенной. √алактики разлетаютс€ не потому, что какие-то мистические силы расталкивают их, точно так же как лет€щий вверх камень в нашей аналогии не отталкиваетс€ «емлей. Ќа самом деле галактики разлетаютс€ друг от друга потому, что они были отброшены в стороны каким-то взрывом в прошлом.
†††’от€ этого не понимали в 20-е годы, но многие детальные свойства моделей ‘ридмана могут быть количественно рассчитаны с помощью указанной аналогии, без вс€кого обращени€ к общей теории относительности. „тобы рассчитать движение любой типичной галактики по отношению к нашей √алактике, нарисуем сферу с нашей √алактикой в центре и интересующей нас галактикой на поверхности; движение этой галактики будет таким, как будто масса ¬селенной состоит только из вещества внутри сферы, а снаружи нет ничего. ƒело обстоит так, как если бы мы выкопали пещеру, уход€щую далеко в глубь «емли, и стали наблюдать, как в ней падают тела,†Ч мы обнаружили бы, что ускорение свободного падени€ по направлению к центру «емли зависит только от массы вещества, наход€щегос€ ближе к центру, чем наша пещера, т.†е. будто поверхность «емли находитс€ на дне пещеры. Ётот примечательный результат воплощен в теореме, справедливой как в ньютоновой, так и в эйнштейновской теории т€готени€ и основанной только на сферической симметрии изучаемой системы; вариант этой теоремы, выполн€ющийс€ в рамках общей теории относительности, был доказан в 1923 году американским математиком ƒж. ƒ. Ѕиркгофом, но ее значение дл€ космологии не было осознано в течение дес€тилетий.
†††ћы можем использовать эту теорему дл€ того, чтобы вычислить критическую плотность в модел€х ‘ридмана (рис.†3). ≈сли мы нарисуем сферу с нашей √алактикой в центре и какой-то удаленной галактикой на поверхности, то дл€ вычислени€ скорости отрыва[14], т.†е. той скорости, которой должна обладать галактика на поверхности сферы, чтобы иметь возможность удалитьс€ в бесконечность, нам надо учесть массу галактик внутри сферы. ќказываетс€, что эта скорость отрыва пропорциональна радиусу сферы Ч чем массивнее сфера, тем быстрее нужно двигатьс€, чтобы оторватьс€ от нее. Ќо закон ’аббла утверждает, что действительна€ скорость галактики на поверхности сферы также пропорциональна радиусу сферы, т.†е. рассто€нию до нас. —ледовательно, хот€ скорость отрыва зависит от радиуса, отношение действительной скорости галактики к скорости отрыва не зависит от размеров сферы; это отношение одинаково дл€ всех галактик и не зависит от того, какую из них мы возьмем за центр сферы. ¬ зависимости от значений посто€нной ’аббла и космической плотности кажда€ галактика, движуща€с€ по закону ’аббла, либо имеет скорость больше скорости отрыва и будет удал€тьс€ в бесконечность, либо имеет скорость меньше скорости отрыва и приблизитс€ к нам через какое-то врем€ в будущем.  ритическа€ плотность есть просто та величина космической плотности, при которой скорость отрыва каждой галактики в точности равна скорости, даваемой законом ’аббла.  ритическа€ плотность может зависеть только от посто€нной ’аббла, и оказываетс€, что она пропорциональна ее квадрату (см. математическое дополнение 2).
†††–ис.†3. “еорема Ѕиркгофа и расширение ¬селенной.
†††ѕоказан р€д галактик со скорост€ми по отношению к данной галактике G, отмеченными длинами и направлени€ми сплошных стрелок. (¬ соответствии с законом ’аббла эти скорости вз€ты пропорциональными рассто€нию до G.) “еорема Ѕиркгофа утверждает, что дл€ вычислени€ движени€ галактики ј по отношению к G, необходимо прин€ть во внимание лишь массу, содержащуюс€ внутри сферы, проведенной вокруг G и проход€щей через ј, котора€ показана здесь пунктирной линией. ≈сли ј не слишком далека от G, гравитационное поле вещества внутри сферы будет умеренным и движение ј можно рассчитать с помощью правил ньютоновой механики.

†††ƒетальна€ временна€ зависимость размера ¬селенной (т.†е. рассто€ни€ между любыми типичными галактиками) может быть получена с помощью аналогичных аргументов, но результат оказываетс€ довольно сложным (рис.†4). ќднако имеетс€ один простой результат, который будет позднее очень важен дл€ нас. ¬ раннюю эпоху ¬селенной размер ее мен€лс€ в зависимости от времени по простому степенному закону: врем€ в степени две трети, если можно пренебречь плотностью излучени€, или врем€ в степени одна втора€, если плотность излучени€ превышает плотность вещества (см. математическое дополнение 3). ќдин аспект фридмановских космологических моделей, который нельз€ пон€ть без общей теории относительности,†Ч это св€зь между геометрией и плотностью: ¬селенна€ открыта и бесконечна или замкнута и конечна соответственно тому, больше или меньше скорость галактик, чем скорость отрыва.
†††–ис.†4. –асширение и сжатие ¬селенной.
†††ƒл€ двух возможных космологических моделей показано взаимное рассто€ние между типичными галактиками (в произвольных единицах) как функци€ времени. ¬ случае Ђоткрытой ¬селеннойї ¬селенна€ бесконечна, плотность меньше, чем критическа€ плотность, и расширение, хот€ и замедл€€сь, будет продолжатьс€ всегда. ¬ случае Ђзакрытой ¬селеннойї ¬селенна€ конечна, плотность больше, чем критическа€ плотность, и расширение в конце концов прекратитс€, сменившись сжатием. Ёти кривые рассчитаны с помощью эйнштейновских уравнений пол€ без космологической посто€нной дл€ ¬селенной, в которой преобладает вещество.

†††ќдин из способов узнать, превышают или нет галактические скорости скорость отрыва, заключаетс€ в измерении степени их замедлени€. ≈сли это замедление меньше (или больше) некоторой величины, тогда скорость отрыва достигаетс€ (или нет). Ќа практике это означает, что нужно измерить кривизну графика зависимости красного смещени€ от рассто€ни€ дл€ очень далеких галактик (рис.†5). ѕри переходе от более плотной конечной ¬селенной к менее плотной бесконечной ¬селенной крива€ этой зависимости становитс€ на очень больших рассто€ни€х более пологой. »зучение формы кривой красное смещение-рассто€ние на больших рассто€ни€х часто называют Ђпрограммой ’абблаї.
†††–ис.†5.  расное смещение как функци€ рассто€ни€.
†††«десь показано красное смещение как функци€ рассто€ни€ дл€ четырех возможных космологических теорий. („тобы быть точным, под Ђрассто€ниемї здесь подразумеваетс€ Ђрассто€ние по светимостиї Ч рассто€ние, вычисленное дл€ объекта известной собственной или абсолютной светимости из наблюдений его видимой светимости.)  ривые, помеченные надпис€ми Ђудвоенна€ критическа€ плотностьї, Ђкритическа€ плотностьї и Ђнулева€ плотностьї, вычислены в модели ‘ридмана с использованием эйнштейновских уравнений пол€ дл€ ¬селенной с преобладанием вещества без космологической посто€нной; они отвечают соответственно ¬селенной, котора€ закрыта, чуть-чуть открыта и открыта (см. рис.†4).  рива€, помеченна€ надписью Ђстационарное состо€ниеї, относитс€ к любой теории, в которой вид ¬селенной не мен€етс€ со временем. —овременные наблюдени€ наход€тс€ в плохом согласии с кривой Ђстационарного состо€ни€ї, но они не дают возможности сделать определенный выбор среди других возможностей, так как в теори€х нестационарного состо€ни€ галактическа€ эволюци€ делает очень проблематичным определение рассто€ни€. ¬се кривые построены дл€ значени€ посто€нной ’аббла, равного 15†км/с на миллион световых лет (соответствующего характерному времени расширени€ 20 000 миллионов лет), но эти же кривые можно использовать дл€ любого другого значени€ посто€нной ’аббла путем простого изменени€ масштаба всех рассто€ний.

†††’аббл, —эндейдж и в последнее врем€ р€д других ученых вложили в эту программу колоссальные усили€. ƒо сих пор результаты были весьма неопределенны. ѕроблема заключаетс€ в том, что при вычислении рассто€ний до далеких галактик нельз€ выбрать в качестве индикаторов рассто€ни€ цефеиды или €рчайшие звезды; вместо этого мы вынуждены определ€ть рассто€ние по видимой светимости самих галактик. Ќо откуда мы знаем, что те галактики, которые мы изучаем, имеют одну и ту же абсолютную светимость? (Ќапомним, что видима€ светимость Ч это мощность излучени€, принимаема€ нами на единицу площади телескопа, а абсолютна€ светимость Ч полна€ мощность, излучаема€ астрономическим объектом во всех направлени€х; видима€ светимость пропорциональна абсолютной светимости и обратно пропорциональна квадрату рассто€ни€.) »меетс€ страшна€ опасность (из-за эффектов отбора)†Ч когда мы смотрим все дальше и дальше, мы стремимс€ отобрать галактики со все большими и большими абсолютными светимост€ми. ≈ще более т€желой проблемой €вл€етс€ эволюци€ галактик.  огда мы смотрим на очень далекие галактики, мы видим их такими, какими они были миллиарды лет назад, когда световые лучи начали свое путешествие к нам. ≈сли типичные галактики тогда были €рче, чем сейчас, то мы недооцениваем истинное рассто€ние до них. ќдна из возможностей, обсуждавша€с€ совсем недавно ƒж. ѕ. ќстрикером и —.ƒ. “римейном из ѕринстона, заключаетс€ в том, что наиболее крупные галактики эволюционируют не только потому, что эволюционируют отдельные звезды в них, но и потому, что эти галактики пожирают маленькие соседние галактики! ѕройдет много времени, прежде чем мы сможем быть уверенными в том, что имеем адекватное количественное понимание этих различных типов галактической эволюции.
†††Ћучший вывод, который можно в насто€щее врем€ получить из программы ’аббла, заключаетс€ в том, что замедление далеких галактик кажетс€ довольно маленьким. Ёто должно означать, что галактики движутс€ со скоростью, превышающей скорость отрыва, так что ¬селенна€ открыта и будет продолжать расшир€тьс€ всегда. Ёто хорошо согласуетс€ с оценками космической плотности; видима€ матери€ в галактиках, как представл€етс€, дает плотность, составл€ющую не более нескольких процентов критической плотности. ќднако и здесь имеетс€ больша€ неопределенность. ѕо оценкам последних лет массы галактик все врем€ возрастали.
††† роме того, как указали ƒжордж ‘илд из √арварда и другие, может существовать межгалактический газ из ионизованного водорода, который может обеспечить критическую космическую плотность материи и который все еще ускользает от наблюдени€.
†††  счастью, совсем не об€зательно прийти к определенному решению относительно крупномасштабной геометрии ¬селенной дл€ того, чтобы делать какие-то заключени€ о ее начале. ѕричина в том, что ¬селенна€ имеет нечто вроде горизонта и этот горизонт сужаетс€ тем быстрее, чем ближе рассматриваемый момент времени к самому началу.
†††Ќи один сигнал не может двигатьс€ быстрее, чем свет, поэтому в любой момент времени мы можем воспринимать событи€, происшедшие достаточно близко, так, чтобы луч света успел достичь нас с момента зарождени€ ¬селенной. Ћюбое событие, происшедшее за пределами этого рассто€ни€, не может до сих пор оказать на нас никакого вли€ни€ Ч оно находитс€ за горизонтом. ≈сли возраст ¬селенной равен 10 миллиардам лет, то горизонт находитс€ сейчас на рассто€нии 10 миллиардов световых лет. Ќо когда возраст ¬селенной был равен нескольким минутам, горизонт был на рассто€нии всего лишь нескольких световых минут,†Ч меньше, чем теперешнее рассто€ние от «емли до —олнца. ѕравда, и вс€ ¬селенна€ была тогда меньше, в указанном нами смысле, такой, что рассто€ние между любой парой тел было меньше, чем сейчас. ќднако, когда мы обращаемс€ назад к самому началу, то рассто€ние до горизонта сжимаетс€ быстрее, чем размер ¬селенной. –азмер ¬селенной пропорционален времени в степени одна втора€ или две трети (см. математическое дополнение 3), в то врем€ как рассто€ние до горизонта пр€мо пропорционально времени, так что во все более ранние времена горизонт охватывал все меньшую и меньшую часть ¬селенной (рис.†6).


†††–ис.†6. √оризонты в расшир€ющейс€ ¬селенной.
†††«десь символически, в виде сферы, изображена ¬селенна€ в четыре разделенные равным промежутком момента времени. Ђ√оризонтї данной точки – есть рассто€ние, из-за которого световые сигналы не успевают достичь –. „асть ¬селенной внутри горизонта отмечена здесь не-затененной шапочкой сферы. –ассто€ние от – до горизонта растет пр€мо пропорционально времени. ¬ то же врем€ Ђрадиусї ¬селенной растет как квадратный корень из времени, что отвечает случаю ¬селенной с преобладанием излучени€. —ледовательно, во все более ранние и ранние моменты времени горизонт охватывает все меньшую и меньшую часть ¬селенной.

†††—ледствием этого сжати€ горизонта в ранней ¬селенной €вл€етс€ то, что кривизна ¬селенной в целом становитс€ все менее существенной, когда мы смотрим назад на все более ранние моменты времени. ѕоэтому, несмотр€ на то что современна€ космологическа€ теори€ и астрономические наблюдени€ все еще не определили прот€женность или будущее ¬селенной, они дают довольно €сную картину ее прошлого.
†††Ќаблюдени€, обсуждавшиес€ в этой главе, дали нам представление о ¬селенной, которое столь же просто, сколь и величественно. ¬селенна€ расшир€етс€ однородно и изотропно Ч наблюдатели во всех типичных галактиках вид€т один и тот же характер движени€ во всех направлени€х. ¬ процессе расширени€ ¬селенной длины волн световых лучей увеличиваютс€ пропорционально рассто€нию между галактиками. —читаетс€, что расширение не вызвано каким бы то ни было типом космического отталкивани€, а есть просто эффект, который св€зан со скоростью, оставшейс€ от взрыва в прошлом. Ёта скорость постепенно уменьшаетс€ под действием т€готени€; такое замедление оказываетс€ довольно малым, что позвол€ет предположить, что плотность материи во ¬селенной мала и ее гравитационное поле слишком слабо как дл€ того, чтобы сделать ¬селенную пространственно конечной, так и дл€ того, чтобы в конце концов обратить процесс расширени€. Ќаши вычислени€ позвол€ют экстраполировать процесс расширени€ ¬селенной назад по времени и получить, что оно должно было начатьс€ от 10 до 20 миллиардов лет назад.

III.  ќ—ћ»„≈— »… ‘ќЌ ћ» –ќ¬ќЋЌќ¬ќ√ќ »«Ћ”„≈Ќ»я

†††јстрономы прошлого без труда разобрались бы в истории, рассказанной в предыдущей главе. ƒаже декорации похожи: большие телескопы, исследующие ночное небо с горных вершин  алифорнии или ѕеру, или невооруженный наблюдатель в своей башне, который Ђчастенько спать ложитс€ после ћедведицыї[15].  роме того, как € отмечал в предисловии, эта истори€ рассказывалась уже много раз, причем часто с большими, чем здесь, подробност€ми.
†††“еперь мы обратимс€ к совершенно иному типу астрономии, к той истории, которую нельз€ было бы рассказать еще дес€ть лет назад[16]. ћы будем иметь дело не с наблюдени€ми света, испущенного в последние несколько сот миллионов лет галактиками, более или менее похожими на нашу, а с наблюдени€ми рассе€нного фона радиоизлучени€, оставшегос€ почти от самого начала ¬селенной. ƒа и декорации стали другими: крыши университетских физических корпусов, шары-зонды или ракеты, лет€щие над земной атмосферой, пол€ северного Ќью-ƒжерси.
†††¬ 1964 году лаборатори€ фирмы ЂЅелл “елефонї стала обладательницей необычной радиоантенны, находившейс€ в  роуфорд ’илле, ’олмдел, Ќью-ƒжерси. јнтенна была построена дл€ св€зи через спутник ЂЁхої, и 20-футовый рупорный отражатель со сверхнизким уровнем шума делал антенну многообещающим инструментом дл€ радиоастрономии. ƒва радиоастронома, јрно ј. ѕензиас и –оберт ¬. ¬илсон[17], решили использовать антенну дл€ измерени€ интенсивности радиоволн, излучаемых нашей √алактикой на больших галактических широтах, т.†е. вне плоскости ћлечного ѕути.
†††»змерени€ подобного рода чрезвычайно трудны. –адиоволны от нашей √алактики, как и от большинства астрономических источников, лучше всего могут быть описаны как некий сорт шума, очень похожий на Ђстатические разр€дыї, которые можно слышать по радиоприемнику во врем€ грозы. “акой радиошум нелегко отличить от неизбежного электрического шума, производимого случайными движени€ми электронов внутри радиоантенного устройства и в усилительных цеп€х, или от радиошума, принимаемого антенной от земной атмосферы. “рудности не столь велики, если изучаетс€ относительно Ђмаленькийї источник радиошума вроде звезды или далекой галактики. ¬ этом случае можно переключать луч антенны туда-сюда между источником и соседним участком пустого неба; любой ложный шум, идущий от антенного устройства, усилительных цепей или земной атмосферы, будет примерно одинаков независимо от того, направлена антенна на источник или на соседний участок неба, поэтому при сравнении показаний этот шум сократитс€. ќднако ѕензиас и ¬илсон собирались измерить радиошум, идущий от нашей собственной √алактики, т.†е. по существу, от самого неба. ѕоэтому было крайне важно определить любой электрический шум, который мог бы возникать внутри их приемной системы.
†††ѕри предварительных испытани€х этой системы был обнаружен, на самом деле, несколько больший шум, чем ожидалось по расчетам, но казалось правдоподобным, что это разногласие св€зано с небольшим избытком шума в усилительных цеп€х. „тобы избавитьс€ от этих проблем, ѕензиас и ¬илсон использовали устройство, известное как Ђхолодна€ нагрузкаї,†Ч мощность, приход€ща€ от антенны, сравниваетс€ с мощностью, создаваемой искусственным источником, охлажденным жидким гелием при температуре около четырех градусов выше абсолютного нул€. Ёлектрический шум в усилительных цеп€х должен быть одинаков в обоих случа€х и поэтому уничтожаетс€ при сравнении, что позвол€ет непосредственно измерить мощность, идущую от антенны. »змеренна€ таким способом мощность сигнала от антенны будет содержать вклады только от антенного устройства, земной атмосферы и любого астрономического источника радиоволн.
†††–адиотелескоп в ’олмделе.
†††јрно ѕензиас (справа) и –оберт ¬. ¬илсон сн€ты р€дом с 20-футовой рупорной антенной, с помощью которой в 1964Ц1965 годах они обнаружили трехградусный фон космического микроволнового излучени€. Ётот телескоп находитс€ в ’олмделе, Ќью-ƒжерси, месте, где расположены лаборатории фирмы ЂЅелл “елефонї (фотографи€ лаборатории ЂЅелл “елефонї).

†††ѕензиас и ¬илсон ожидали, что антенное устройство будет давать очень небольшой электрический шум. ќднако, чтобы проверить это предположение, они начали свои наблюдени€ на сравнительно коротких волнах Ч длиной 7,35†см, на которых радиошум от нашей √алактики должен был быть пренебрежимо мал. ≈стественно, какой-то радиошум ожидалс€ на такой длине волны и от земной атмосферы, но этот шум должен иметь характерную зависимость от направлени€: он должен быть пропорционален толщине атмосферы в направлении, куда смотрит антенна,†Ч немного меньше в направлении зенита, чуть больше в направлении горизонта. ќжидалось, что после вычитани€ атмосферного члена с характерной зависимостью от направлени€ не останетс€ никакого существенного сигнала от антенны, и это подтвердит, что электрический шум, производимый антенным устройством, на самом деле пренебрежимо мал. ѕосле этого можно будет начать изучение самой √алактики на больших длинах волн Ч около 21†см, где ожидалось, что радиошум будет иметь приемлемое значение. ( стати говор€, радиоволны с длинами вроде 7,35†см или 21†см и вплоть до 1†м известны как микроволновое излучение. “акое название дано потому, что эти длины волн меньше, чем у тех ультракоротких волн, которые использовали в радарах в начале второй мировой войны.)
†††  своему удивлению, ѕензиас и ¬илсон обнаружили весной 1964 года, что они принимают на длине волны 7,35†см довольно заметное количество микроволнового шума, не завис€щего от направлени€. ќни нашли, что этот Ђстатический фонї не мен€етс€ в зависимости от времени суток, а позднее обнаружили, что он не зависит от времени года. —оздавалось впечатление, что он не может идти от нашей √алактики; если бы это было так, то больша€ галактика ћ 31 в јндромеде, во многих отношени€х похожа€ на нашу, по-видимому, должна была бы также сильно излучать на волне 7,35†см, и этот микроволновой шум должен был бы уже наблюдатьс€.  роме того, отсутствие каких-либо вариаций наблюдаемого микроволнового шума с направлением весьма серьезно указывало на то, что эти радиоволны, если они действительно существуют, приход€т не от ћлечного ѕути, а от значительно большего объема ¬селенной.
†††ясно, что было необходимо снова проверить, не могла ли сама антенна производить больше электрического шума, чем ожидалось. ¬ частности, было известно, что пара голубей угнездилась в рупоре антенны. √олуби были пойманы, отправлены по почте на принадлежащий лаборатори€м компании Ѕелл участок в ¬иппани, выпущены на волю, вновь обнаружены несколькими дн€ми спуст€ в антенне в ’олмделе, снова пойманы и, наконец, утихомирены более решительными средствами. ќднако во врем€ аренды помещени€ голуби покрыли внутренность антенны тем, что ѕензиас деликатно назвал Ђбелым диэлектрическим веществомї, и это вещество могло при комнатной температуре быть источником электрического шума. ¬ начале 1965 года стало возможным демонтировать рупор антенны и вычистить всю гр€зь, но это, как и все другие попытки, дало очень малое уменьшение наблюдаемого уровн€ шума. «агадка оставалась: откуда приходил этот микроволновой шум?
†††ќдна часть числовых данных, имевшихс€ в распор€жении ѕензиаса и ¬илсона, относилась к интенсивности наблюдавшегос€ радиошума. ƒл€ описани€ этой интенсивности они использовали €зык радиоинженеров, который неожиданно оказалс€ весьма уместным в данном случае. Ћюбое тело при любой температуре выше абсолютного нул€ всегда испускает радиошум, производимый тепловым движением электронов внутри тела. ¬нутри €щика с непрозрачными стенками интенсивность радиошума на любой заданной длине волны зависит только от температуры стенок: чем выше температура, тем интенсивнее фон. ѕоэтому интенсивность радиошума, наблюдаемого на определенной длине волны, можно описывать в терминах Ђэквивалентной температурыї, т.†е. температуры стенок €щика, внутри которого радиошум будет иметь наблюдаемую интенсивность.  онечно, радиотелескоп Ч не термометр; он измер€ет интенсивность радиоволн, регистриру€ слабенькие электрические токи, которые индуцируютс€ волнами в антенном устройстве.  огда радиоастрономы говор€т, что они наблюдают радиошум с такой-то и такой-то эквивалентной температурой, они подразумевают лишь то, что это есть температура непрозрачного €щика, внутри которого следует поместить антенну дл€ того, чтобы получить наблюдаемую интенсивность радиошума. Ќаходитс€ ли антенна в таком €щике на самом деле или нет, это, конечно, другой вопрос.
†††(„тобы предупредить возражени€ со стороны специалистов, € должен заметить, что радиоинженеры часто описывают интенсивность радиошума в терминах так называемой температуры антенны, котора€ слегка отличаетс€ от описанной выше эквивалентной температуры. ƒл€ тех длин волн и интенсивностей, которые наблюдали ѕензиас и ¬илсон, эти два определени€ практически совпадают.)
†††¬нутри радиотелескопа в ’олмделе.
†††¬ы видите ѕензиаса, простукивающего соединени€ 20-футовой рупорной антенны в ’олмделе и наблюдающего за этим ¬илсона. Ёто была одна из попыток устранить любой возможный источник электрического шума от антенного устройства, который мог бы давать вклад в трехградусный микроволновой фон, наблюдавшийс€ в 1964Ц1965 годах. ¬се подобные попытки привели лишь к очень небольшому уменьшению наблюдаемой интенсивности микроволнового шума, так что неизбежно пришлось прийти к выводу, что это микроволновое излучение действительно имеет астрономическое происхождение (фотографи€ лабораторий ЂЅелл “елефонї).

†††ѕензиас и ¬илсон нашли, что эквивалентна€ температура принимавшегос€ ими радиошума равн€лась примерно 3,5 градусам выше абсолютного нул€ по стоградусной шкале (или, более точно, между 2,5 и 4,5 градусами выше абсолютного нул€). “емпература, измеренна€ по стоградусной шкале, но отнесенна€ к абсолютному нулю, а не к точке та€ни€ льда, называетс€ измеренной в градусах  ельвина. “аким образом, наблюдавшийс€ ѕензиасом и ¬илсоном радиошум мог быть описан как имевший эквивалентную температуру 3,5 градуса  ельвина, или, короче, 3,5  . Ёто было значительно больше, чем ожидалось, но все же очень мало в абсолютных единицах, поэтому неудивительно, что ѕензиас и ¬илсон несколько поразмышл€ли над полученным результатом, прежде чем публиковать его. —о всей определенностью можно сказать, что в первый момент было совершенно не€сно, что это Ч самое важное космологическое открытие после обнаружени€ красного смещени€.
†††—мысл загадочного микроволнового шума скоро стал про€сн€тьс€ благодар€ действи€м Ђневидимой коллегииї астрофизиков. —лучилось так, что ѕензиас позвонил по совершенно другому поводу своему при€телю, радиоастроному Ѕернарду Ѕерку из ћ“»[18]. —овсем незадолго до этого Ѕерк слышал от другого своего коллеги  ена “ернера из »нститута  арнеги о докладе, который “ернер, в свою очередь, слышал в ”ниверситете ƒжона √опкинса и который сделал молодой теоретик из ѕринстона ѕ.ƒж. ≈. ѕиблз. ¬ этом докладе ѕиблз приводил аргументы в пользу того, что должен существовать фон радиошума, оставшийс€ от ранней ¬селенной и имеющий сейчас эквивалентную температуру примерно 10  . Ѕерк уже знал, что ѕензиас измер€л температуру радиошума с помощью рупорной антенны, принадлежащей лаборатори€м компании Ѕелл, поэтому он воспользовалс€ телефонным разговором, чтобы спросить, как идут измерени€. ѕензиас ответил, что измерени€ идут превосходно, но в результатах есть что-то, чего он не может пон€ть. Ѕерк сообщил ѕензиасу, что физики в ѕринстоне, возможно, имеют интересные идеи относительно того, что принимает антенна в ’олмделе.
†††¬ своем докладе и препринте, написанном в марте 1965 года, ѕиблз рассматривал излучение, которое должно было присутствовать в ранней ¬селенной. “ермин Ђизлучениеї имеет, конечно, общий смысл, объедин€€ электромагнитные волны всех длин Ч не только радиоволны, но и инфракрасный, видимый, ультрафиолетовый свет, рентгеновское излучение и излучение очень коротких длин волн, называемое гамма-излучением (см. табл. 2). «десь нет резких границ; с изменением длины волны один тип излучени€ плавно переходит в другой. ѕиблз заметил, что если бы в течение нескольких первых минут существовани€ ¬селенной не было интенсивного фона излучени€, то €дерные реакции должны были бы происходить столь быстро, что больша€ дол€ имевшегос€ водорода Ђсвариласьї бы в более т€желые элементы. ј это противоречит тому факту, что около трех четвертей сегодн€шней ¬селенной составл€ет водород. Ётот процесс быстрого приготовлени€ €дер мог быть предотвращен, только если ¬селенна€ была заполнена излучением, имевшим чудовищную эквивалентную температуру на очень коротких длинах волн и которое могло бы разрывать €дра на части так же быстро, как они образовывались.
†††ћы увидим, что это излучение должно было выжить при последующем расширении ¬селенной, но его эквивалентна€ температура должна была непрерывно падать в процессе расширени€ ¬селенной обратно пропорционально ее размеру. ( ак будет видно, это, по существу, есть эффект красного смещени€, обсуждавшийс€ в главе II.) ќтсюда следует, что теперешн€€ ¬селенна€ также должна быть заполнена излучением, но с эквивалентной температурой значительно меньшей, чем та, котора€ была в первые несколько минут. ѕиблз оценил, что дл€ того, чтобы образование гели€ и более т€желых элементов в первые несколько минут сохранилось в известных границах, фон излучени€ должен был быть столь интенсивным, что его теперешн€€ температура должна составл€ть по меньшей мере 10  .
†††„исло 10   было несколько завышено, и вскоре по€вились более тщательные и аккуратные вычислени€ ѕиблза и других, которые будут обсуждатьс€ в главе V. Ќа самом деле, препринт ѕиблза никогда не был опубликован в первоначальном виде. Ќо вывод был по существу правильным: из наблюдаемой распространенности водорода мы можем вывести, что в первые несколько минут ¬селенна€ должна была быть заполнена мощным излучением, которое могло предотвратить образование слишком большого количества более т€желых элементов; с тех пор расширение ¬селенной должно было понизить эквивалентную температуру этого излучени€ до нескольких градусов  ельвина, так что оно про€вл€етс€ сейчас как фон радиошума, идущий одинаково со всех направлений. Ёто сразу же естественным образом объ€снило открытие ѕензиаса и ¬илсона. “аким образом, в определенном смысле антенна в ’олмделе находитс€ в €щике Ч этим €щиком €вл€етс€ вс€ ¬селенна€. ќднако эквивалентна€ температура, зафиксированна€ антенной, не есть температура сегодн€шней ¬селенной, а скорее ее очень давн€€ температура, котора€ уменьшилась пропорционально огромному расширению, испытанному ¬селенной с тех пор.
†††–абота ѕиблза была последней в длинной серии аналогичных космологических гипотез. ¬ самом деле, в конце 40-х годов теори€ нуклеосинтеза, основанна€ на Ђбольшом взрывеї, развивалась √еоргием √амовым и его сотрудниками –альфом јльфером и –обертом ’ерманом, и в 1948 году јльфер и ’ерман использовали эту теорию дл€ предсказани€ фона излучени€ с теперешней температурой около 5  . јналогичные вычислени€ были выполнены в 1964 году я.Ѕ.«ельдовичем в ———– и независимо ‘редом ’ойлом и –.ƒж. “айлером в ¬еликобритании. Ёти более ранние работы поначалу не были известны группам ученых в лаборатори€х Ѕелл и ѕринстоне и не оказали вли€ни€ на действительное открытие фона излучени€, поэтому мы отложим детальное их рассмотрение до главы VI. ћы также перенесем в главу VI обсуждение загадочного исторического вопроса о том, почему ни одна из этих более ранних работ не привела к поискам космического микроволнового фона.
†††¬ычислени€ ѕиблза в 1965 году были инициированы иде€ми физика-экспериментатора из ѕринстона –оберта ƒикке. (—реди прочего ƒикке изобрел несколько важнейших микроволновых устройств, используемых радиоастрономами.) √де-то в 1964 году ƒикке начал задумыватьс€ над тем, не должно ли быть какого-то наблюдаемого излучени€, оставшегос€ от гор€чей плотной ранней стадии космической истории. –ассуждени€ ƒикке основывались на Ђосциллирующейї теории ¬селенной, к которой мы вернемс€ в последней главе этой книги. ѕо-видимому, у него не было определенных ожиданий относительно температуры этого излучени€, но он понимал самое главное, что было что-то, что стоило искать. ƒикке предложил ѕ.√. –оллу и ƒ.“. ”илкинсону начать поиски микроволнового фона излучени€, и те стали сооружать маленькую низкошум€щую антенну на крыше ѕальмеровской физической лаборатории в ѕринстоне. (ƒл€ этой цели не об€зательно использовать большие радиотелескопы, так как излучение идет со всех направлений; оттого что имеетс€ более узко сфокусированный антенный луч, ничего не выигрываетс€.)
†††ѕрежде чем ƒикке, –олл и ”илкинсон смогли завершить свои измерени€, ƒикке имел телефонный разговор с ѕензиасом, который только что услышал от Ѕерка о работе ѕиблза. ќни решили опубликовать одновременно два письма в Ђјстрофизическом ∆урналеї, в которых ѕензиас и ¬илсон сообщили бы о своих наблюдени€х, а ƒикке, ѕиблз, –олл и ”илкинсон изложили бы космологическую интерпретацию. ѕензиас и ¬илсон, все еще очень настороже, дали своей заметке скромное название Ђ»змерение избыточной антенной температуры на частоте 4080 ћ√цї. („астота, на которую была настроена антенна, равн€лась 4080 ћ√ц, или 4080 миллионов колебаний в секунду, что соответствовало длине волны 7,35†см.) ќни просто объ€вили, что Ђизмерени€ эффективной зенитной температуры шумаЕ дали значение на 3,5   выше, чем ожидалосьї, и избежали вс€ких упоминаний о космологии, за исключением фразы, что Ђвозможное объ€снение наблюдаемой избыточной температуры шума дано ƒикке, ѕиблзом, –оллом и ”илкинсоном в сопутствующем письме в этом же выпуске журнала.
†††ƒействительно ли микроволновое излучение, обнаруженное ѕензиасом и ¬илсоном, осталось от начала ¬селенной? ѕрежде чем мы перейдем к рассмотрению экспериментов, осуществленных после 1965 года дл€ того, чтобы разрешить этот вопрос, нам необходимо сначала спросить себ€, что мы ожидаем теоретически, то есть каковы общие свойства излучени€, которое должно заполн€ть ¬селенную, если сегодн€шние космологические идеи правильны? Ётот вопрос приводит нас к рассмотрению того, что происходит с излучением при расширении ¬селенной Ч не только во врем€ нуклеосинтеза, в конце первых трех минут, но и на прот€жении эонов[19], прошедших с тех пор.
†††–адиоантенна в ѕринстоне.
†††‘отографи€ первой установки в ѕринстоне, на которой получено доказательство существовани€ фона космического излучени€. ћаленька€ рупорна€ антенна водружена раструбом вверх на дерев€нную платформу. ”илкинсон стоит под антенной несколько справа: –олл, почти заслоненный аппаратурой стоит пр€мо под антенной. Ѕлест€щий цилиндр с конической верхушкой €вл€етс€ частью криогенного оборудовани€, использовавшегос€ дл€ создани€ контрольного источника на жидком гелии, излучение которого могло сравниватьс€ с излучением от неба. Ётот эксперимент подтвердил существование фона излучени€ с температурой 3   на длине волны более короткой, чем та, которую использовали ѕензиас и ¬илсон (фотографи€ ѕринстонского университета).

†††Ќам будет очень полезно отказатьс€ сейчас от классической картины излучени€ в терминах электромагнитных волн, которую мы до сего момента использовали, и прин€ть более современную Ђквантовуюї точку зрени€, согласно которой излучение состоит из частиц, известных как фотоны. ќбычна€ светова€ волна содержит огромное количество фотонов, лет€щих вместе в одном направлении, но если бы мы очень точно измерили энергию, переносимую р€дом волн, то обнаружили бы, что она всегда есть кратное определенной величины, которую называют энергией отдельного фотона.  ак будет видно, энерги€ фотона, вообще говор€, довольно мала, так что в большинстве практических случаев кажетс€, будто электромагнитна€ волна может иметь какую угодно энергию. ќднако взаимодействие излучени€ с атомами и атомными €драми обычно происходит с отдельным фотоном в данный момент времени, и при изучении таких процессов необходимо предпочесть волновому описанию описание с помощью фотонов. ‘отоны имеют нулевую массу и нулевой электрический зар€д, но, тем не менее, они вполне реальны Ч каждый из них несет определенные энергию и импульс и даже определенным образом вращаетс€ вокруг своего направлени€ движени€[20].
†††„то происходит с отдельным фотоном, пока он путешествует сквозь ¬селенную? Ќичего особенного, если только подразумеваетс€ сегодн€шн€€ ¬селенна€. —вет от объектов, удаленных чуть не на 10 миллиардов световых лет, по-видимому, прекрасно доходит до нас. «начит, кака€ бы матери€ ни присутствовала в межгалактическом пространстве, она должна быть достаточна прозрачна, чтобы фотоны смогли путешествовать в течение времени, составл€ющего значительную часть возраста ¬селенной, не будучи рассе€нными или поглощенными.
†††ќднако красные смещени€ далеких галактик говор€т нам, что ¬селенна€ расшир€етс€, так что ее составные части должны были быть когда-то более сжатыми, чем сейчас. “емпература произвольной жидкости в общем случае растет, когда жидкость сжимаетс€, поэтому мы можем также заключить, что вещество ¬селенной было в прошлом много гор€чее. ¬ действительности, мы полагаем, был период времени, который, как мы увидим, длилс€, веро€тно, в течение первых 700 000 лет существовани€ ¬селенной, когда содержимое ¬селенной было столь гор€чим и плотным, что не могло еще собратьс€ в звезды и галактики, и даже атомы были все еще разбиты на составл€ющие их €дра и электроны.
†††¬ этих мало при€тных услови€х фотон не мог путешествовать на заметные рассто€ни€ без помех, как он может это делать в сегодн€шней ¬селенной. ‘отон должен был находить на своем пути огромное количество свободных электронов, которые могли эффективно рассеивать или поглощать его[21]. ≈сли фотон рассеиваетс€ электроном, то он в общем случае либо отдает немного энергии электрону, либо получает от него немного энергии в зависимости от того, имел ли начальный фотон энергию больше или меньше, чем у электрона. Ђ—реднее свободное врем€ї, в течение которого фотон может путешествовать, прежде чем он поглотитс€ или испытает заметное изменение энергии, должно было быть очень малым, значительно меньше характерного времени расширени€ ¬селенной. —оответствующее среднее свободное врем€ дл€ других частиц (электронов и атомных €дер) должно было быть еще короче. “аким образом, хот€ в определенном смысле ¬селенна€ вначале расшир€лась очень быстро, дл€ отдельного фотона, электрона либо €дра это расширение занимало значительное врем€, такое, которого было достаточно дл€ того, чтобы кажда€ частица многократно рассе€лась, или поглотилась, или вновь испустилась.
†††ѕредполагаетс€, что люба€ система такого рода, в которой отдельные частицы имеют врем€ дл€ многократных взаимодействий, приходит в состо€ние равновеси€.  оличество частиц, характеристики которых (положение, энерги€, скорость, спин и др.) наход€тс€ в определенном интервале значений, должно стать таким, чтобы каждую секунду из этого интервала выбивалось и вносилось обратно равное число частиц. “аким образом, свойства подобной системы определ€ютс€ не какими бы то ни было начальными услови€ми, а лишь условием достижени€ равновеси€.  онечно, Ђравновесиеї здесь не означает, что частицы замерзли Ч кажда€ из них непрерывно удар€етс€ о своих соседей. —корее, равновесие статистическое Ч это распределение частиц по положению, энергии и т.†п., причем такое распределение, которое не мен€етс€ или мен€етс€ очень медленно.
†††–авновесие подобного статистического рода обычно называют Ђтепловым равновесиемї, так как такое состо€ние всегда характеризуетс€ определенной температурой, котора€ должна быть одинакова во всей системе. ¬ действительности, строго говор€, только в состо€нии теплового равновеси€ и можно точно определить саму температуру. ћощна€ и глубока€ ветвь теоретической физики, известна€ как статистическа€ механика, дает математические средства дл€ расчета свойств любой системы в тепловом равновесии.
†††ƒостижение теплового равновеси€ происходит так, что это несколько напоминает предположительное действие механизма цен в классической экономике. ≈сли спрос превышает предложение, то цена товаров будет расти, ограничива€ эффективный спрос и поощр€€ увеличение производства. ≈сли предложение превышает спрос, то цены падают, увеличива€ эффективный спрос и приостанавлива€ дальнейшее производство. ¬ обоих случа€х спрос и предложение достигнут равенства. “очно так же, если имеетс€ слишком много или слишком мало частиц с энерги€ми, скорост€ми и другими характеристиками в определенном интервале значений, то скорость, с которой они покидают этот интервал, будет больше или меньше скорости, с которой они попадают в него, пока не установитс€ равновесие.
††† онечно, механизм цен не всегда работает точно так, как это предполагаетс€ в классической экономике, но и здесь имеетс€ аналоги€ Ч большинство физических систем в реальном мире весьма далеко от теплового равновеси€. ¬ центрах звезд имеетс€ почти идеальное тепловое равновесие, так что мы можем с определенной уверенностью оценить, каковы там услови€, но поверхность «емли ни в какой мере не близка к равновесию, и мы совершенно не уверены в том, будет завтра дождь или нет. ¬селенна€ никогда не была в состо€нии идеального теплового равновеси€, так как помимо всего прочего она расшир€етс€. ќднако в ранний период, когда скорости рассе€ни€ и поглощени€ отдельных частиц были много больше скорости космического расширени€, ¬селенную можно рассматривать как Ђмедленної переход€щую от одного состо€ни€ почти идеального теплового равновеси€ к другому.
†††–ешающим дл€ всей аргументации в этой книге €вл€етс€ то, что ¬селенна€ когда-то прошла через состо€ние теплового равновеси€. —огласно выводам статистической механики, свойства любой системы в тепловом равновесии полностью определ€ютс€, как только заданы температура системы и плотности нескольких сохран€ющихс€ величин (о которых будет сказано чуть больше в следующей главе). ѕоэтому ¬селенна€ имеет лишь очень ограниченные воспоминани€ о своих начальных услови€х. Ёто грустно, если мы хотим реконструировать самое начало, но в то же врем€ потер€ компенсируетс€ тем, что мы можем вывести ход событий с самого начала без слишком большого числа произвольных предположений.
†††ћы видели, что микроволновое излучение, открытое ѕензиасом и ¬илсоном, считаетс€ оставшимс€ от того времени, когда ¬селенна€ находилась в состо€нии теплового равновеси€. ѕоэтому, чтобы пон€ть, каковы ожидаемые свойства наблюдаемого фона микроволнового излучени€, мы должны задать вопрос: каковы общие свойства излучени€, наход€щегос€ в тепловом равновесии с веществом?
†††—лучилось так, что именно этот вопрос исторически породил квантовую теорию и интерпретацию излучени€ в терминах фотонов.   90-м годам дев€тнадцатого века стало известно, что свойства излучени€ в состо€нии теплового равновеси€ с веществом завис€т только от температуры. Ѕолее точно, количество энергии в единичном объеме такого излучени€ в любом заданном интервале длин волн даетс€ универсальной формулой, содержащей только длину волны и температуру. Ёта же формула дает количество излучени€ внутри €щика с непроницаемыми стенками, поэтому радиоастроном может использовать ее дл€ интерпретации наблюдаемой им интенсивности радиошума с помощью пон€ти€ эквивалентной температуры. Ёта же формула определ€ет количество излучени€, испущенного за секунду с одного квадратного сантиметра полностью поглощающей поверхности на любой длине волны, так что излучение такого рода общеизвестно как Ђизлучение черного телаї. “аким образом, излучение черного тела характеризуетс€ некоторым распределением энергии по длинам волн, даваемым универсальной формулой, завис€щей только от температуры. —амый острый вопрос, с которым столкнулись физики-теоретики 90-х годов, был в том, чтобы найти эту формулу.
†††ѕравильна€ формула дл€ излучени€ черного тела была найдена в последние недели дев€тнадцатого века ћаксом  арлом Ёрнстом Ћюдвигом ѕланком. “очный вид результата ѕланка показан на рис.†7 дл€ температуры наблюдаемого космического микроволнового шума « .  ачественно формула ѕланка может быть описана следующим образом: в €щике, заполненном излучением черного тела, энерги€ в любом интервале длин волн плавно растет с увеличением длины волны, достигает максимума, а затем плавно падает. Ёто Ђраспределение ѕланкаї универсально и не зависит от природы вещества, с которым взаимодействует излучение, а зависит только от его температуры. ¬ используемом в наши дни смысле, термин Ђизлучение черного телаї означает любое излучение, в котором распределение энергии по длинам волн подчин€етс€ формуле ѕланка независимо от того, действительно ли оно испущено черным телом или нет. “аким образом, в течение первого миллиона лет или около того, когда излучение и вещество находились в состо€нии теплового равновеси€, ¬селенна€ должна была быть заполнена излучением черного тела с температурой, равной температуре того вещества, из которого она состо€ла.
†††–ис.†7. –аспределение ѕланка.
†††ѕоказана плотность энергии на единичный интервал длин волн излучени€ черного тела с температурой 3   как функци€ длины волны. (ƒл€ температуры, котора€ больше 3   на множитель f, необходимо только изменить длины волн на множитель 1/f и увеличить плотности энергии на множитель f.) ѕр€ма€ часть кривой справа приближенно описываетс€ более простым распределением –эле€ Ч ƒжинса; крива€ с таким наклоном ожидаетс€ не только дл€ излучени€ черного тела, но и во многих других случа€х.  рутое падение слева об€зано квантовой природе излучени€ и €вл€етс€ специфическим свойством излучени€ черного тела. Ћини€, помеченна€ Ђгалактическое излучениеї, показывает интенсивность радиошума от нашей √алактики. (—трелки указывают длину волны первоначального измерени€ ѕензиаса и ¬илсона и длину волны, дл€ которой температура излучени€ может быть выведена из измерений поглощени€ первым возбужденным вращательным состо€нием межзвездного циана.)

†††¬ажность планковского расчета выходит далеко за рамки проблемы излучени€ черного тела, так как в этом расчете ѕланк ввел новую идею, что энерги€ может существовать в виде отдельных порций или Ђквантовї. ѕланк рассматривал только квантование энергии вещества в равновесии с излучением[22], но несколько лет спуст€ Ёйнштейн предположил, что и само излучение также состоит из квантов (названных позднее фотонами). Ёти достижени€ привели, в конце концов, в 20-е годы к великой интеллектуальной революции в истории науки, к замене классической механики совершенно новым €зыком Ч квантовой механикой.
†††¬ этой книге мы не собираемс€ углубл€тьс€ в квантовую механику. ќднако дл€ понимани€ свойств излучени€ в расшир€ющейс€ ¬селенной нам будет полезно посмотреть, как картина излучени€ в терминах фотонов приводит к общим свойствам планковского распределени€.
†††ѕричина того, что плотность энергии излучени€ черного тела падает дл€ очень больших длин волн, проста: излучение очень трудно загнать в любой объем, размеры которого меньше, чем длина волны. Ёто могло быть (и было) пон€то и без обращени€ к квантовой теории, просто на основе старой волновой теории излучени€.
†††¬ то же врем€, уменьшение плотности энергии излучени€ черного тела дл€ очень коротких длин волн невозможно пон€ть в рамках неквантовой картины излучени€. ’орошо известным следствием статистической механики €вл€етс€ то, что при любой заданной температуре трудно получить любой сорт частиц, или волн, или других возбуждений, энерги€ которых была бы больше некоторой определенной величины, пропорциональной температуре. ќднако, если бы излучение с короткой длиной волны могло иметь произвольно малую энергию, то не было бы ничего, что ограничивало бы полное количество излучени€ черного тела очень коротких длин волн. Ёто не только находилось бы в противоречии с экспериментом Ч это должно было бы привести к катастрофическому результату, заключающемус€ в том, что полна€ энерги€ излучени€ черного тела всех длин волн равна бесконечности! ≈динственный выход состо€л в том, чтобы предположить, что энерги€ существует в виде порций или Ђквантовї, причем количество энергии в каждой порции увеличиваетс€ с уменьшением длины волны, так что при любой заданной температуре было бы очень мало излучени€ на коротких длинах волн, дл€ которых порции содержат много энергии. ¬ окончательной формулировке этой гипотезы, принадлежащей Ёйнштейну, энерги€ любого фотона обратно пропорциональна длине волны; при любой заданной температуре излучение черного тела содержит очень мало фотонов со слишком большой энергией, следовательно, очень мало фотонов со слишком короткой длиной волны, что и объ€сн€ет падение планковского распределени€ в области коротких длин волн.
††† онкретно энерги€ фотона с длиной волны 1†см равна 0,000124 электронвольта (э¬) и соответственно растет при уменьшении длины волны. Ёлектронвольт Ч это удобна€ единица энергии, равна€ той энергии, которую приобретает один электрон при прохождении разности потенциалов в один вольт. Ќапример, обычна€ батарейка карманного фонар€ с напр€жением 1,5 вольта тратит 1,5 э¬ на каждый электрон, который она проталкивает через нить электрической лампочки. (¬ обычных метрических единицах энергии один электрон-вольт равен 1,602 × 10-12 эрга или 1,602 × 10-19 джоул€). —огласно правилу Ёйнштейна, энерги€ фотона при длине волны в микроволновом диапазоне 7,35†см, на которую настроились ѕензиас и ¬илсон, была равна 0,000124 э¬, деленным на 7,35, т.†е. 0,000017 э¬. ¬ то же врем€, фотоны видимого света имеют среднюю длину волны около одной двадцатитыс€чной доли сантиметра (5 × 10-5 см), поэтому их энерги€ равна 0,000124 э¬, умноженным на 20 000, или приблизительно 2,5 э¬. ¬ обоих случа€х энерги€ фотона очень мала в макроскопических единицах и именно поэтому кажетс€, что фотоны сливаютс€ вместе в непрерывные потоки излучени€.
†††ћежду прочим, энергии химических реакций в общем случае имеют значени€ пор€дка электронвольта на атом или на электрон. Ќапример, дл€ того чтобы вырвать электрон из атома водорода, требуетс€ 13,6 э¬, что представл€ет собой исключительно бурное химическое событие. “от факт, что фотоны в солнечном свете также имеют энергии пор€дка электронвольта, чудовищно важен дл€ всех нас; именно это позвол€ет им осуществл€ть необходимые дл€ жизни химические реакции, такие как фотосинтез[23]. Ёнергии €дерных реакций, в общем случае, пор€дка миллиона электронвольт на €дро атома, и поэтому грамм плутони€ эквивалентен по взрывной энергии 1 тонне “Ќ“[24].
†††ќписание с помощью фотонов позвол€ет легко пон€ть главные качественные свойства излучени€ черного тела. ¬о-первых, принципы статистической механики утверждают, что средн€€ энерги€ фотонов пропорциональна температуре, в то врем€, как правило Ёйнштейна говорит нам, что длина волны любого фотона обратно пропорциональна его энергии. ќтсюда, объедин€€ эти два правила, получаем, что типична€ длина волны фотонов в излучении черного тела обратно пропорциональна температуре. ≈сли выразить это количественно, получим, что типична€ длина волны, вблизи которой сконцентрирована больша€ часть энергии излучени€ черного тела, равна 0,29†см при температуре 1   и пропорционально уменьшаетс€ при более высоких температурах[25].
†††Ќапример, непрозрачное тело при обычной Ђкомнатнойї температуре 300   (27†∞C) будет испускать излучение черного тела со средней длиной волны, равной 0,29†см, деленным на 300, т.†е. около одной тыс€чной сантиметра. Ёто лежит в области инфракрасного излучени€, и длина волны слишком велика, чтобы наши глаза могли его видеть. ¬ то же врем€, поверхность —олнца имеет температуру около 5 800   и, следовательно, испускаемый свет имеет максимум в спектре при длине волны, равной 0,29†см, деленным на 5 800, т.†е. примерно п€ть стотыс€чных долей сантиметра (5 × 10-5 см) или 5 000 ангстрем. (ќдин ангстрем равен одной стомиллионной (10-8) сантиметра.)  ак уже отмечалось, это находитс€ в середине той области длин волн, которую в процессе эволюции приспособились видеть наши глаза и которую мы называем видимой областью. “о, что эти длины волн столь малы, объ€сн€ет тот факт, что лишь в начале дев€тнадцатого века была обнаружена волнова€ природа света: ведь только тогда, когда мы изучаем свет, прошедший через очень маленькие отверсти€, мы можем заметить €влени€, характерные дл€ распространени€ волн, такие, как дифракци€.
†††ћы видели также, что уменьшение плотности энергии излучени€ при больших длинах волн св€зано с трудностью заключить излучение в любой объем, размеры которого меньше длины волны. ¬ самом деле, среднее рассто€ние между фотонами в излучении черного тела, грубо говор€, равно средней длине волны фотона. Ќо мы видели, что средн€€ длина волны обратно пропорциональна температуре, следовательно, среднее рассто€ние между фотонами также обратно пропорционально температуре. „исло предметов любого сорта в заданном объеме обратно пропорционально кубу среднего рассто€ни€ между ними, поэтому при излучении черного тела выполн€етс€ правило: число фотонов в данном объеме пропорционально кубу температуры.
†††ћы можем теперь собрать всю эту информацию воедино, чтобы сделать р€д выводов о количестве энергии в излучении черного тела.  оличество энергии в одном литре, или Ђплотность энергииї, есть просто число фотонов в одном литре, умноженное на среднюю энергию одного фотона. Ќо мы видели, что число фотонов в одном литре пропорционально кубу температуры, в то врем€ как средн€€ энерги€ фотона просто пропорциональна температуре. ќтсюда, количество энергии в одном литре излучени€ черного тела пропорционально кубу температуры, умноженному на температуру, или, другими словами, четвертой степени температуры. ¬ыража€ это количественно, находим, что плотность энергии излучени€ черного тела равна 4,72 э¬ на литр при температуре 1  , 47 200 э¬ на литр при температуре 10   и так далее. (Ёто правило известно как закон —тефана-Ѕольцмана.) ≈сли микроволновой шум, обнаруженный ѕензиасом и ¬илсоном, действительно €вл€етс€ излучением черного тела с температурой 3  , то плотность энергии его должна быть равной 4,72 э¬ на литр, умноженным на три в четвертой степени, т. е около 380 э¬ на литр.  огда температура была в тыс€чу раз больше, плотность энергии была в миллион миллионов (1012) раз больше.
†††“еперь мы можем вернутьс€ к вопросу о происхождении древнего микроволнового излучени€. ћы видели, что должно было быть врем€, когда ¬селенна€ была столь гор€чей и плотной, что атомы были диссоциированы на составл€ющие их €дра и электроны, и рассе€ние фотонов на свободных электронах устанавливало тепловое равновесие между веществом и излучением. — течением времени ¬селенна€ расшир€лась и охлаждалась, достигнув в конце концов температуры (около 3 000  ), достаточно низкой дл€ того, чтобы позволить €драм и электронам скомбинироватьс€ в атомы. (¬ астрофизической литературе это обычно называют Ђрекомбинациейї, т.†е. крайне неудачным термином, так как к моменту времени, который мы рассматриваем, €дра и электроны еще никогда за всю предыдущую историю ¬селенной не были скомбинированы в атомы!) ¬незапное исчезновение свободных электронов нарушило тепловой контакт между излучением и веществом, после чего излучение продолжало свободно расшир€тьс€.
†††  тому моменту, как это случилось, энерги€ пол€ излучени€ при различных длинах волн определ€лась услови€ми теплового равновеси€ и поэтому давалась планковской формулой дл€ черного тела с температурой, равной температуре вещества,†Ч около 3 000  . ¬ частности, средн€€ длина волны фотона должна была быть около одного микрона (дес€титыс€чна€ дол€ сантиметра, или 10 000 ангстрем), а среднее рассто€ние между фотонами примерно равн€лось этой средней длине волны.
†††„то случилось с фотонами после этого? ќтдельные фотоны не рождались и не уничтожались, поэтому среднее рассто€ние между ними просто увеличивалось пропорционально размеру ¬селенной, т.†е. пропорционально среднему рассто€нию между типичными галактиками. Ќо мы видели в предыдущей главе, что эффект космологического красного смещени€ заключаетс€ в Ђраст€женииї длины волны любого луча света в процессе расширени€ ¬селенной; следовательно, длины волн всех отдельных фотонов также просто увеличивались пропорционально размеру ¬селенной. ѕоэтому рассто€ние между фотонами оставалось равным средней длине волны, в точности как в излучении черного тела. » действительно, выразив эти аргументы количественно, можно показать, что излучение, заполн€ющее ¬селенную, будет продолжать в процессе ее расширени€ описыватьс€ в точности планковской формулой дл€ черного тела, даже несмотр€ на то, что оно уже больше не находитс€ в тепловом равновесии с веществом. (—м. математическое дополнение 4) ≈динственный эффект расширени€ будет заключатьс€ в увеличении средней длины волны фотонов пропорционально размеру ¬селенной. “емпература излучени€ черного тела обратно пропорциональна средней длине волны, поэтому она будет падать при расширении ¬селенной обратно пропорционально ее размеру.
†††¬ частности, ѕензиас и ¬илсон нашли, что интенсивность микроволнового фона, который был ими обнаружен, соответствует температуре примерно «  . Ёто как раз то, что следует ожидать, если ¬селенна€ расширилась в 1000 раз с тех пор, когда температура была достаточно высока (3 000  ) дл€ того, чтобы держать вещество и излучение в тепловом равновесии. ≈сли подобна€ интерпретаци€ правильна, то трехградусный радиофон представл€ет в насто€щее врем€ самый древний сигнал из всех, прин€тых астрономами, испущенный задолго до испускани€ света самыми далекими из видимых нами галактик.
†††Ќо ѕензиас и ¬илсон измерили интенсивность космического радиофона на единственной длине волны 7,35†см. —разу же стало необходимо как можно быстрее определить, описываетс€ ли распределение энергии излучени€ по длинам волн формулой ѕланка дл€ черного тела, как того следует ожидать, если это действительно смещенное в красную сторону древнее излучение, оставшеес€ от той эпохи, когда вещество и излучение находились в состо€нии теплового равновеси€. ≈сли это так, то эквивалентна€ температура, вычисленна€ подстановкой наблюдаемой интенсивности радиошума в планковскую формулу, должна иметь одно и то же значение на всех длинах волн, такое же, как и на волне длиной 7,35†см, изученной ѕензиасом и ¬илсоном.
†††ћы видели, что к моменту открыти€ ѕензиаса и ¬илсона в Ќью-ƒжерси уже готовилась друга€ попытка обнаружить космический фон микроволнового излучени€. ¬скоре после по€влени€ первой пары работ двух групп ученых из лабораторий фирмы Ѕелл и ѕринстона –олл и ”илкинсон объ€вили свой результат: эквивалентна€ температура фона излучени€ на длине волны 3,2†см составл€ла от 2,5 до 3,5  . Ёто значило, что в пределах экспериментальных погрешностей интенсивность космического фона на длине волны 3,2†см была больше, чем на длине волны 7,35†см как раз в то количество раз, которое следовало ожидать, если излучение описываетс€ формулой ѕланка!
†††Ќачина€ с 1965 года интенсивность древнего микроволнового излучени€ была измерена радиоастрономами более чем на дюжине длин волн в интервале от 73,5 вплоть до 0,33†см.  аждое из этих измерений согласуетс€ с планковским распределением энергии в зависимости от длины волны с температурой между 2,7 и «  .
†††ќднако, прежде чем мы окончательно придем к выводу, что это действительно излучение черного тела, мы должны напомнить, что средн€€ длина волны, на которой планковское распределение достигает максимума, равна 0,29†см, деленным на температуру в градусах  ельвина, что дл€ температуры 3   оказываетс€ чуть меньше 0,1†см. “аким образом, все упом€нутые микроволновые измерени€ относились к длинноволновой стороне по отношению к максимуму планковского распределени€. Ќо мы видели, что рост плотности энергии с уменьшением длины волны в этой части спектра происходит просто из-за трудности заключени€ больших длин волн в малые объемы, и этот рост следует ожидать дл€ разнообразных полей излучени€, включа€ и излучение, которое не образовано в услови€х теплового равновеси€. (–адиоастрономы называют эту часть спектра областью –эле€-ƒжинса, так как она была впервые проанализирована лордом –элеем и сэром ƒжеймсом ƒжинсом.) „тобы убедитьс€ в том, что мы действительно видим излучение черного тела, необходимо пройти через максимум планковского распределени€ в область коротких волн и проверить, что плотность энергии на самом деле падает с уменьшением длины волны, как ожидаетс€ на основе квантовой теории[26]. ѕри длинах волн короче 0,1†см мы, в действительности, находимс€ вне сферы де€тельности радио- или микроволновой астрономии и попадаем в новую область инфракрасной астрономии.
†††  сожалению, атмосфера нашей планеты, котора€ почти прозрачна дл€ длин волн больше 0,3†см, становитс€ все менее прозрачной дл€ более коротких длин волн. ѕохоже на то, что никака€ наземна€ радиообсерватори€, даже расположенна€ на горной высоте, не сможет измерить космический фон излучени€ на длинах волн много меньших 0,3†см.
†††ƒовольно забавно, что фон излучени€ на более коротких длинах волн был-таки измерен задолго до того, как по€вились все те астрономические работы, которые обсуждали до сих пор в этой главе, причем он был измерен астрономом, работавшим в оптическом, а не в радио- или инфракрасном диапазоне! ¬ созвездии «мееносца имеетс€ облако межзвездного газа, которое по случайности лежит между «емлей и гор€чей, но во всех других отношени€х ничем не примечательной, звездой†ζ «мееносца. —пектр ζ «мееносца пересечен р€дом необычных темных полос, указывающих на то, что лежащий на пути света газ поглощает его на множестве определенных длин волн. Ёто те длины волн, на которых фотоны имеют необходимые энергии дл€ того, чтобы индуцировать переходы молекул газового облака из состо€ний с меньшей в состо€ни€ с большей энергией. (ћолекулы, как и атомы, существуют только в состо€ни€х с определенной, или Ђквантованнойї, энергией.) “аким образом, наблюда€ длины волн, при которых возникают темные полосы, можно сделать р€д выводов о природе этих молекул и о состо€ни€х, в которых они наход€тс€.
†††ќдна из линий поглощени€ в спектре†ζ «мееносца находитс€ на длине волны 3875 ангстрем (одна 38,75-миллионна€ дол€ сантиметра), указыва€ на существование в межзвездном облаке молекулы циана CN, состо€щей из одного углеродного и одного азотного атома. (—трого говор€, CN следует называть Ђрадикаломї, име€ в виду что при нормальных услови€х он быстро соедин€етс€ с другими атомами, образу€ более стабильные молекулы, например €д Ч циановую кислоту HCN. ¬ межзвездном пространстве CN вполне стабилен.) ¬ 1941 году ”. —. јдаме и ј. ћак- еллар обнаружили, что эта лини€ поглощени€ в действительности расщеплена и состоит из трех компонентов с длинами волн 3874,608; 3875,763 и 3873,998 ангстрем. ѕерва€ из этих длин волн поглощени€ отвечает переходу, при котором молекула циана поднимаетс€ из состо€ни€ наименьшей энергии (Ђосновного состо€ни€ї) в колебательное состо€ние[27], причем следует ожидать, что такой переход происходит, даже если циан находитс€ при нулевой температуре. ќднако две другие линии могут возникать только в результате переходов, в которых молекула поднимаетс€ из вращательного состо€ни€, наход€щегос€ как раз над основным состо€нием, в различные другие колебательные состо€ни€. —ледовательно, заметна€ дол€ молекул циана в межзвездном облаке должна находитьс€ в этом вращательном состо€нии. »спользу€ известную разницу энергий между основным и вращательным состо€ни€ми и наблюдаемую относительную интенсивность различных линий поглощени€, ћак- еллар смог оценить, что циан подвергаетс€ некоему возмущению с эффективной температурой около 2,3  , которое может подн€ть молекулу циана во вращательное состо€ние.
†††¬ то врем€, казалось, не было никаких причин ассоциировать это загадочное возмущение с вопросом о происхождении ¬селенной, и поэтому работа не привлекла внимани€. ќднако после обнаружени€ трехградусного космического фона излучени€ в 1965 году было осознано (ƒжорджем ‘илдом, ».—.Ўкловским и ».ƒж. ¬улфом), что этот фон как раз и €вл€етс€ тем возмущением, которое наблюдали в 1941 году и которое вызывало вращение молекул циана в облаках «мееносца. ƒлина волны фотонов излучени€ черного тела, необходима€ дл€ того, чтобы вызвать это вращение, равна 0,263†см, т.†е. короче любой длины волны, доступной наземной радиоастрономии, но все еще недостаточно коротка, чтобы проверить быстрое падение, ожидаемое дл€ планковского распределени€ при «   на длинах волн короче 0,1†см.
†††— тех пор проводились поиски других линий поглощени€, вызванных возбуждением молекул циана в другие вращательные состо€ни€, или иных молекул в различные вращательные состо€ни€. Ќаблюдение в 1974 году поглощени€ вторым вращательным состо€нием межзвездного циана дало оценку интенсивности излучени€ на длине волны около 0,132†см, также соответствующего температуре около 3  . ќднако до сих пор такие наблюдени€ установили лишь верхние пределы плотности энергии излучени€ на длинах волн, меньших 0,1†см. Ёти результаты всел€ют надежду, так как они указывают, что плотность энергии излучени€ действительно начинает плавно падать на некоторой длине волны вблизи 0,1†см, как и ожидаетс€, если это излучение черного тела. ќднако такие верхние пределы не позвол€ют нам убедитьс€ в том, что это на самом деле есть излучение черного тела, или точно определить температуру излучени€.
†††≈динственна€ возможность атаковать эту проблему заключаетс€ в том, чтобы подн€ть инфракрасный приемник над земной атмосферой с помощью шара-зонда или ракеты. ѕодобные эксперименты неверо€тно трудны, и поначалу они дали не согласующиес€ друг с другом результаты, попеременно ободр€€ то приверженцев стандартной космологии, то ее оппонентов.  орнеллска€ ракетна€ группа обнаружила значительно больше излучени€ на коротких длинах волн, чем это можно ожидать дл€ планковского распределени€, в то врем€ как группа шаров-зондов в ћ“» получила результаты, примерно согласующиес€ с теми, которые ожидаютс€ дл€ излучени€ черного тела. ќбе группы продолжали свою работу и к 1972 году опубликовали результаты, указывающие на распределение черного тела с температурой, близкой «  . ¬ 1976 году группа шаров-зондов в Ѕеркли подтвердила, что плотность энергии излучени€ продолжает падать дл€ коротких длин волн в области от 0,25 до 0,06†см по закону, ожидаемому дл€ температур в интервале от 0,1 до « . —ейчас представл€етс€ установленным, что космический фон излучени€ действительно есть излучение черного тела с температурой, близкой «  .
†††„итатель может удивитьс€ в этом месте, почему такой вопрос не мог быть разрешен просто подн€тием инфракрасного оборудовани€ на искусственный спутник «емли, чтобы потратить столько времени, сколько нужно дл€ аккуратных измерений заведомо над земной атмосферой. ¬ самом деле, € не уверен, что понимаю, почему это было невозможно сделать. ѕриводимый обычно довод заключаетс€ в том, что дл€ измерени€ столь низких температур излучени€, как «  , необходимо охлаждать аппаратуру жидким гелием (холодна€ нагрузка), и не существует технологии, позвол€ющей держать подобное криогенное оборудование на борту спутника «емли. ќднако трудно избавитьс€ от подозрени€, что подобные воистину космические исследовани€ просто заслуживают большей доли ассигнований из бюджета на исследовани€ космоса.
†††¬ажность проведени€ наблюдений над земной атмосферой представл€етс€ еще большей, если рассмотреть распределение космического фона излучени€ по направлению так же, как и по длине волны. ѕроведенные до сих пор наблюдени€ согласуютс€ с полностью изотропным, т.†е. не завис€щим от направлени€, фоном излучени€.  ак отмечено в предыдущей главе, это один из наиболее сильных аргументов в пользу  осмологического ѕринципа. ќднако очень трудно отличить возможную зависимость от направлени€, присущую космическому фону излучени€, от такой зависимости, котора€ равным образом св€зана с эффектами земной атмосферы; в самом деле, при измерени€х температуры фона излучени€ этот фон отдел€ют от излучени€ нашей атмосферы, использу€ предположение, что он изотропен.
†††ќбсто€тельство, делающее зависимость фона микроволнового излучени€ от направлени€ столь пленительным предметом дл€ изучени€, заключаетс€ в том, что интенсивность этого излучени€ и не ожидаетс€ точно изотропной. ¬озможны флуктуации интенсивности с небольшими изменени€ми по направлению, вызванные реальной крупнозернистой структурой ¬селенной, либо в те времена, когда испускалось излучение, либо после этого. Ќапример, галактики на ранних стади€х формации могут наблюдатьс€ как тепловые п€тна на небе с несколько большей, чем средн€€, температурой черного тела, имеющие угловые размеры, может быть, больше половины дуговой минуты[28]. ¬добавок к этому, почти наверн€ка имеютс€ небольшие плавные вариации интенсивности излучени€ по всему небу, вызванные движением «емли во ¬селенной. «емл€ вращаетс€ вокруг —олнца со скоростью 30†км/с, а —олнечна€ система, благодар€ вращению нашей √алактики, несетс€ со скоростью около 250†км/с. Ќикто точно не знает, какую скорость имеет наша √алактика по отношению к космическому распределению типичных галактик, но, веро€тно, она движетс€ в определенном направлении со скоростью несколько сот километров в секунду.
†††≈сли, например, мы предположим, что «емл€ движетс€ со скоростью 300†км/с относительно среднего распределени€ вещества во ¬селенной и, следовательно, относительно фона излучени€, тогда длина волны излучени€, приход€щего спереди или сзади по отношению к движению «емли, должна уменьшитьс€ или соответственно увеличитьс€ на величину, равную отношению 300†км/с к скорости света, т.†е. на 0,1 процента. “аким образом, эквивалентна€ температура излучени€ должна плавно мен€тьс€ с направлением, будучи на 0,1 процента больше средней в том направлении, куда движетс€ «емл€, и на 0,1 процента меньше средней в направлении, откуда мы летим. Ќаилучший верхний предел, полученный в последние годы, дл€ какой бы то ни было зависимости эквивалентной температуры от направлени€ как раз равен примерно 0,1 процента, и, таким образом, мы находимс€ в мучительном положении, сумев почти что, но не совсем, измерить скорость «емли во ¬селенной. ¬озможно, что этот вопрос не удастс€ разрешить до тех пор, пока не будут проведены измерени€ на спутниках «емли. ( огда в эту книгу вносились последние исправлени€, € получил от ƒжона ћатера из Ќј—ј[29] Ѕюллетень є†1 спутника-исследовател€ космического фона. ¬ нем объ€влено о создании группы из шести ученых под руководством –енье ¬ейсса из ћ“» дл€ изучени€ возможностей измерени€ инфракрасного и микроволнового фона из космоса. —частливого пути![30])
†††ћы видели, что космический фон микроволнового излучени€ дает мощное свидетельство того, что излучение и вещество во ¬селенной когда-то находились в состо€нии теплового равновеси€. ќднако мы еще мало извлекли дл€ космологии из конкретно наблюдаемого числового значени€ эквивалентной температуры излучени€, равной «  . Ќа самом же деле, эта температура излучени€ позвол€ет определить одно критическое число, которое понадобитс€ нам, чтобы проследить историю первых трех минут.
††† ак мы показали, при любой данной температуре число фотонов в единичном объеме обратно пропорционально кубу средней длины волны и, следовательно, пр€мо пропорционально кубу температуры. ƒл€ температуры, точно равной 1  , в одном литре будет находитьс€ 20282,9 фотонов, так что трехградусный фон излучени€ содержит около 550 000 фотонов в одном литре. ќднако плотность €дерных частиц (нейтронов и протонов) в теперешней ¬селенной составл€ет от 6 до 0,03 частиц на тыс€чу литров. (¬ерхний предел равен удвоенной критической плотности, обсуждавшейс€ в главе II; нижний предел соответствует нижней оценке плотности, реально наблюдаемой в видимых галактиках.) “аким образом, в зависимости от истинного значени€ плотности частиц, на каждую €дерную частицу в сегодн€шней ¬селенной приходитс€ от 100 миллионов до 20 000 миллионов фотонов.
†††Ѕолее того, это огромное отношение числа фотонов к числу €дерных частиц очень долгое врем€ оставалось примерно посто€нным. ¬ течение того периода времени, когда излучение свободно расшир€лось (с тех пор, как температура упала ниже, примерно, 3 000  ), фоновые фотоны и €дерные частицы не рождались и не уничтожались, поэтому их отношение, естественно, оставалось посто€нным. ¬ следующей главе мы увидим, что это отношение было примерно посто€нным даже раньше, несмотр€ на то, что тогда отдельные фотоны рождались и уничтожались.
†††Ёто наиболее важный количественный вывод из измерений фона микроволнового излучени€ Ч сколь далеко мы ни загл€нули бы в раннюю историю ¬селенной, на каждый нейтрон или протон приходилось от 100 миллионов до 20 000 миллионов фотонов. „тобы избежать ненужной неопределенности, € в последующем изложении округлю это число и буду предполагать дл€ иллюстрации, что сейчас и тогда ¬селенна€ в среднем содержала ровно один миллиард фотонов на одну €дерную частицу.
†††ќдно очень важное следствие этого вывода заключаетс€ в том, что разделение вещества на галактики и звезды не могло начатьс€ до тех пор, пока космическа€ температура не стала достаточно низкой, дл€ того чтобы электроны смогли захватитьс€ €драми с образованием атомов.  ак предвидел еще Ќьютон, дл€ того чтобы т€готение могло привести к собиранию вещества в отдельные сгустки, необходимо, чтобы оно преодолело давление вещества и св€занного с ним излучени€. —ила т€готени€ внутри любого возникающего сгустка вещества увеличиваетс€ с увеличением размера сгустка, в то врем€ как давление не зависит от размера; следовательно, при любых заданных плотности и давлении существует минимальна€ масса, поддающа€с€ гравитационному св€зыванию. ќна известна как Ђмасса ƒжинсаї, так как впервые была введена сэром ƒжеймсом ƒжинсом в 1902 году в теории образовани€ звезд. ќказываетс€, что масса ƒжинса пропорциональна давлению в степени три вторых (см. математическое дополнение 5). ѕеред тем как электроны начали захватыватьс€ в атомы при температуре около 3000  , давление излучени€ было колоссальным и, соответственно, масса ƒжинса была велика, примерно в миллион раз больше массы большой галактики. —ами галактики и даже скоплени€ галактик недостаточно велики, чтобы образоватьс€ в это врем€. ќднако чуть позже электроны вместе с €драми объединились в атомы; с исчезновением свободных электронов ¬селенна€ стала прозрачной дл€ излучени€; в результате давление излучени€ стало несущественным. ѕри заданных температуре и плотности, давление вещества или излучени€ просто пропорционально числу частиц или фотонов, соответственно, поэтому, когда давление излучени€ перестало играть роль, полное эффективное давление упало примерно в миллиард раз. ћасса ƒжинса уменьшилась на этот множитель в степени три вторых, став равной одной миллионной массы галактики. — этого момента давление одного лишь вещества было во много раз слабее того, которое могло бы предотвратить собирание вещества в видимые нами на небе галактики[31].
†††Ётим мы не хотим сказать, что действительно понимаем, как образовались галактики. “еори€ образовани€ галактик €вл€етс€ одной из открытых проблем астрофизики, кажущейс€ сегодн€ еще очень далекой от разрешени€. Ќо это друга€ истори€. ƒл€ нас важно, что в ранней ¬селенной при температуре выше примерно 3 000   ¬селенна€ состо€ла не из галактик и звезд, которые мы сейчас видим на небе, а только из ионизованного и неразделимого супа Ч из вещества и излучени€.
†††ƒругим примечательным следствием большого отношени€ числа фотонов к числу €дерных частиц €вл€етс€ то, что должно было существовать врем€ в не столь далеком прошлом, когда энерги€ излучени€ была больше энергии, сосредоточенной в веществе ¬селенной. Ёнерги€, заключенна€ в массе €дерной частицы, равна, согласно формуле Ёйнштейна ≈ = mс2, примерно 939 миллионам электронвольт. —редн€€ энерги€ фотона в трехградусном излучении черного тела намного меньше, около 0,0007э¬, так что даже при наличии одного миллиарда фотонов на один нейтрон или протон больша€ часть энергии сегодн€шней ¬селенной находитс€ в форме вещества, а не излучени€. ќднако раньше температура была выше,†Ч так что энерги€ каждого фотона тоже была выше, в то врем€ как энерги€, заключенна€ в нейтронной или протонной массе, всегда была одна и та же. „тобы энерги€ излучени€ превысила энергию вещества, при наличии одного миллиарда фотонов на одну €дерную частицу необходимо лишь, чтобы средн€€ энерги€ фотона излучени€ черного тела стала больше одной миллиардной доли энергии, отвечающей €дерной массе, т.†е. больше примерно одного электронвольта. Ёто соответствует тому, что температура была в 1 300 раз больше, чем сейчас, т.†е. около 4000  . Ёта температура характеризует переход от Ђэры преобладани€ излучени€ї, в которой больша€ часть энергии ¬селенной находилась в форме излучени€, к теперешней Ђэре преобладани€ веществаї, в которой больша€ часть энергии сосредоточена в массах €дерных частиц.
†††ѕоразительно, что переход от эры преобладани€ излучени€ к эре преобладани€ вещества произошел как раз примерно в то же врем€, когда содержимое ¬селенной стало прозрачным дл€ излучени€, т.†е. при температуре около 3 000  . Ќикто на самом деле не знает, почему должно быть так, хот€ и имеютс€ интересные гипотезы на этот счет. ћы также не знаем, какой переход произошел первым; если сейчас имеетс€ 10 миллиардов фотонов на €дерную частицу, тогда излучение продолжало бы преобладать над веществом вплоть до момента, когда температура упала до 400  , т.†е. значительно позже того, когда ¬селенна€ стала прозрачной.
†††Ёти неопределенности не помешают нашему рассказу об истории ранней ¬селенной. ƒл€ нас важно, что в любой момент времени задолго до того, как содержимое ¬селенной стало прозрачным, ее можно рассматривать как состо€щую из излучени€ лишь с небольшой примесью вещества. √рандиозна€ плотность энергии излучени€ в ранней ¬селенной постепенно уменьшилась благодар€ смещению длин волн фотонов в красную сторону в процессе ее расширени€, дав возможность примеси €дерных частиц и электронов превратитьс€ в звезды, скалы и живые существа теперешней ¬селенной.

IV. –≈÷≈ѕ“ ѕ–»√ќ“ќ¬Ћ≈Ќ»я √ќ–я„≈… ¬—≈Ћ≈ЌЌќ…

†††Ќаблюдени€, обсуждавшиес€ в двух предыдущих главах, показали, что ¬селенна€ расшир€етс€ и что она заполнена универсальным фоном излучени€, который имеет сейчас температуру «  . Ёто излучение представл€етс€ пережитком того времени, когда ¬селенна€ была непрозрачной и примерно в 1 000 раз меньше и гор€чее, чем в насто€щее врем€. ( ак и всегда, когда мы говорим, что ¬селенна€ была в 1 000 раз меньше, чем сейчас, мы просто имеем в виду, что рассто€ние между любой данной парой типичных галактик было тогда в 1 000 раз меньше теперешнего.) ¬ качестве заключительного этапа подготовки к нашему расчету первых трех минут мы должны загл€нуть назад в еще более ранние моменты времени, когда ¬селенна€ была еще меньше и гор€чее, использу€ дл€ изучени€ господствовавших тогда физических условий не оптические или радиотелескопы, а теоретические методы исследовани€.
†††¬ конце главы III мы отмечали, что когда ¬селенна€ была в 1 000 раз меньше, чем в насто€щее врем€, и содержавшеес€ в ней вещество было на грани того, чтобы стать прозрачным дл€ излучени€, ¬селенна€ перешла от эры преобладани€ излучени€ к теперешней эре преобладани€ вещества. ¬о врем€ эры преобладани€ излучени€ было не только то же самое огромное количество фотонов на каждую €дерную частицу, что и сейчас, но энерги€ отдельных фотонов была достаточно велика, так что больша€ часть энергии ¬селенной была в форме излучени€, а не частиц. (Ќапомним, что фотоны Ч это безмассовые частицы, или кванты, из которых, согласно квантовой теории, состоит свет.) —ледовательно, с достаточно хорошим приближением ¬селенную в течение этой эры можно рассматривать так, будто она заполнена только одним излучением и не содержит вовсе никакого вещества.
†††Ётот вывод надо сопроводить одним важным уточнением. ћы увидим в этой главе, что эра чистого излучени€ началась на самом деле только в конце первых нескольких минут, когда температура упала ниже нескольких миллиардов градусов  ельвина. ƒо этого момента вещество было важно, но вещество, сильно отличавшеес€ от того, из которого состоит наша нынешн€€ ¬селенна€. ќднако прежде, чем мы загл€нем столь далеко назад, кратко рассмотрим собственно эру излучени€, от конца первых нескольких минут до момента на несколько сот тыс€ч лет позднее, когда вещество стало вновь более важным, чем излучение.
†††¬се, что нам нужно дл€ того, чтобы проследить историю ¬селенной в течение этой эры, это знать, насколько все было гор€чим в любой данный момент времени. »ными словами, как температура св€зана с размером ¬селенной в процессе ее расширени€?
†††Ѕыло бы легко ответить на этот вопрос, если бы излучение можно было рассматривать расшир€ющимс€ свободно. ƒлина волны каждого фотона просто раст€гивалась бы (благодар€ красному смещению) пропорционально размеру ¬селенной в процессе ее расширени€.  роме того, мы видели в предыдущей главе, что средн€€ длина волны излучени€ черного тела обратно пропорциональна температуре. —ледовательно, температура должна была уменьшатьс€ обратно пропорционально размеру ¬селенной, так же, как это происходит сейчас.
†††  счастью дл€ теоретика-космолога, это же простое соотношение выполн€етс€ даже тогда, когда мы принимаем во внимание, что излучение в действительности не расшир€лось свободно,†Ч быстрые столкновени€ фотонов с относительно небольшим числом электронов и €дерных частиц делали содержимое ¬селенной непрозрачным в течение эры преобладани€ излучени€. ѕока фотон был в свободном полете между столкновени€ми, его длина волны должна была увеличиватьс€ пропорционально размеру ¬селенной, а на каждую частицу приходилось так много фотонов, что столкновени€ просто вынуждали температуру вещества следовать температуре излучени€, но не наоборот. “аким образом, когда ¬селенна€ была, например, в дес€ть тыс€ч раз меньше, чем сейчас, температура должна была быть пропорционально выше теперешней, т.†е. около 30 000  . ¬от все, что можно сказать об эре излучени€.
†††¬ конце концов, по мере того, как мы все дальше и дальше загл€дываем в глубь истории ¬селенной, мы приходим к моменту времени, когда температура была столь высока, что столкновени€ фотонов друг с другом могли порождать частицы вещества из чистой энергии излучени€. ћы собираемс€ показать, что образованные таким образом частицы были так же важны дл€ определени€ скорости различных €дерных реакций и скорости расширени€ ¬селенной в первые несколько минут, как и само излучение. ѕоэтому, чтобы проследить за ходом событий в действительно ранние моменты времени, нам потребуетс€ знать, сколь гор€ча должна быть ¬селенна€, чтобы из энергии излучени€ образовалось большое количество материальных частиц, и сколько частиц так образовалось.
†††ѕроцесс, в котором вещество образуетс€ из излучени€, можно легче всего пон€ть, использу€ квантовую картину света. ƒва кванта излучени€, или фотона, могут столкнутьс€ и исчезнуть, причем вс€ их энерги€ и импульс уйдут на образование двух или более материальных частиц. (¬ действительности этот процесс косвенным образом наблюдаетс€ в современных лаборатори€х €дерной физики высоких энергий.) ќднако эйнштейновска€ специальна€ теори€ относительности утверждает, что даже в покое материальна€ частица должна иметь определенную Ђэнергию поко€ї, даваемую знаменитой формулой ≈ = mс2. («десь с Ч скорость света. Ёто есть источник энергии, высвобождаемой в €дерных реакци€х, в которых дол€ массы атомного €дра уничтожаетс€.) ќтсюда, дл€ того, чтобы два фотона образовали две материальные частицы массы m при лобовом столкновении, энерги€ каждого фотона должна быть по меньшей мере равна энергии поко€ 2 каждой частицы. –еакци€ будет происходить и тогда, когда энерги€ отдельных фотонов будет больше 2; избыток энергии просто уйдет на то, чтобы придать материальным частицам большую скорость. ќднако частицы массой m не могут образоватьс€ в столкновени€х двух фотонов, если энерги€ фотонов меньше 2, потому что в этом случае энергии не хватает даже на то, чтобы образовать массу этих частиц.
†††ќчевидно, чтобы судить об эффективности излучени€ дл€ образовани€ материальных частиц, нам надо знать характерную энергию отдельных фотонов в поле излучени€. Ёто может быть установлено с достаточной дл€ наших теперешних целей точностью с помощью простого мнемонического правила: чтобы найти характерную энергию фотона, просто умножьте температуру излучени€ на фундаментальную посто€нную статистической механики, известную как посто€нна€ Ѕольцмана. (Ћюдвиг Ѕольцман, нар€ду с американцем ”иллардом √иббсом, был основателем современной статистической механики. √овор€т, что самоубийство Ѕольцмана в 1906 году, по крайней мере, отчасти было вызвано философской оппозицией его работе, но вс€ эта полемика уже давно прекратилась.) «начение посто€нной Ѕольцмана равно 0,00008617 э¬ на градус  ельвина. Ќапример, при температуре 3000  , когда содержимое ¬селенной только-только стало прозрачным, характерна€ энерги€ каждого фотона примерно равн€лась 3000  , умноженным на посто€нную Ѕольцмана, или 0,26 э¬. (Ќапомним, что электронвольт равен энергии одного электрона, прошедшим разность потенциалов один вольт. “ипичные энергии химических реакций Ч пор€дка электронвольта на атом, именно поэтому излучение при температурах выше 3000   достаточно гор€чо, чтобы удержать значительную долю электронов от включени€ в состав атомов.)
†††ƒл€ того, чтобы образовать материальные частицы массой m в столкновени€х фотонов, характерна€ энерги€ фотонов, как мы видели, должна быть по меньшей мере равна энергии 2 частиц в покое. “ак как характерна€ энерги€ фотонов равна температуре, умноженной на больцмановскую посто€нную, то отсюда вытекает, что температура излучени€ должна быть по меньшей мере пор€дка энергии поко€ 2, деленной на больцмановскую посто€нную. Ёто значит, что дл€ каждого типа материальных частиц имеетс€ Ђпорогова€ температураї, равна€ энергии поко€ 2, деленной на посто€нную Ѕольцмана, котора€ должна быть достигнута прежде, чем частицы данного типа начнут рождатьс€ из энергии излучени€.
†††Ќапример, легчайшие из известных материальных частиц Ч электрон е- и позитрон е+. ѕозитрон есть античастица по отношению к электрону; это значит, что он имеет противоположный электрический зар€д (положительный вместо отрицательного), но те же массу и спин.  огда позитрон сталкиваетс€ с электроном, зар€ды могут уничтожитьс€, причем энерги€ массы двух частиц про€витс€ как чистое излучение. »менно поэтому, конечно, позитроны столь редки в обычной жизни Ч просто они очень мало живут перед тем, как найти электрон и аннигилировать. (ѕозитроны были открыты в космических лучах в 1932 году.) ѕроцесс аннигил€ции может идти и в обратную сторону Ч два фотона с достаточной энергией могут столкнутьс€ и образовать электрон-позитронную пару, причем энерги€ фотонов превратитс€ в массу электрона и позитрона.
†††ƒл€ того, чтобы два фотона образовали при лобовом столкновении электрон и позитрон, энерги€ каждого из фотонов должна достичь энергии 2, соответствующей массе электрона и позитрона. Ёта энерги€ равна 0,511003 миллиона электронвольт. „тобы найти пороговую температуру, при которой у фотонов будет достаточно шансов иметь такую энергию, мы делим энергию на посто€нную Ѕольцмана (0,00008617 э¬ на градус  ельвина) и получаем пороговую температуру шесть миллиардов градусов  ельвина (6 × 109  ). ѕри любой более высокой температуре электроны и позитроны будут свободно рождатьс€ в столкновени€х фотонов друг с другом и потому будут присутствовать в очень больших количествах.
†††( стати, порогова€ температура 6 × 109  , которую мы получили дл€ рождени€ электронов и позитронов из излучени€, много выше, чем люба€ температура, с которой мы обычно имеем дело в теперешней ¬селенной. ƒаже в центре —олнца температура всего около 15 миллионов градусов. ¬от почему мы не привыкли видеть, чтобы электроны и позитроны выпрыгивали из пустого пространства, сколь бы €рким ни был свет).
†††јналогичные соображени€ применимы к любому типу частиц. ‘ундаментальным правилом современной физики €вл€етс€ то, что дл€ каждого типа частиц в природе существует соответствующа€ античастица точно с теми же массой и спином, но с противоположным электрическим зар€дом. ≈динственное исключение составл€ют некоторые чисто нейтральные частицы вроде самого фотона, которые можно рассматривать так, будто они сами Ч свои античастицы. —в€зь частицы и античастицы взаимна: позитрон есть античастица дл€ электрона, а электрон Ч дл€ позитрона. ѕри достаточном количестве энергии всегда можно родить пару: частица-античастица любого сорта при столкновении пары фотонов.
†††(—уществование частиц и античастиц есть пр€мое математическое следствие принципов квантовой механики и специальной теории относительности. —уществование антиэлектрона было впервые теоретически предсказано в 1930 году ѕолем јдрианом ћорисом ƒираком. Ќе жела€ вводить в свою теорию неизвестную частицу, он отождествил антиэлектрон с единственной известной в те годы положительно зар€женной частицей Ч протоном. ќткрытие позитрона в 1932 году подтвердило теорию античастиц и показало также, что протон Ч не античастица дл€ электрона; у протона есть сво€ античастица Ч антипротон, открытый в Ѕеркли в 50-х годах.)
†††—ледующий после электрона и позитрона тип легчайших частиц Ч это мюон, или μ-, нечто вроде нестабильного т€желого электрона, и его античастица μ+.†“очно так же как электроны и позитроны, μ- и μ+ имеют противоположные электрические зар€ды, но равные массы и могут рождатьс€ в столкновени€х фотонов друг с другом. „астицы μ- и μ+ имеют кажда€ энергию поко€ 2, равную 105,6596 миллионов электронвольт, что после делени€ на больцмановскую посто€нную дает соответствующую пороговую температуру 1,2 миллиона миллионов градусов (1,2 × 1012  ). ѕороговые температуры, соответствующие другим типам частиц, приведены в табл. 1. –ассматрива€ эту таблицу, мы можем сказать, какие частицы могли присутствовать в больших количествах в разные времена истории ¬селенной: это как раз те частицы, чь€ порогова€ температура была ниже температуры ¬селенной в этот момент времени[32].
†††—колько же этих материальных частиц в действительности имелось при температуре выше пороговой? ¬ услови€х высоких температуры и плотности, преобладавших в ранней ¬селенной, число частиц определ€лось основным условием теплового равновеси€: это число должно было быть столь велико, чтобы каждую секунду уничтожалось в точности столько же частиц, сколько рождалось. (Ёто значит, что спрос равен предложению.) —корость, с какой люба€ данна€ пара частица Ч античастица будет аннигилировать на два фотона, примерно равна скорости, с какой люба€ данна€ пара фотонов одной и той же энергии будет превращатьс€ в частицу и античастицу. ќтсюда, условие теплового равновеси€ требует, чтобы число частиц каждого типа, чь€ порогова€ температура ниже космической температуры, должно быть примерно равно числу фотонов. ≈сли частиц меньше, чем фотонов, то они будут рождатьс€ быстрее, чем уничтожатьс€, и их число будет расти; если же частиц больше, чем фотонов, то они будут уничтожатьс€ быстрее, чем рождатьс€, и их число будет падать. Ќапример, при температуре выше порога, равного шести миллиардам градусов, число электронов и позитронов должно быть примерно таким же, что и число фотонов, и ¬селенна€ в эти времена может рассматриватьс€ как состо€вша€ преимущественно из фотонов, электронов и позитронов, а не из одних фотонов.
†††ќднако при температуре выше пороговой материальна€ частица ведет себ€ во многом подобно фотону. ≈е средн€€ энерги€ примерно равна температуре, умноженной на посто€нную Ѕольцмана, так что при температуре много больше пороговой средн€€ энерги€ частицы много больше той энергии, котора€ соответствует ее массе[33], и поэтому массой можно пренебречь. ѕри таких услови€х давление и плотность энергии, определ€емые материальными частицами данного типа, просто пропорциональны четвертой степени температуры, в точности как дл€ фотонов. “аким образом, мы можем представить себе ¬селенную в любой данный момент времени как состо€щую из различных типов Ђизлучени€ї, причем каждый тип относитс€ к той или иной разновидности частиц, чь€ порогова€ температура была в этот момент времени ниже космической температуры. ¬ частности, плотность энергии во ¬селенной в любой момент времени пропорциональна четвертой степени температуры и числу разновидностей частиц, чь€ порогова€ температура в этот момент времени ниже космической. ѕодобные услови€, когда температура так высока, что пары частица-античастица в состо€нии теплового равновеси€ так же распространены, как и фотоны, не существуют нигде в теперешней ¬селенной, может быть, за исключением сердцевин взрывающихс€ звезд. “ем не менее мы достаточно довер€ем нашим знани€м статистической механики, чтобы без опасений создавать теории о том, что должно было происходить при столь экзотических услови€х в ранней ¬селенной.
†††„тобы быть точными, мы должны иметь в виду, что античастица вроде позитрона считаетс€ отдельной разновидностью.  роме того, частицы типа фотонов и электронов существуют в двух различимых состо€ни€х спина, и их нужно учитывать как отдельные разновидности. Ќаконец, частицы типа электрона (но не фотон) подчин€ютс€ специальному правилу, Ђпринципу исключени€ ѕаулиї, которое запрещает двум частицам занимать одно и то же состо€ние; это правило снижает их вклад в полную плотность энергии на множитель семь восьмых. (»менно принцип исключени€ не допускает падени€ всех электронов в атоме на оболочку с наименьшей энергией, поэтому он ответственен за сложную оболочечную структуру атомов, обнаруживающуюс€ в периодической таблице элементов.) Ёффективное число разновидностей каждого типа частиц приведено вместе с пороговыми температурами в табл. 1. ѕлотность энергии ¬селенной при данной температуре пропорциональна четвертой степени температуры и эффективному числу разновидностей тех частиц, чь€ порогова€ температура лежит ниже температуры ¬селенной.
†††—просим себ€ теперь: когда ¬селенна€ была при такой высокой температуре? —корость расширени€ ¬селенной регулируетс€ балансом между полем т€готени€ и направленным наружу импульсом содержимого ¬селенной. ѕри этом полна€ плотность энергии фотонов, электронов, позитронов €вл€етс€ источником пол€ т€готени€ ¬селенной в ранние времена. ћы видели, что плотность энергии ¬селенной существенно зависит только от температуры, поэтому космическую температуру можно использовать как часы, рассматрива€ вместо тикани€ охлаждение при расширении ¬селенной. “очнее, можно показать, что врем€, необходимое дл€ того, чтобы плотность энергии ¬селенной упала от одного значени€ до другого, пропорционально разности обратных квадратных корней из плотностей энергий (см. математическое дополнение 3). Ќо мы видели, что плотность энергии пропорциональна четвертой степени температуры и числу разновидностей частиц с пороговой температурой ниже действительной. ќтсюда, пока температура не достигнет любого из Ђпороговыхї значений, промежуток времени, нужный дл€ того, чтобы ¬селенна€ охладилась от одной температуры до другой, пропорционален разности обратных квадратов этих температур. Ќапример, если мы начинаем с температуры 100 миллионов градусов (значительно ниже пороговой температуры дл€ электронов) и находим, что требуетс€ 0,06 года (или 22 дн€) дл€ того, чтобы температура упала до 10 миллионов градусов, то тогда требуетс€ еще шесть лет, чтобы температура упала до одного миллиона градусов, еще 600 лет, чтобы температура упала до 100 000 градусов и так далее. ѕолное врем€, потребовавшеес€ на то, чтобы ¬селенна€ охладилась от 100 миллионов до 3000 градусов  ельвина (т.†е. до точки, когда содержимое ¬селенной было близко к тому, чтобы стать прозрачным дл€ излучени€), равно 700 000 лет (рис.†8).  онечно, когда € пишу здесь Ђгодыї, € подразумеваю определенное число абсолютных единиц времени, например, таких, как определенное число периодов, с которым электрон совершает движение по орбите вокруг €дра в атоме водорода. –ечь идет об эпохе задолго до того, как «емл€ начала свое вращение вокруг —олнца.

†††–ис.†8. Ёра преобладани€ излучени€.
†††ѕоказана температура ¬селенной как функци€ времени дл€ промежутка от конца нуклеосинтеза до рекомбинации €дер и электронов в атомы.
†††≈сли ¬селенна€ в первые несколько минут действительно состо€ла из строго равного числа частиц и античастиц, то, когда температура упала ниже одного миллиарда градусов, они все должны были проаннигилировать и ничего бы не осталось, кроме излучени€. »меетс€ очень хорошее свидетельство, опровергающее такую возможность,†Ч существуем мы! ƒолжен был быть некоторый избыток электронов над позитронами, протонов над антипротонами и нейтронов над антинейтронами дл€ того, чтобы что-то осталось после аннигил€ции частиц и античастиц, т.†е. дл€ образовани€ вещества теперешней ¬селенной. ¬плоть до этого места в данной главе € намеренно игнорировал сравнительно небольшое количество избыточного вещества. “акое приближение €вл€етс€ хорошим, если мы хотим только рассчитать плотность энергии или скорость расширени€ ранней ¬селенной; в предыдущей главе мы видели, что плотность энергии €дерных частиц не становитс€ сравнимой с плотностью энергии излучени€ до момента, когда ¬селенна€ охладитс€ примерно до 4000  . ќднако небольша€ приправа из оставшихс€ электронов и €дерных частиц требует нашего особого внимани€, потому что эти частицы определ€ют состав нынешней ¬селенной и, в частности, потому, что они €вл€ютс€ главными составными част€ми автора и читател€.
††† оль скоро мы допускаем возможность избытка вещества над антивеществом в первые несколько минут, мы сталкиваемс€ с проблемой определени€ полного перечн€ ингредиентов ранней ¬селенной. ¬ списке, публикуемом каждые шесть мес€цев Ћоуренсовской лабораторией в Ѕеркли, имеютс€ буквально сотни так называемых элементарных частиц. Ќеужели мы должны определить количество элементарных частиц каждого из этих типов? » почему нужно остановитьс€ на элементарных частицах Ч не должны ли мы также определить количество различных типов атомов, молекул, соли и перца? ¬ таком случае мы вправе решить, что ¬селенна€ слишком произвольна дл€ того, чтобы в ней стоило разбиратьс€.
†††  счастью, ¬селенна€ не настолько сложна. „тобы показать, как становитс€ возможным написать рецепт ее состава, необходимо еще немного подумать о том, что подразумеваетс€ под условием теплового равновеси€. я уже подчеркивал, сколь важно то, что ¬селенна€ прошла через состо€ние теплового равновеси€,†Ч именно это позвол€ет нам говорить с такой уверенностью о составе ¬селенной в любой данный момент времени. ¬се, что до сих пор мы обсуждали в данной главе, основано на следстви€х известных свойств вещества и излучени€ в тепловом равновесии.
††† огда столкновени€ или другие процессы привод€т физическую систему в состо€ние теплового равновеси€, всегда имеютс€ некоторые величины, значени€ которых не мен€ютс€. ќдной из таких Ђсохран€ющихс€ величинї €вл€етс€ полна€ энерги€; хот€ столкновени€ и могут передавать энергию от одной частицы к другой, они никогда не мен€ют полную энергию частиц, участвующих в столкновении.  аждому такому закону сохранени€ соответствует величина, значение которой нужно определить прежде, чем мы можем установить свойства системы в тепловом равновесии,†Ч очевидно, если кака€-то величина не мен€етс€, пока система достигает теплового равновеси€, ее значение не может быть выведено из условий равновеси€, а должно быть установлено заранее. —истема в тепловом равновесии поистине примечательна тем, что все ее свойства однозначно определ€ютс€, как только мы установим значени€ сохран€ющихс€ величин. ¬селенна€ прошла через состо€ние теплового равновеси€, поэтому все, что нам требуетс€, чтобы дать полный рецепт ее состава в ранние времена, это знать, какие физические величины сохран€лись при расширении ¬селенной и каковы были значени€ этих величин.
†††ќбычно вместо полного количества энергии системы в тепловом равновесии мы устанавливаем температуру. ƒл€ того сорта систем, которые до сих пор рассматривались и которые состо€т исключительно из излучени€ и равного количества частиц и античастиц, температура Ч это все, что требуетс€ задать, чтобы вы€снить равновесные свойства системы. Ќо в общем случае в дополнение к энергии имеютс€ другие сохран€ющиес€ величины и необходимо установить плотности каждой из них.
†††Ќапример, в стакане воды при комнатной температуре непрерывно происход€т реакции, в которых молекула воды разбиваетс€ на ион водорода (голый протон Ч €дро водорода с сорванным электроном) и ион гидроксила (атом кислорода, св€занный с атомом водорода, с одним лишним электроном), или реакции, в которых ионы водорода и гидроксила вновь объедин€ютс€, образу€ молекулы воды. «аметим, что в каждой такой реакции исчезновение молекулы воды сопровождаетс€ по€влением иона водорода и наоборот, в то врем€ как ионы водорода и гидроксила всегда по€вл€ютс€ вместе. —ледовательно, сохран€ющиес€ величины Ч это полное число молекул воды плюс число ионов водорода и число ионов водорода минус число ионов гидроксила. ( онечно, есть и другие сохран€ющиес€ величины вроде полного числа молекул воды плюс ионы гидроксила, но они суть простые комбинации двух фундаментальных сохран€ющихс€ величин.) —войства нашего стакана воды могут быть полностью определены, если мы зададим, что температура равна 300   (комнатна€ температура по шкале  ельвина), что плотность молекул воды плюс ионов водорода равна 3,3 × 1022 молекул или ионов в кубическом сантиметре (что грубо соответствует воде при давлении на уровне мор€) и что плотность ионов водорода минус ионов гидроксила равна нулю (в соответствии с нулевым полным зар€дом)[34]. ¬ частности, оказываетс€, что при таких услови€х имеетс€ один ион водорода примерно на каждые п€тьсот миллионов молекул воды. ќтметим, что мы не должны задавать это в нашем рецепте дл€ стакана воды; мы выводим пропорцию ионов водорода из законов теплового равновеси€. ¬ то же врем€, мы не можем вывести из условий теплового равновеси€ плотности сохран€ющихс€ величин Ч например, мы можем сделать плотность молекул воды плюс ионов водорода немного больше или меньше, чем 3,3 × 1022 молекул в кубическом сантиметре, повыша€ или понижа€ давление,†Ч поэтому нам нужно задать их, чтобы знать, что находитс€ в нашем стакане.
†††Ётот пример также позвол€ет нам пон€ть мен€ющийс€ смысл того, что мы называем Ђсохран€ющимис€ї величинами. ≈сли наша вода находитс€ при температуре в миллионы градусов, скажем, внутри звезд, то тогда молекулам или ионам очень легко диссоциировать, а составл€ющим их атомам Ч потер€ть свои электроны. —охран€ющимис€ величинами €вл€ютс€ числа электронов и €дер кислорода и водорода. ѕлотность молекул воды плюс атомов гидроксила при этих услови€х нужно вычисл€ть по правилам статистической механики, а не устанавливать заранее; конечно, эта плотность оказываетс€ довольно малой. (¬ аду редко встретишь снежки.) Ќа самом деле, при этих услови€х происход€т и €дерные реакции, так что даже число €дер каждого сорта не абсолютно фиксировано, но эти числа мен€ютс€ столь медленно, что звезду можно рассматривать как постепенно переход€щую из одного состо€ни€ равновеси€ в другое.
†††¬ конце концов, при температуре несколько тыс€ч миллионов градусов, котора€ характерна дл€ ранней ¬селенной, даже атомные €дра охотно диссоциируют на свои составные части Ч протоны и нейтроны. –еакции происход€т столь быстро, что вещество и антивещество может легко рождатьс€ из чистой энергии и вновь аннигилировать. ѕри подобных услови€х сохран€ющиес€ величины Ч это не число частиц какого-то определенного сорта. ¬место этого необходимые законы сохранени€ свод€тс€ к такому небольшому числу законов, которые (насколько мы знаем) справедливы при всех возможных услови€х. —читаетс€, что есть лишь три сохран€ющиес€ величины, плотности которых нужно задать в нашем рецепте ранней ¬селенной.
†††1.†Ёлектрический зар€д. ћы можем порождать или уничтожать пары частиц с равными по величине и противоположными по знаку электрическими зар€дами, но полный электрический зар€д никогда не мен€етс€. (ћы можем быть более уверены в этом законе сохранени€, чем в каком-либо другом, так как если зар€д не сохран€етс€, то общеприн€та€ максвелловска€ теори€ электричества и магнетизма не будет иметь смысла.)
†††2.†Ѕарионное число. ЂЅарионї Ч это объедин€ющий термин, включающий €дерные частицы (протоны и нейтроны) вместе с несколько более т€желыми нестабильными частицами, известными как гипероны. Ѕарионы и антибарионы могут рождатьс€ и уничтожатьс€ парами; кроме того, барионы могут распадатьс€ на другие барионы, как в бета-распаде радиоактивных €дер, когда нейтрон переходит в протон или наоборот. ќднако полное число барионов минус число антибарионов (антипротонов, антинейтронов, антигиперонов) никогда не мен€етс€. ћы приписываем протону, нейтрону и гиперонам барионное число[35] +1, а соответствующим античастицам Ч барионное число -1; тогда правило заключаетс€ в том, что полное барионное число никогда не мен€етс€. ѕредставл€етс€, что барионное число не имеет никакого динамического значени€ вроде зар€да (ему не соответствует никакое поле). Ѕарионное число есть средство бухгалтерского учета Ч его значение целиком исчерпываетс€ тем фактом, что оно сохран€етс€[36].
†††3.†Ћептонное число. ЂЋептоныї Ч это легкие отрицательно зар€женные частицы, электрон и мюон, а также электрически нейтральна€ частица нулевой массы, называема€ нейтрино, и их античастицы позитрон, антимюон и антинейтрино. Ќесмотр€ на нулевые массу и зар€д, нейтрино и антинейтрино не более фиктивны, чем фотоны; они несут энергию и импульс, как и любые другие частицы. —охранение лептонного числа есть другое бухгалтерское правило Ч полное число лептонов минус полное число антилептонов никогда не мен€етс€. (¬ 1962 году эксперименты с пучками нейтрино показали, что на самом деле имеетс€, по крайней мере, два типа нейтрино, Ђэлектронноеї и Ђмюонноеї, и два типа лептонного числа: электронное лептонное число есть полное число электронов плюс нейтрино электронного типа минус число их античастиц, в то врем€ как мюонное лептонное число есть полное число мюонов плюс нейтрино мюонного типа минус число их античастиц. ѕредставл€етс€, что оба эти числа абсолютно сохран€ютс€, но с полной определенностью это не известно[37].)
†††’ороший пример действи€ этих правил дает нам радиоактивный распад нейтрона n на протон p, электрон e- и антинейтрино анти-ντ (электронного типа). «начени€ зар€да, барионного числа и лептонного числа дл€ каждой из частиц таковы:

†††„итатель легко может проверить, что сумма значений любой сохран€ющейс€ величины дл€ частиц в конечном состо€нии равна значению той же величины дл€ начального нейтрона. Ёто и есть то, что мы подразумеваем под сохранением величин. «аконы сохранени€ далеко не бессодержательны, так как они говор€т нам, что большое число реакций не происходит, например, запрещенный процесс распада, в котором нейтрон распадаетс€ на протон, электрон и более чем одно антинейтрино.
†††„тобы завершить наш рецепт состава ¬селенной в любой заданный момент времени, мы должны, таким образом, нар€ду с температурой задать зар€д, барионное число и лептонное число в единице объема. «аконы сохранени€ говор€т нам, что в любом объеме, расшир€ющемс€ вместе со ¬селенной, значени€ этих величин остаютс€ посто€нными. —ледовательно, зар€д, барионное число и лептонное число в единице объема мен€ютс€ просто обратно пропорционально кубу размера ¬селенной. (¬ главе III мы видели, что число фотонов в единице объема пропорционально кубу температуры, в то же врем€, как было отмечено в начале этой главы, температура мен€етс€ обратно пропорционально размеру ¬селенной.) ѕоэтому зар€д, барионное число и лептонное число, приход€щеес€ на один фотон, остаютс€ фиксированными, и наш рецепт может быть задан раз и навсегда указанием значений сохран€ющихс€ величин по отношению к числу фотонов.
†††(—трого говор€, величина, мен€юща€с€ обратно пропорционально кубу размера ¬селенной,†Ч это не число фотонов в единице объема, а энтропи€ в единице объема. Ёнтропи€ Ч фундаментальна€ величина статистической механики, св€занна€ со степенью беспор€дка в физической системе. Ќе счита€ условного численного множител€, энтропи€ в достаточно хорошем приближении даетс€ полным числом всех частиц в тепловом равновесии, как материальных частиц, так и фотонов, причем отдельные разновидности частиц имеют свои весовые множители, указанные в табл. 1. “е константы, которые мы реально должны использовать дл€ характеристики нашей ¬селенной, это отношени€ зар€да к энтропии, барионного числа к энтропии и лептонного числа к энтропии. ќднако даже при очень высоких температурах число материальных частиц не более, чем того же пор€дка величины, что и число фотонов, поэтому мы не делаем серьезной ошибки, если будем использовать в качестве стандарта дл€ сравнени€ число фотонов вместо энтропии.)
†††Ћегко оценить космический электрический зар€д, приход€щийс€ на один фотон. Ќасколько мы знаем, средн€€ плотность электрического зар€да равна нулю во всей ¬селенной. ≈сли бы «емл€ и —олнце имели избыток положительных зар€дов над отрицательными (или наоборот) всего лишь на одну часть на миллион миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов (1036), то электрическое отталкивание между ними было бы больше гравитационного прит€жени€. ≈сли ¬селенна€ конечна и замкнута, то мы можем даже усилить это утверждение до теоремы: полный зар€д ¬селенной должен равн€тьс€ нулю, так как в противном случае линии электрического пол€ накручивались бы и накручивались на ¬селенную, привод€ к бесконечному электрическому полю. Ќо открыта ли ¬селенна€ или замкнута, вполне надежно можно утверждать, что космический электрический зар€д на фотон пренебрежимо мал.
†††Ѕарионное число на фотон также легко оценить. ≈динственные стабильные барионы Ч это €дерные частицы (протон и нейтрон) и их античастицы (антипротон и антинейтрон). Ќа самом деле свободный нейтрон нестабилен (среднее врем€ жизни 15,3 минуты), но €дерные силы делают нейтрон абсолютно стабильным в атомных €драх обычного вещества.  роме того, насколько мы знаем, во ¬селенной нет значительных количеств антивещества (об этом подробнее см. ниже). —ледовательно, барионное число любой части нынешней ¬селенной, по существу, равно числу €дерных частиц. ћы заметили в предыдущей главе, что сейчас имеетс€ одна €дерна€ частица на каждый миллиард фотонов микроволнового фона излучени€ (точна€ цифра неопределенна), поэтому барионное число на фотон примерно равно одной миллиардной (10-9).
†††Ёто поистине примечательный вывод. „тобы увидеть его следстви€, рассмотрим врем€ в прошлом, когда температура была выше дес€ти миллионов миллионов градусов (1013  ), т.†е. выше пороговой температуры дл€ нейтронов и протонов. ¬ это врем€ ¬селенна€ содержала множество €дерных частиц и античастиц, примерно столько же, сколько фотонов. Ќо барионное число есть разность между числами €дерных частиц и античастиц. ≈сли эта разность была в миллиард раз меньше, чем число фотонов, и, следовательно, в миллиард раз меньше, чем полное число €дерных частиц, то, отсюда, число €дерных частиц превышало число античастиц всего лишь на одну часть на миллиард. — этой точки зрени€, когда ¬селенна€ охладилась ниже пороговой температуры дл€ €дерных частиц, все античастицы проаннигилировали с соответствующими частицами, оставив в наследство крошечный избыток частиц над античастицами, который в конце концов превратилс€ в знакомый нам мир.
†††ѕо€вление в космологии безразмерного числа, столь малого, как одна часть на миллиард, привело некоторых теоретиков к предположению, что это число в действительности есть нуль Ч это значит, что ¬селенна€ на самом деле содержит одинаковое количество вещества и антивещества. “огда тот факт, что барионное число на фотон оказываетс€ равным одной части на миллиард, мог бы быть объ€снен предположением, что когда-то, прежде чем космическа€ температура упала ниже пороговой температуры дл€ €дерных частиц, произошло разделение ¬селенной на различные области, некоторые с небольшим избытком (несколько частей на миллиард) вещества над антивеществом, а другие Ч с небольшим избытком антивещества над веществом. ѕосле того как температура упала и максимально возможное количество пар частица-античастица проаннигилировало, мы получили бы ¬селенную, состо€щую из областей чистого вещества и областей чистого антивещества. Ќедостаток этой идеи в том, что никто не видел где-либо во ¬селенной признаков заметного количества антивещества. —читаетс€, что космическое излучение, проникающее в верхнюю атмосферу нашей «емли, частично приходит с далеких рассто€ний в нашей √алактике, а частично, возможно, и из областей вне ее. Ёто космическое излучение подавл€ющим образом состоит из вещества, а не из антивещества,†Ч в самом деле, никто еще не наблюдал антипротон или анти€дро в космических лучах. ¬добавок, мы не наблюдаем фотоны, которые должны были бы образоватьс€ в результате аннигил€ции вещества и антивещества в космических масштабах.
†††ƒруга€ возможность Ч в том, что плотность фотонов (или, правильнее, энтропии) не оставалась пропорциональной обратному кубу размера ¬селенной. “акое могло случитьс€, если был какой-то вид отклонени€ от теплового равновеси€, что-то вроде трени€ или в€зкости, которые могли нагревать ¬селенную и образовывать лишние фотоны. ¬ этом случае барионное число на фотон могло вначале иметь какое-то разумное значение, возможно, близкое к единице, а затем упасть до его теперешнего малого значени€, так как образовалось много фотонов. “рудность здесь в том, что никто не сумел предложить сколько-нибудь детальный механизм образовани€ таких лишних фотонов. Ќесколько лет тому назад € сам пыталс€ найти такой механизм, но без малейшего успеха[38].
†††¬ последующем € буду игнорировать все эти Ђнестандартныеї возможности и буду просто предполагать, что барионное число на фотон таково, каким оно, по-видимому, кажетс€: одна часть на миллиард.
†††„то можно сказать о плотности лептонного числа во ¬селенной? »з того факта, что ¬селенна€ не имеет электрического зар€да, сразу же вытекает, что сейчас имеетс€ ровно один отрицательно зар€женный электрон на каждый положительно зар€женный протон. ќколо 87 процентов €дерных частиц в теперешней ¬селенной составл€ют протоны, так что число электронов близко к полному числу €дерных частиц. ≈сли бы электроны были единственными лептонами в нынешней ¬селенной, мы могли бы немедленно заключить, что лептонное число на фотон примерно такое же, как и барионное число на фотон.
†††ќднако помимо электрона и позитрона имеетс€ другой тип стабильных частиц, несущий ненулевое лептонное число. Ќейтрино и его античастица антинейтрино Ч это электрически нейтральные безмассовые частицы вроде фотона, но с лептонными числами +1 и Ч1 соответственно. —ледовательно, чтобы определить плотность лептонного числа в сегодн€шней ¬селенной, мы должны что-то знать о распространенности нейтрино и антинейтрино.
†††  сожалению, получить эту информацию неверо€тно трудно. Ќейтрино похоже на электрон тем, что оно не чувствует сильных €дерных сил, которые удерживают протоны и нейтроны внутри атомного €дра. (»ногда € буду говорить Ђнейтриної, подразумева€ как нейтрино, так и антинейтрино.) ќднако в противоположность электрону нейтрино электрически нейтрально, так что оно не чувствует ни электрических, ни магнитных сил вроде тех, которые удерживают электроны внутри атома. Ќа самом деле, нейтрино вообще слабо подвержено действию каких бы то ни было сил.  ак и все прочее во ¬селенной, оно подвержено действию сил т€готени€ и, кроме того, ощущает слабые силы, ответственные за радиоактивные процессы, вроде упом€нутого выше распада нейтрона (однако эти силы привод€т лишь к ничтожному взаимодействию с обычным веществом). — целью показать, насколько слабо взаимодействует нейтрино, обычно привод€т такой пример: дл€ того чтобы иметь заметную веро€тность остановки или рассе€ни€ любого данного нейтрино, образованного в каком-то радиоактивном процессе, нам потребуетс€ поместить на его пути слой свинца толщиной несколько световых лет. —олнце непрерывно излучает нейтрино, образованные при превращении протонов в нейтроны в €дерных реакци€х в сердцевине —олнца; эти нейтрино пронизывают нас сверху в течение дн€ и снизу ночью, когда —олнце Ч на другой стороне «емли, так как «емл€ дл€ них полностью прозрачна. —уществование нейтрино задолго до того, как они были обнаружены, предположил ¬ольфганг ѕаули в качестве средства дл€ расчета баланса энергии в процессах типа распада нейтрона. “олько лишь в конце 50-х годов стало возможным непосредственно детектировать нейтрино или антинейтрино, образу€ огромные их количества в €дерных реакторах или ускорител€х частиц. ѕри этом несколько сот нейтрино на самом деле останавливались и вызывали реакции внутри регистрирующей аппаратуры.
†††Ћегко пон€ть, что при такой чрезвычайной слабости взаимодействи€ колоссальные количества нейтрино и антинейтрино могут заполн€ть ¬селенную вокруг нас, причем мы и не подозреваем об их существовании. ”даетс€ получить р€д слабых верхних пределов на число нейтрино и антинейтрино; если бы этих частиц было слишком много, это слегка повли€ло бы на определенные слабые €дерные процессы распада, и, вдобавок, скорость космического расширени€ замедл€лась бы сильнее, чем наблюдаетс€. ќднако эти верхние пределы не исключают возможности того, что плотность нейтрино и (или) антинейтрино така€ же, как и плотность фотонов, причем с близкими энерги€ми[39].
†††Ќесмотр€ на эти замечани€, космологи обычно предполагают, что лептонное число (числа электронов, мюонов и нейтрино минус числа соответствующих античастиц) на фотон мало, много меньше единицы. Ёто делаетс€ исключительно по аналогии: барионное число на фотон мало, так почему же лептонное число на фотон не должно быть мало? Ёто одно из наименее надежных предположений, вводимых в стандартную модель, но, по счастью, даже если оно и неверно, обща€ картина, которую мы получим, изменилась бы лишь в детал€х.
††† онечно, при температуре, выше пороговой дл€ электронов, было множество лептонов и антилептонов Ч примерно столько же электронов и позитронов, сколько и фотонов.  роме того, в этих услови€х ¬селенна€ была столь гор€ча и плотна, что даже призрачные нейтрино достигали теплового равновеси€, так что нейтрино и антинейтрино было примерно столько же, сколько фотонов. ѕредположение, делаемое в стандартной модели, заключаетс€ в том, что лептонное число (разность чисел лептонов и антилептонов) есть сейчас и было тогда много меньше числа фотонов. ƒолжен был быть какой-то небольшой избыток лептонов над антилептонами вроде упом€нутого выше избытка барионов над антибарионами, который сохранилс€ до нашего времени. ¬добавок нейтрино и антинейтрино взаимодействуют столь слабо, что большое их количество могло избежать аннигил€ции, и в этом случае сейчас может быть примерно равное количество нейтрино и антинейтрино, сравнимое с числом фотонов. ѕохоже, что так оно и есть на самом деле (мы это увидим в следующей главе), но в обозримом будущем не предвидитс€ ни малейшего шанса наблюдать вокруг нас эти огромные количества нейтрино и антинейтрино.
†††¬от, значит, каков вкратце наш рецепт состава ранней ¬селенной. ¬озьмите электрический зар€д на фотон, равный нулю, барионное число на фотон, равное одной части на миллиард, и неопределенное, но малое лептонное число на фотон. ”становите в любой данный момент времени температуру, равную температуре нынешнего фона излучени€ «  , умноженную на отношение теперешнего размера ¬селенной к ее размеру в тот момент времени. ’орошенько размешайте так, чтобы детальное распределение частиц разных типов определ€лось требовани€ми теплового равновеси€, и поместите в расшир€ющуюс€ ¬селенную, скорость расширени€ которой определ€етс€ порождаемым этой средой полем т€готени€. ≈сли теперь как следует подождать, это варево должно превратитьс€ в нашу теперешнюю ¬селенную.

V. ѕ≈–¬џ≈ “–» ћ»Ќ”“џ

†††“еперь мы подготовлены к тому, чтобы проследить ход космической эволюции в течение ее первых трех минут. ¬начале событи€ развиваютс€ значительно быстрее, чем потом, и будет нецелесообразно показывать снимки, разделенные равными интервалами времени, как в обычном кино. ¬место этого € приспособлю скорость нашего фильма к падению температуры ¬селенной, останавлива€ камеру, чтобы сделать снимок каждый раз, как температура упадет примерно в три раза.
†††  сожалению, € не могу начать фильм в нулевой момент времени при бесконечной температуре. ¬ыше пороговой температуры полторы тыс€чи миллиардов градусов  ельвина (1,5 × 1012  ) ¬селенна€ содержала большое количество частиц, известных как пи-мезоны, масса которых составл€ет примерно одну седьмую часть массы €дерной частицы (см. табл. 1). ¬ отличие от электронов, позитронов, мюонов и нейтрино, эти пи-мезоны очень сильно взаимодействуют друг с другом и с €дерными частицами Ч в действительности, непрерывный обмен пи-мезонами между €дерными частицами ответственен за большую часть силы прит€жени€, котора€ удерживает от развала атомные €дра. Ќаличие большого количества таких сильновзаимодействующих частиц чрезвычайно затрудн€ет расчет поведени€ вещества при сверхвысоких температурах. „тобы избежать сложных математических проблем, € начну историю в этой главе с момента времени около одной сотой секунды после начала, когда температура опустилась до нескольких сот миллиардов градусов  ельвина, что заведомо ниже пороговых температур дл€ пи-мезонов, мюонов и всех более т€желых частиц. ¬ главе VII € скажу немного о том, что, по мнению физиков-теоретиков, могло происходить ближе к самому началу.
†††ƒоговорившись об этом, начнем наш фильм.
†††ѕервый кадр. “емпература ¬селенной равна 100 миллиардам градусов  ельвина (1011  ). ¬селенна€ проще и легче поддаетс€ описанию, чем когда-либо в будущем. ќна заполнена везде одинаковым, однородным по свойствам супом из вещества и излучени€, причем кажда€ частица в нем очень быстро сталкиваетс€ с другими частицами. ѕоэтому, несмотр€ на быстрое расширение, ¬селенна€ находитс€ в состо€нии почти идеального теплового равновеси€. —оставные части ¬селенной определ€ютс€ правилами статистической механики и вообще не завис€т от того, что происходило до первого кадра. Ќам надо только знать, что температура равна 1011   и что сохран€ющиес€ величины Ч зар€д, барионное число, лептонное число Ч все очень малы или равны нулю.
†††„астицы, имеющиес€ в изобилии Ч это те, чь€ порогова€ температура ниже 1011  ; это электрон и его античастица позитрон и, конечно, безмассовые частицы фотон, нейтрино и антинейтрино. (¬новь см. табл. 1). ¬селенна€ столь плотна, что даже нейтрино, которые могут годами путешествовать сквозь свинцовые бруски, не будучи рассе€нными, удерживаютс€ в тепловом равновесии с электронами, позитронами и фотонами благодар€ быстрым столкновени€м с ними и друг с другом. (ќп€ть же € буду иногда употребл€ть просто термин Ђнейтриної, подразумева€ как нейтрино, так и антинейтрино.)
†††ƒругое большое упрощение Ч температура 1011   много выше пороговой температуры дл€ электронов и позитронов. ќтсюда вытекает, что эти частицы, так же как фотоны и нейтрино, ведут себ€ просто как много разных сортов излучени€.  акова плотность энергии этих различных сортов излучени€? ¬ соответствии с табл. 1, электроны и позитроны вместе внос€т 7/4 энергии фотонов, а нейтрино и антинейтрино внос€т столько же, сколько электроны и позитроны[40], так что полна€ плотность энергии больше, чем плотность энергии чисто электромагнитного излучени€ при этой же температуре, на множитель
7/4 + 7/4 + 1 = 9/2.
†††«акон —тефана-Ѕольцмана (см. главу III) дает дл€ плотности энергии электромагнитного излучени€ при температуре 1011   значение 4,72 × 1044 э¬ на литр, так что полна€ плотность энергии во ¬селенной при этой температуре была в 9/2 раза больше, или 21 × 1044 э¬ на литр. Ёто эквивалентно плотности массы 3,8 миллиарда килограмм на литр, или в 3,8 миллиарда раз больше плотности воды при нормальных земных услови€х. ( огда € говорю, что данна€ энерги€ эквивалентна данной массе, €, конечно, подразумеваю, что это та энерги€, котора€ высвободилась бы в соответствии с формулой Ёйнштейна ≈ = mс2, если бы вс€ масса полностью превратилась в энергию.) ≈сли бы гора Ёверест состо€ла из вещества такой плотности, то ее прит€жение разрушило бы «емлю.
†††¬селенна€ в первом кадре быстро расшир€етс€ и остывает. —корость ее расширени€ задаетс€ условием, что каждый кусочек ¬селенной летит прочь от любого произвольного центра как раз со скоростью отрыва. ѕри чудовищных плотност€х первого кадра скорость отрыва соответственно велика Ч характерное врем€ расширени€ ¬селенной составл€ет примерно 0,02 с. (—м. математическое дополнение 3). Ђ’арактерное врем€ расширени€ї можно грубо определить как врем€, в 100 раз большее того промежутка времени, за который размер ¬селенной увеличилс€ на один процент. Ѕолее точно, характерное врем€ расширени€ в любую эпоху есть обратна€ величина Ђпосто€ннойї ’аббла в эту эпоху.  ак отмечено в главе II, возраст ¬селенной всегда меньше характерного времени расширени€, потому что т€готение непрерывно замедл€ет расширение.)
†††¬ момент времени, соответствующий первому кадру, имеетс€ небольшое число €дерных частиц, около одного протона или нейтрона на каждый миллиард фотонов, электронов или нейтрино. „тобы в конце концов предсказать распространенность химических элементов, образованных в ранней ¬селенной, нам потребуетс€ также знать относительную пропорцию протонов и нейтронов. Ќейтрон т€желее протона, причем разность масс между ними эквивалентна энергии 1,293 миллиона электронвольт. ќднако характерна€ энерги€ электронов, позитронов и других частиц при температуре 1011   много больше Ч около 10 миллионов электронвольт (посто€нна€ Ѕольцмана, умноженна€ на температуру). —ледовательно, столкновени€ нейтронов или протонов со значительно более многочисленными электронами, позитронами и другими частицами будут приводить к быстрым переходам протонов в нейтроны и обратно. Ќаиболее важными реакци€ми €вл€ютс€:
†††антинейтрино плюс протон дают позитрон плюс нейтрон (и обратно);
†††нейтрино плюс нейтрон дают электрон плюс протон (и обратно).
†††— учетом нашего предположени€, что полное лептонное число и зар€д на фотон очень малы, количество нейтрино почти точно такое же, как и антинейтрино, а позитронов столько же, сколько электронов, так что переходы от протона к нейтрону так же быстры, как и переходы от нейтрона к протону. (–адиоактивным распадом нейтрона можно пренебречь, так как он занимает около 15 минут, а мы имеем сейчас дело со шкалой времени в сотые доли секунды.) –авновесие, таким образом, требует, чтобы количества протонов и нейтронов в первом кадре были почти равны. Ёти €дерные частицы все еще не св€заны в €дра; энерги€, необходима€ дл€ того, чтобы разбить типичное €дро на составные части, равна всего лишь от шести до восьми миллионов электронвольт на €дерную частицу; это меньше, чем характерна€ теплова€ энерги€ при температуре 1011  , так что сложные €дра разрушаютс€ так же быстро, как и образуютс€.
†††≈стественным было бы спросить, насколько велика была ¬селенна€ в очень раннее врем€.   сожалению, мы не знаем этого и даже не уверены, что такой вопрос имеет какой-то смысл.  ак отмечалось в главе II, возможно, что сейчас ¬селенна€ бесконечна, в таком случае она была также бесконечна и во врем€ первого кадра и всегда будет бесконечной. ¬ то же врем€, возможно, что ¬селенна€ сейчас имеет конечную длину окружности, иногда оцениваемую примерно в 125 миллиардов световых лет. (ƒлина окружности ¬селенной есть то рассто€ние, которое нужно пройти по пр€мой линии, прежде чем обнаружить, что вы вернулись назад, туда, откуда был начат путь. ѕриведенна€ оценка основана на современном значении посто€нной ’аббла в предположении, что плотность ¬селенной примерно вдвое больше Ђкритическогої значени€.) “ак как температура ¬селенной падает обратно пропорционально ее размеру, то длина окружности ¬селенной в момент времени первого кадра была меньше теперешней пропорционально отношению температур тогда (1011  ) и теперь («  ); это дает дл€ первого кадра длину окружности около четырех световых лет. Ќи одна из деталей истории космической эволюции в первые несколько минут не зависит от того, равна ли длина окружности ¬селенной бесконечности или лишь нескольким световым годам.
†††¬торой кадр. “емпература ¬селенной равна 30 миллиардам градусов  ельвина (3 × 1010  ). — момента первого кадра пролетело 0,11 секунды.  ачественно ничего не изменилось Ч состав ¬селенной все еще определ€етс€ электронами, позитронами, нейтрино, антинейтрино и фотонами, причем все они наход€тс€ в тепловом равновесии и при температуре значительно выше пороговой. “ак как плотность энергии падает просто как четверта€ степень температуры, то она в 30 миллионов раз больше плотности энергии, содержащейс€ в массе поко€ обычной воды. —корость расширени€ упала как квадрат температуры, так что характерное врем€ расширени€ ¬селенной теперь увеличилось до 0,2 секунды. ћалое число €дерных частиц все еще не св€зано в атомные €дра, но с падением температуры более т€желым нейтронам теперь существенно легче превратитьс€ в более легкие протоны, чем наоборот. Ѕаланс €дерных частиц по этой причине сдвинулс€ к 38 процентам нейтронов и 62 процентам протонов.
†††“ретий кадр. “емпература ¬селенной равна 10 миллиардам градусов  ельвина (1010  ). — момента первого кадра пролетело 1,09 секунды.   этому времени уменьшившиес€ плотность и температура настолько увеличили среднее свободное врем€ нейтрино и антинейтрино, что они начинают вести себ€ как свободные частицы, не наход€сь более в тепловом равновесии с электронами, позитронами и фотонами. — этого момента они перестают играть сколько-нибудь активную роль в нашей истории, за исключением того, что их энерги€ продолжает €вл€тьс€ частью источника гравитационного пол€ ¬селенной.  огда нейтрино выход€т из теплового равновеси€, ничего особенного не происходит. (ѕеред этим Ђотъединениемї средн€€ длина волны нейтрино была обратно пропорциональна температуре, а так как температура падала обратно пропорционально размеру ¬селенной, то длина волны нейтрино увеличивалась пр€мо пропорционально размеру ¬селенной. ѕосле отъединени€ нейтрино стали свободно расшир€тьс€, но общее красное смещение продолжало раст€гивать их длину волны пр€мо пропорционально размеру ¬селенной.  стати, это показывает, что знание точного момента отъединени€ нейтрино не очень важно, вдобавок это и трудно сделать, так как вычисление зависит от деталей теории нейтринных взаимодействий, установленных не полностью.)
†††ѕолна€ плотность энергии уменьшилась по сравнению с предыдущим кадром в количество раз, равное четвертой степени отношени€ температур, так что сейчас она эквивалентна плотности массы, в 380000 раз большей, чем у воды. ’арактерное врем€ расширени€ ¬селенной соответственно увеличилось примерно до двух секунд. “емпература сейчас лишь вдвое превышает пороговую температуру дл€ электронов и позитронов, так что они начинают аннигилировать быстрее, чем вновь рождаютс€ из излучени€.
†††¬се еще слишком гор€чо дл€ того, чтобы нейтроны и протоны на какое-то заметное врем€ св€зались в атомные €дра. ”меньшивша€с€ температура позволила протон-нейтронному балансу сдвинутьс€ к 24 процентам нейтронов и 76 процентам протонов.
†††„етвертый кадр. “еперь температура ¬селенной равна трем миллиардам градусов  ельвина (3 × 109  ). — момента первого кадра прошло 13,82 секунды. ћы теперь находимс€ ниже пороговой температуры дл€ электронов и позитронов, так что они начинают быстро исчезать, перестава€ быть главными составными част€ми ¬селенной. Ёнерги€, выделивша€с€ при их аннигил€ции, замедлила скорость, с которой ¬селенна€ охлаждаетс€, так что нейтрино, которые не получили ни капли этого добавочного тепла, теперь на восемь процентов холоднее электронов, позитронов и фотонов. — этого момента, говор€ о температуре ¬селенной, мы будет подразумевать температуру фотонов. — учетом быстрого исчезновени€ электронов и позитронов плотность энергии ¬селенной сейчас несколько меньше, чем она была бы, если бы просто падала как четверта€ степень температуры.
†††“еперь уже достаточно прохладно дл€ того, чтобы образовались различные стабильные €дра вроде гели€ (4Ќе), но это не происходит сразу. ѕричина в том, что ¬селенна€ все еще столь быстро расшир€етс€, что €дра могут образовыватьс€ лишь в серии быстрых двухчастичных реакций. Ќапример, протон и нейтрон могут образовать €дро т€желого водорода, или дейтери€, причем избыток энергии и импульса уноситс€ фотоном. ядро дейтери€ может затем столкнутьс€ с протоном или нейтроном и образовать либо €дро легкого изотопа гели€-3 (3Ќе), состо€щего из двух протонов и нейтрона, либо €дро самого т€желого изотопа водорода, называемого тритием (3Ќ), состо€щего из протона и двух нейтронов. Ќаконец, гелий-3 может столкнутьс€ с нейтроном, а тритий Ч с протоном, причем в обоих случа€х образуетс€ €дро обычного гели€ (4Ќе), состо€щего из двух протонов и двух нейтронов. Ќо дл€ того чтобы эта цепочка реакций произошла, нужно начать с первого шага Ч с образовани€ дейтери€[41].
†††ќбычный гелий Ч это сильносв€занное €дро, поэтому, как € говорил, он может удерживатьс€ и при температуре третьего кадра. “ритий и гелий-3 св€заны много слабее, а дейтерий Ч особенно слабо. („тобы развалить €дро дейтери€ на части, нужна лишь дев€та€ часть той энергии, котора€ требуетс€, чтобы выбить одну €дерную частицу из €дра гели€). ѕри температуре четвертого кадра 1010   €дра дейтери€ разрушаютс€ так же быстро, как и образуютс€, поэтому более т€желые €дра не имеют шансов образоватьс€. Ќейтроны продолжают превращатьс€ в протоны, хот€ и значительно медленнее, чем раньше; баланс теперь составл€ет 17 процентов нейтронов и 83 процента протонов.
†††ѕ€тый кадр. “еперь температура ¬селенной равна одному миллиарду градусов  ельвина (109  ), что всего лишь в 70 раз гор€чее, чем в центре —олнца. — момента первого кадра прошло три минуты и две секунды. Ѕольшинство электронов и позитронов исчезло, и главными составными част€ми ¬селенной €вл€ютс€ теперь фотоны, нейтрино и антинейтрино. Ёнерги€, выделивша€с€ при аннигил€ции электронов и позитронов, дала фотонам температуру на 35 процентов большую, чем у нейтрино.
†††—ейчас ¬селенна€ уже достаточно прохладна, чтобы могли удерживатьс€ €дра трити€ и гели€-3 так же, как и обычного гели€, однако Ђдейтериева€ щельї[42] все еще существует: €дра дейтери€ не удерживаютс€ от развала достаточно долго дл€ того, чтобы дать возможность образоватьс€ заметному числу более т€желых €дер. —толкновени€ нейтронов и протонов с электронами, нейтрино с их античастицами сейчас стали уже довольно редкими, но становитс€ существенным распад свободного нейтрона; каждые 100 секунд 10 процентов остающихс€ нейтронов распадаютс€ на протоны. “еперь нейтрон-протонный баланс составл€ет 14 процентов нейтронов и 86 процентов протонов.
†††„уть позже. ¬ какой-то момент времени, вскоре после п€того кадра, происходит драматическое событие: температура падает до точки, при которой €дра дейтери€ могут удерживатьс€ от развала. –аз пройдена дейтериева€ щель, более т€желые €дра могут очень быстро образовыватьс€ в цепочке двухчастичных реакций, описанных в четвертом кадре[43]. ќднако €дра т€желее гели€ не образуютс€ в заметном количестве благодар€ другим щел€м: не существует стабильных €дер с п€тью или восемью €дерными частицами[44]. —ледовательно, как только температура достигает точки, когда может образоватьс€ дейтерий, почти все оставшиес€ нейтроны немедленно уход€т на приготовление €дер гели€. “очна€ температура, при которой это происходит, слегка зависит от числа €дерных частиц на фотон, так как высока€ плотность частиц несколько облегчает образование €дер. (»менно поэтому данный момент времени € обозначил неопределенно словами Ђчуть позже, чем п€тый кадрї.) ¬ случае одного миллиарда фотонов на одну €дерную частицу нуклеосинтез начнетс€ при температуре 900 миллионов градусов  ельвина (0,9†× 109 ). — момента первого кадра прошло уже три минуты и сорок шесть секунд. („итатель простит мне неточность в названии этой книги Ђѕервые три минутыї. Ёто просто лучше звучит, чем Ђѕервые три и три четверти минутыї.)  ак раз перед началом нуклеосинтеза, нейтронный распад сдвинул нейтрон-протон-ный баланс до 13 процентов нейтронов и 87 процентов протонов. ѕосле нуклеосинтеза дол€ гели€ по массе в точности равна доле всех €дерных частиц, св€занных в гелии; половина из них Ч нейтроны, и практически все нейтроны св€заны в €дре гели€, так что дол€ гели€ по массе просто есть удвоенна€ дол€ нейтронов среди €дерных частиц, т.†е. около 26 процентов. ≈сли плотность €дерных частиц несколько выше, нуклеосинтез начнетс€ немного раньше, когда еще распалось не так много нейтронов, поэтому образуетс€ чуть больше гели€, но, веро€тно, не более чем 28 процентов по массе (рис.†9).
†††–ис.†9. —двиг нейтрон-протонного баланса. ѕоказана дол€ нейтронов по отношению ко всем €дерным частицам как функци€ температуры и времени. „асть кривой, помеченна€ надписью Ђтепловое равновесиеї, описывает период, в течение которого плотности и температуры были столь высоки, что среди всех частиц достигалось тепловое равновесие; дол€ нейтронов в этой области может быть вычислена по известной разности масс нейтрона и протона с помощью правил статистической механики. „асть кривой, помеченна€ надписью Ђраспад нейтронаї, описывает период, в течение которого все процессы взаимопревращений нейтронов и протонов исчезли, за исключением радиоактивного распада свободного нейтрона. —плошна€ часть кривой зависит от детальных расчетов веро€тностей процессов слабого взаимодействи€. ѕунктирна€ часть кривой показывает, что случилось бы, если бы ка-ким-то образом было предотвращено образование €дер. ¬ действительности, в момент времени где-то внутри интервала, отмеченного стрелкой с надписью Ђэра нуклеосинтезаї, нейтроны быстро объединились в €дра гели€ и нейтрон-протонное отношение замерзло на том значении, которое оно в этот момент имело. Ёту кривую можно также использовать дл€ оценки доли (по массе) космологически образованного гели€: дл€ любой данной температуры или данного времени нуклеосинтеза эта дол€ в точности равна удвоенной нейтронной фракции в этот момент
†††ћы теперь достигли и даже перешли запланированную точку по времени, но, чтобы лучше увидеть то, чего мы достигли, бросим последний взгл€д на ¬селенную после еще одного падени€ температуры.
†††Ўестой кадр. “еперь температура ¬селенной равна 300 миллионам градусов  ельвина (3 × 108  ). — момента первого кадра прошло 34 минуты и 40 секунд. ¬се электроны и позитроны теперь полностью проаннигилировали, за исключением маленького (одна часть на миллиард) избытка электронов, необходимого дл€ компенсации зар€да протонов. ¬ыделивша€с€ при этой аннигил€ции энерги€ дала фотонам температуру, котора€ теперь уж навсегда на 40,1 процента выше, чем у нейтрино (см. математическое дополнение 6). ѕлотность энергии ¬селенной эквивалентна теперь плотности массы, составл€ющей 9,9 процента плотности воды; 31 процент находитс€ в форме нейтрино и антинейтрино и 69 процентов Ч в форме фотонов. “ака€ плотность энергии дает характерное врем€ расширени€ ¬селенной, равное одному часу с четвертью. ядерные процессы остановились Ч €дерные частицы большей частью либо св€заны в €дра гели€, либо €вл€ютс€ свободными протонами (€драми водорода), причем дол€ гели€ по массе Ч от 22 до 28 процентов. Ќа каждый свободный или св€занный протон имеетс€ один электрон, но ¬селенна€ все еще слишком гор€ча, чтобы могли удержатьс€ стабильные атомы.
†††¬селенна€ будет продолжать расшир€тьс€ и охлаждатьс€, но в течение 700 000 лет не произойдет ничего особенно интересного.   этому времени температура упадет до точки, когда электроны и €дра могут образовывать стабильные атомы; исчезновение свободных электронов сделает содержимое ¬селенной прозрачным дл€ излучени€; разъединение вещества и излучени€ позволит веществу начать формироватьс€ в галактики и звезды. ѕройдет еще примерно 10 миллиардов лет, и живые существа начнут реконструировать эту историю.
†††Ётот расчет ранней ¬селенной имеет одно следствие, которое немедленно можно сопоставить с наблюдени€ми: оставшийс€ после первых трех минут материал, из которого должны были первоначально образоватьс€ звезды, состо€л на 22Ц28 процентов из гели€, а остальное почти все было водородом.  ак мы видели, этот результат зависит от предположени€, что имеетс€ огромное отношение числа фотонов к числу €дерных частиц, что, в свою очередь, основано на измеренной температуре теперешнего фона космического микроволнового излучени€, равной «  . ѕервый расчет космологического образовани€ гели€, использовавший измеренную температуру излучени€, был сделан ѕ.ƒж. ≈. ѕиблзом в ѕринстоне в 1965 году, вскоре после открыти€ ѕензиасом и ¬илсоном микроволнового фона. ѕохожий результат был независимо получен почти в то же самое врем€ в более искусном вычислении –оберта ¬агонера, ”иль€ма ‘аулера и ‘реда ’ойла. Ётот результат был ошеломл€ющим успехом стандартной модели, так как в это врем€ уже имелись независимые оценки, что —олнце и другие звезды начали свою жизнь, состо€ большей частью из водорода и лишь на 20Ц30 процентов из гели€!
††† онечно, на «емле очень мало гели€, но это только потому, что атомы гели€ так легки и так химически инертны, что большинство их покинуло «емлю многие века тому назад. ќценки изначальной распространенности гели€ во ¬селенной основаны на сравнении детальных расчетов звездной эволюции со статистическим анализом наблюдаемых свойств звезд, а также с пр€мыми наблюдени€ми линий гели€ в спектрах гор€чих звезд и межзвездного материала. ¬ самом деле, как указывает само название, гелий был идентифицирован впервые как элемент при исследовании спектра солнечной атмосферы ƒж. Ќорманом Ћокайром в 1868 году.
†††¬ начале 60-х годов несколькими астрономами было отмечено, что распространенность гели€ в √алактике не только велика, но и не мен€етс€ от места к месту так же сильно, как мен€етс€ распространенность более т€желых элементов. Ёто, конечно, как раз то, что и нужно было ожидать, если т€желые элементы образовывались в звездах, а гелий образовалс€ в ранней ¬селенной прежде, чем начала приготовл€тьс€ люба€ звезда. »меетс€ все еще довольно много неопределенностей и колебаний в оценках распространенности €дер, но свидетельство в пользу изначальной 20-30-процентной распространенности гели€ достаточно сильно дл€ того, чтобы весьма воодушевить приверженцев стандартной модели.
†††¬добавок к большому количеству гели€, образованного в конце первых трех минут, имелись также следы более легких €дер, особенно дейтери€ (€дро водорода плюс один лишний нейтрон) и легкого изотопа гели€ 3Ќе, избежавших объединени€ в €дра обычного гели€. (»х распространенность была впервые вычислена в 1967 году ¬агонером, ‘аулером и ’ойлом.) ¬ противоположность распространенности гели€, распространенность дейтери€ очень чувствительна к плотности €дерных частиц в момент нуклеосинтеза: при высоких плотност€х €дерные реакции происход€т быстрее, так что почти весь дейтерий должен уйти в состав гели€. ƒл€ определенности приведем значени€ распространенности дейтери€ (по массе)[45], образованного в ранней ¬селенной, полученные ¬агонером дл€ трех возможных значений отношени€ числа фотонов к числу €дерных частиц:

†††ясно, что если бы мы могли определить изначальную распространенность дейтери€, существовавшую перед тем, как начали приготовл€тьс€ звезды, то мы могли бы точно определить отношение числа фотонов к числу €дерных частиц; зна€ нынешнюю температуру излучени€, равную «  , мы смогли бы затем найти точное значение плотности массы €дер во ¬селенной в насто€щий момент и судить о том, открыта она или закрыта.
†††  сожалению, очень трудно определить истинную первичную распространенность дейтери€.  лассическое значение дл€ распространенности по массе дейтери€ в воде на «емле Ч 150 частей на миллион. (»менно дейтерий будет использоватьс€ в качестве топлива термо€дерных реакторов, если когда-нибудь удастс€ должным образом управл€ть термо€дерными реакци€ми.) ќднако это искаженна€ временем цифра; тот факт, что атомы дейтери€ вдвое т€желее атомов водорода, дает им возможность несколько более охотно св€зыватьс€ в молекулы т€желой воды (HDO), так что из пол€ прит€жени€ «емли должна была вырватьс€ меньша€ дол€ дейтери€, чем водорода. ¬ то же врем€ спектроскопи€ указывает на очень малую распространенность дейтери€ на поверхности —олнца Ч меньше, чем четыре части на миллион. Ёто тоже искаженна€ цифра Ч дейтерий во внешних област€х —олнца должен был быть большей частью уничтожен путем реакции с водородом с превращением в легкий изотоп гели€ 3Ќе.
†††Ќаши знани€ о распространенности космического дейтери€ были поставлены на значительно более прочную основу в 1973 году, благодар€ наблюдени€м в ультрафиолетовом диапазоне с искусственного спутника «емли Ђ оперникї. јтомы дейтери€, как и водорода, могут поглощать ультрафиолетовый свет строго определенных длин волн, соответствующих переходам, в которых атом возбуждаетс€ из состо€ни€ наименьшей энергии в более высокое по энергии состо€ние. Ёти длины волн слегка завис€т от массы атомного €дра, так что ультрафиолетовый спектр звезды, чей свет доходит до нас сквозь межзвездную смесь водорода и дейтери€, будет пересечен р€дом темных линий поглощени€, разделенных на две компоненты кажда€, одна из которых Ч от водорода, а друга€ Ч от дейтери€. ќтносительное потемнение любой пары компонент линий поглощени€ немедленно даст тогда относительную распространенность водорода и дейтери€ в межзвездном облаке.   сожалению, атмосфера «емли такова, что очень трудно с поверхности осуществить какие бы то ни было астрономические наблюдени€ в ультрафиолетовой области. —путник Ђ оперникї нес на себе ультрафиолетовый спектрометр, который был использован дл€ изучени€ линий поглощени€ в спектре гор€чей звезды†β ÷ентавра; из их относительной интенсивности было найдено, что межзвездна€ среда между нами и†β†÷ентавра содержит около 20 частей на миллион (по массе) дейтери€. Ѕолее поздние наблюдени€ линий ультрафиолетового поглощени€ в спектрах других гор€чих звезд дали аналогичные результаты.
†††≈сли эти 20 частей на миллион дейтери€ действительно образовались в ранней ¬селенной, тогда должно было быть (и есть сейчас) как раз около 1,1 миллиарда фотонов на одну €дерную частицу (см. таблицу выше). ѕри теперешней температуре космического излучени€ «   имеетс€ 550 000 фотонов в литре, так что сейчас должно быть около 500 €дерных частиц на миллион литров. Ёто существенно меньше, чем минимальна€ плотность дл€ замкнутой ¬селенной, котора€, как мы видели в главе II, равна примерно 3000 €дерных частиц на миллион литров. —ледовательно, нужно сделать вывод, что ¬селенна€ открыта; это значит, что галактики движутс€ со скоростью, превышающей скорость отрыва, и ¬селенна€ будет расшир€тьс€ всегда. ≈сли часть межзвездного газа захватываетс€ звездами, которые стрем€тс€ уничтожить дейтерий (как на —олнце), тогда распространенность космологически образованного дейтери€ должна быть даже больше, чем найденное с помощью спутника Ђ оперникї значение 20 частей на миллион. ќтсюда, плотность €дерных частиц должна быть даже меньше, чем 500 частиц на миллион литров, что усиливает вывод: мы живем в открытой, вечно расшир€ющейс€ ¬селенной.
†††ƒолжен сказать, что сам € нахожу эту аргументацию довольно неубедительной. ƒейтерий непохож на гелий Ч хот€ его распространенность и кажетс€ выше, чем следовало бы ожидать дл€ относительно плотной закрытой ¬селенной, он все же чрезвычайно редок в абсолютных единицах. ћы можем представить себе, что такое количество дейтери€ было образовано в Ђнедавнихї астрофизических €влени€х Ч вспышках сверхновых, космическом излучении, возможно, даже в квазизвездных объектах. ƒл€ гели€ это не так; 20-30-процентна€ распространенность не могла быть создана недавно без высвобождени€ чудовищного количества излучени€, которого мы не наблюдаем. —читаетс€, что дейтерий в количестве 20 частей на миллион, найденный Ђ оперникомї, не мог бы образоватьс€ ни в каком из обычных астрофизических механизмов без образовани€ также неприемлемо большого количества других редких элементов: лити€, берилли€ и бора. ќднако € не вижу, как мы можем быть уверены в том, что эти следы дейтери€ не были образованы каким-то не космологическим механизмом, о котором до сих еще никто не думал.
†††≈сть еще один остаток ранней ¬селенной, наход€щийс€ в насто€щее врем€ всюду вокруг нас, который, по-видимому, все еще невозможно наблюдать. ћы видели в третьем кадре, что нейтрино начали вести себ€ как свободные частицы с того момента, как космическа€ температура упала ниже примерно 10 миллиардов градусов  ельвина. ¬ течение этого времени длины волн нейтрино просто раст€гивались пропорционально размеру ¬селенной; количество нейтрино и их распределение по энергии оставались, следовательно, таким же, какими они были в тепловом равновесии, но с температурой, падавшей обратно пропорционально размеру ¬селенной. — нейтрино произошло почти то же самое, что случилось за это врем€ с фотонами, даже несмотр€ на то, что фотоны оставались в тепловом равновесии значительно дольше, чем нейтрино. “ак что современна€ температура нейтрино должна быть приблизительно такой же, как и современна€ температура фотонов. ѕоэтому должно существовать что-то около миллиарда нейтрино и антинейтрино на каждую €дерную частицу во ¬селенной.
†††¬се это можно рассмотреть значительно более точно. „уть позднее того момента, как ¬селенна€ стала прозрачной дл€ нейтрино, электроны и позитроны начали аннигилировать, нагрева€ фотоны, но не нейтрино. ¬следствие этого нынешн€€ температура нейтрино должна быть несколько меньше температуры фотонов. ƒовольно легко подсчитать, что температура нейтрино меньше температуры фотонов на множитель, равный кубическому корню из 4/11, или на 71,38 процента; следовательно, нейтрино и антинейтрино внос€т вклад в энергию ¬селенной, равный 45,42 процента энергии фотонов (см. математическое дополнение 6). ’от€ € и не говорил об этом пр€мо, когда обсуждал промежутки времени космического расширени€, € учитывал эту добавочную плотность энергии нейтрино.
†††Ќаиболее драматическим из возможных подтверждений стандартной модели ранней ¬селенной было бы детектирование этого фона нейтрино. ћы имеем четкое предсказание о его температуре; она составл€ет 71,38 процента температуры фотонов, т.†е. около 2  . ≈динственной реальной теоретической неопределенностью в количестве и энергетическом распределении нейтрино остаетс€ вопрос, так ли мала плотность лептонного числа, как мы предположили. (Ќапомним, что лептонное число есть число нейтрино и других лептонов минус число антинейтрино и других антилептонов.) ≈сли плотность лептонного числа так же мала, как и плотность барионного числа, тогда число нейтрино должно равн€тьс€ числу антинейтрино с точностью до одной части на миллиард. ¬ то же врем€, если плотность лептонного числа сравнима с плотностью числа фотонов, тогда должно быть Ђвырождениеї, т.†е. заметный избыток нейтрино (или антинейтрино) и недостаток антинейтрино (или нейтрино). “акое вырождение должно было повли€ть на сдвиг нейтрон-протонного баланса в первые три минуты и, следовательно, изменило бы количество космологически образованных гели€ и дейтери€. Ќаблюдение фона космических нейтрино и антинейтрино с температурой 2   немедленно разрешило бы вопрос, имеет ли ¬селенна€ большое лептонное число, и, что значительно более важно, доказало бы, что стандартна€ модель ранней ¬селенной действительно правильна.
†††”вы, нейтрино так слабо взаимодействуют с обычным веществом, что никто еще не смог предложить какой-либо способ наблюдени€ двухградусного фона космических нейтрино. Ёто поистине мучительна€ проблема: на каждую €дерную частицу имеетс€ около миллиарда нейтрино и антинейтрино и до сих пор никто не знает, как их обнаружить! ¬озможно, когда-нибудь кто-нибудь сможет.
†††—лед€ за этим расчетом первых трех минут, читатель мог ощутить с моей стороны оттенок чрезмерной научной уверенности. ћожет быть, он и прав. ќднако € не верю в то, что наука всегда развиваетс€ наилучшим образом, если оставатьс€ полностью непредубежденным. „асто необходимо забыть чьи-то сомнени€ и следовать за выводами из каких-то предположений, куда бы они ни привели,†Ч великое искусство не в том, чтобы быть свободным от теоретических предубеждений, а в том, чтобы иметь правильные теоретические предубеждени€. », как всегда, проверка любой предварительной теоретической концепции Ч в том, к чему она приводит. —тандартна€ модель ранней ¬селенной достигла некоторых успехов и обеспечивает последовательную теоретическую основу будущих экспериментальных программ. Ёто не значит, что она верна, но это значит, что она заслуживает того, чтобы отнестись к ней серьезно.
†††“ем не менее есть все-таки одна больша€ неопределенность, темным облаком вис€ща€ над стандартной моделью. ¬ основе всех вычислений, описанных в этой главе, лежит  осмологический ѕринцип (предположение о том, что ¬селенна€ однородна и изотропна). ѕод словом Ђоднороднаї мы понимаем то, что ¬селенна€ выгл€дит одинаково дл€ любого наблюдател€, увлекаемого общим расширением ¬селенной, где бы этот наблюдатель ни находилс€; под словом Ђизотропнаї мы подразумеваем, что ¬селенна€ выгл€дит дл€ такого наблюдател€ одинаково во всех направлени€х.) »з пр€мых наблюдений мы знаем, что фон космического излучени€ в высокой степени изотропен, и из этого мы заключаем, что ¬селенна€ была весьма изотропна и однородна всегда, с тех пор как излучение вышло из равновеси€ с веществом при температуре около 3000  . ќднако у нас нет свидетельств того, что  осмологический ѕринцип был справедлив до этого момента.
†††¬озможно, что ¬селенна€ изначально была в высокой степени неоднородной и анизотропной, но постепенно сгладилась благодар€ силам трени€. “ака€ Ђперемешивающа€с€ї модель пропагандировалась, в частности, „арльзом ћизнером из ћэрилендского университета. ¬озможно даже, что тепло, порожденное в процессе гомогенизации и изотропизации ¬селенной силами трени€, ответственно за теперешнее колоссальное (миллиард к одному) отношение фотонов к €дерным частицам. ќднако, насколько мне известно, никто не может сказать, почему ¬селенна€ должна иметь какую-то начальную степень неоднородности или анизотропии, и никто не знает, как рассчитать образованное при ее сглаживании тепло[46].
†††ѕо моему мнению, правильное отношение к подобным неопределенност€м не в том, чтобы (как, может быть, хот€т некоторые космологи) отдать на слом стандартную модель, а скорее в том, чтобы воспринимать ее очень серьезно и тщательно разрабатывать ее следстви€, даже лишь в надежде вы€вить противоречи€ с наблюдени€ми. ¬едь не€сно даже, могли ли больша€ начальна€ анизотропи€ и неоднородность сильно повли€ть на рассказанную в этой главе историю. ћогло быть так, что ¬селенна€ сгладилась в первые несколько секунд; в этом случае космологическое образование гели€ и дейтери€ может быть рассчитано так, будто  осмологический ѕринцип был всегда верен. ƒаже если анизотропи€ и неоднородность ¬селенной продолжали сохран€тьс€ после эры синтеза гели€, образование гели€ и дейтери€ в любом однородно расшир€ющемс€ комке зависело бы только от скорости расширени€ внутри этого комка и не должно было слишком отличатьс€ от рассчитанного по стандартной модели. ћогло быть даже и так, что вс€ ¬селенна€, доступна€ нашему взору, обращенному к моменту нуклеосинтеза, была не что иное, как однородный и изотропный комок внутри неоднородной и анизотропной ¬селенной.
†††Ќеопределенность, св€занна€ с  осмологическим ѕринципом, становитс€ действительно существенной, когда мы обращаемс€ назад, к самому началу, или вперед, к концу ¬селенной. я буду полагатьс€ на этот ѕринцип в большей части двух последних глав. ќднако всегда следует допускать, что наши простые космологические модели могут описывать лишь малую часть ¬селенной или ограниченный отрезок ее истории.

VI. »—“ќ–»„≈— ќ≈ ќ“—“”ѕЋ≈Ќ»≈

†††ƒавайте оставим на врем€ историю ранней ¬селенной и рассмотрим историю последних трех дес€тилетий космологических исследований. ¬ особенности € хочу попытатьс€ разрешить здесь историческую проблему, котора€ представл€етс€ мне в равной степени загадочной и поразительной. ќбнаружение в 1965 году фона космического микроволнового излучени€ было одним из самых важных научных открытий двадцатого века. ѕочему оно произошло случайно? »ли, другими словами, почему не было систематических поисков этого излучени€ задолго до 1965 года?
††† ак мы видели в последней главе, измеренные современные значени€ температуры фона излучени€ и плотности массы ¬селенной позвол€ют нам предсказать космическую распространенность легких элементов, наход€щуюс€, как представл€етс€, в хорошем согласии с наблюдени€ми. «адолго до 1965 года можно было привести обратное вычисление, предсказать фон космического излучени€ и начать его поиски. »з наблюдаемой в насто€щее врем€ космической распространенности гели€ (около 20Ц30 процентов) и водорода (70Ц80 процентов), можно было вывести, что нуклеосинтез должен был начатьс€ в то врем€, когда нейтронна€ фракци€ €дерных частиц упала до 10Ц15 процентов. (Ќапомним, что нынешн€€ распространенность гели€ по массе есть в точности удвоенное значение нейтронной фракции в момент нуклеосинтеза.) “акое значение нейтронной фракции было достигнуто, когда ¬селенна€ имела температуру около одного миллиарда градусов  ельвина (109  ). ”словие, что нуклеосинтез началс€ в этот момент, позвол€ет сделать грубую оценку плотности €дерных частиц при температуре 109  , в то врем€ как плотность фотонов при такой температуре можно вычислить из известных свойств излучени€ черного тела. —ледовательно, дл€ этого момента было бы также известно отношение числа фотонов и €дерных частиц. Ќо это отношение не мен€етс€, так что оно стало бы столь же хорошо известно и дл€ насто€щего времени. »з наблюдений теперешней плотности €дерных частиц можно было бы, следовательно, предсказать теперешнюю плотность фотонов и прийти к выводу о существовании фона космического микроволнового излучени€ с температурой где-то в интервале от 1 до 10  . ≈сли бы истори€ науки была так же проста и пр€молинейна, как истори€ ¬селенной, то кто-нибудь, рассужда€ указанным способом, должен был бы сделать такое предсказание в 40-х или 50-х годах, и оно побудило бы радиоастрономов искать фон излучени€. Ќо случилось не совсем так.
†††ƒействительно, предсказание, во многом соответствовавшее приведенной линии рассуждений, было сделано в 1948 году, но ни тогда, ни позже оно не привело к поискам излучени€. ¬ конце 40-х годов √еоргий √амов и его коллеги –альф ј. јльфер и –оберт ’ерман исследовали космологическую теорию Ђбольшого взрываї. ќни предположили, что ¬селенна€ стартовала из состо€ни€ с одними нейтронами и что затем нейтроны начали превращатьс€ в протоны благодар€ знакомому нам процессу радиоактивного распада, в котором нейтрон спонтанно превращаетс€ в протон, электрон и антинейтрино. ¬ какой-то момент расширени€ стало достаточно прохладно дл€ того, чтобы из нейтронов и протонов построились €дра т€желых элементов путем быстрой последовательности нейтронных захватов. јльфер и ’ерман обнаружили, что, дл€ того чтобы вычислить нынешнюю наблюдаемую распространенность легких элементов, необходимо предположить, что отношение числа фотонов к €дерным частицам составило бы пор€дка миллиарда. »спользу€ оценки теперешней космической плотности €дерных частиц, они смогли предсказать существование фона излучени€, оставшегос€ от ранней ¬селенной, с температурой в насто€щее врем€ равной 5  !
†††ѕервоначальные вычислени€ јльфера, ’ермана и √амова не были правильны во всех детал€х.  ак мы видели в предыдущей главе, ¬селенна€, веро€тно, стартовала с равным числом нейтронов и протонов, а не из нейтронного состо€ни€.  роме того, превращение нейтронов в протоны (и наоборот) имело место, главным образом, благодар€ их столкновени€м с электронами, позитронами, нейтрино и антинейтрино, а не путем радиоактивного распада нейтронов. Ёти моменты были отмечены в 1950 году  . ’а€ши, и к 1953 году јльфер и ’ерман (вместе с ƒж. ¬. ‘оллином-младшим) пересмотрели свою модель и сделали в основном правильное вычисление сдвига нейтрон-протонного баланса. Ёто был, на самом деле, первый подробный современный анализ ранней истории ¬селенной.
†††“ем не менее ни в 1948, ни в 1953 году никто не собиралс€ искать предсказанное микроволновое излучение. Ѕолее того, в течение многих лет до 1965 года астрофизикам вообще не было известно, что в модел€х Ђбольшого взрываї наблюдаема€ распространенность водорода и гели€ с неизбежностью приводит к существованию в нынешней ¬селенной фона космического излучени€, который может реально наблюдатьс€. ”дивительно здесь не то, что астрофизики вообще не знали о предсказании јльфера и ’ермана,†Ч одна или две статьи всегда могут ускользнуть из пол€ зрени€ в огромном океане научной литературы,†Ч значительно загадочнее, что более дес€ти лет никто больше не продолжал эту линию рассуждений. Ћишь в 1964 году вновь начались вычислени€ процесса нуклеосинтеза в модели Ђбольшого взрываї работавшими независимо я.Ѕ. «ельдовичем в ———–, ’ойлом и –.ƒж. “айлером в ¬еликобритании и ѕиблзом в —Ўј. ќднако к этому времени ѕензиас и ¬илсон уже начали свои наблюдени€ в ’олмделе, и открытие микроволнового фона произошло без вс€кого Ђподстрекательстваї со стороны космологов-теоретиков.
†††—толь же загадочно, что те, кто знал о предсказании јльфера-’ермана, казалось, не придавали ему особого значени€. —ами јльфер, ‘оллин и ’ерман в работе 1953 года оставили проблему нуклеосинтеза дл€ Ђбудущих исследованийї, так что они не собирались вновь вычисл€ть температуру фона микроволнового излучени€ на основе своей исправленной модели. (ќни также не упом€нули свое более раннее предсказание, что ожидаетс€ фон излучени€, равный 5  . ќни сообщили о некоторых вычислени€х нуклеосинтеза на собрании јмериканского ‘изического ќбщества в 1953 году, но затем все трое разъехались по разным лаборатори€м, и работа так никогда и не была написана в окончательном виде). ћного лет спуст€ в письме к ѕензиасу, написанному после открыти€ фона микроволнового излучени€, √амов отмечал, что в своей работе 1953 года в Ђ—ообщени€х  оролевской ƒатской јкадемииї он предсказал фон излучени€ с примерно правильной температурой 7  . ќднако взгл€д на эту работу 1953 года показывает, что предсказание √амова основывалось на математически ошибочных аргументах, относ€щихс€ к возрасту ¬селенной, а не на его собственной теории космического нуклеосинтеза.
†††ћожно возразить, что космическа€ распространенность легких элементов не была достаточно хорошо известна в 50-х и в начале 60-х годов дл€ того, чтобы вывести определенное заключение о температуре фона излучени€. ƒаже сейчас мы не до конца уверены, что имеетс€ универсальна€ распространенность гели€ на уровне 20Ц30 процентов. ќднако важно то, что задолго до 1960 года считалось признанным, что больша€ часть массы ¬селенной находитс€ в форме водорода. (Ќапример, исследовани€ √анса —уесса и √арольда ”ри дали в 1956 году дл€ распространенности водорода число 75 процентов по массе.) » при этом водород не образовалс€ в звездах Ч это то первичное топливо, из которого звезды черпали свою энергию, образу€ более т€желые элементы. Ёто уже само по себе достаточно €сно говорит нам о том, что в ранней ¬селенной должно было быть большое отношение фотонов к €дерным частицам, чтобы предотвратить превращение всего водорода в гелий и более т€желые элементы.
††† то-то может спросить: а когда на самом деле стало технически возможным наблюдать трехградусный изотропный фон излучени€? “рудно ответить точно, но мои коллеги-экспериментаторы говор€т мне, что наблюдени€ могли быть проведены задолго до 1965 года, возможно, в середине 50-х, а может быть, даже и в середине 40-х годов. ¬ 1946 году группа ученых из ћ“», возглавл€вша€с€ не кем иным, как –обертом ƒикке, смогла установить верхний предел на любой изотропный внеземной фон излучени€: эквивалентна€ температура была меньше 20   на длинах волн 1,00; 1,25 и 1,50†см. Ёто измерение было побочным продуктом излучени€ атмосферного поглощени€ и, безусловно, не €вл€лось частью программы наблюдательной космологии. (ƒикке сообщил мне, что к тому времени, когда он начал интересоватьс€ возможным фоном космического микроволнового излучени€, он забыл о верхнем пределе 20   на температуру фона, полученным им самим почти два дес€тилети€ назад!)
†††ћне не кажетс€ очень существенным с исторической точки зрени€ точно определить момент, когда стало возможным детектирование трехградусного изотропного микроволнового фона. «десь важно то, что радиоастрономы не знали, что они должны пытатьс€ его обнаружить! –ассмотрим дл€ контраста историю нейтрино.  огда в 1930 году ѕаули впервые предположил существование нейтрино, было €сно, что нет ни малейшего шанса наблюдать эту частицу в любом из возможных тогда экспериментов. ќднако детектирование нейтрино оставалось в умах физиков вызывающей задачей, и, когда в 50-е годы дл€ этих целей стали доступны €дерные реакторы, нейтрино начали искать и нашли. ≈ще более €ркий пример Ч открытие антипротона. ѕосле того как в 1932 году в космических лучах был открыт позитрон, большинство теоретиков ожидало, что протон, так же как и электрон, должен иметь свою античастицу. Ќе было никакой надежды образовать антипротоны на первых циклотронах, построенных в 30-х годах, но физики полностью сознавали значение этой проблемы, и в 50-е годы был построен ускоритель (беватрон в Ѕеркли) специально так, чтобы иметь достаточно энергии дл€ образовани€ антипротонов. Ќичего похожего не произошло в случае с фоном космического микроволнового излучени€ до тех пор, пока ƒикке с сотрудниками не вознамерились обнаружить его в 1964 году. Ќо даже тогда ѕринстонска€ группа не была осведомлена о сделанной более дес€ти лет назад работе √амова, јльфера и ’ермана!
†††¬ чем же тогда дело? ћожно указать, по меньшей мере, три интересные причины, почему большинство ученых не понимало важности поисков трехградусного фона микроволнового излучени€ в 50-х и начале 60-х годов.
†††¬о-первых, следует отдавать себе отчет в том, что √амов, јльфер, ’ерман, ‘оллин и другие работали в рамках более общей космогонической теории. ¬ их теории Ђбольшого взрываї предполагалось, что все без исключени€ сложные €дра, а не только гелий, были построены в ранней ¬селенной с помощью процесса быстрого добавлени€ нейтронов. ќднако, хот€ эта теори€ правильно предсказывала отношени€ распространенностей р€да т€желых элементов, она сталкивалась с трудност€ми в объ€снении того, почему вообще по€вились какие-то т€желые элементы!  ак уже отмечалось, не существует стабильных €дер с п€тью или восемью €дерными частицами, поэтому невозможно построить €дро т€желее гели€ добавлением к €драм гели€ (4Ќе) нейтронов или протонов либо сли€нием двух €дер гели€. (Ёто обсто€тельство было впервые отмечено Ёнрико ‘ерми и јнтони “уркевичем.) »ме€ в виду эту трудность, становитс€ пон€тным, почему теоретики совершенно не желали серьезно относитьс€ к расчету образовани€ гели€ в такой теории.
††† осмологическа€ теори€ синтеза элементов еще больше потер€ла под собой почву, когда были сделаны усовершенствовани€ в альтернативной теории, согласно которой элементы синтезировались в звездах. ¬ 1952 году Ё.Ё. —олпитер показал, что на пропасти, отвечающей €драм с п€тью или восемью €дерными частицами, могут быть наведены мосты в плотных, богатых гелием сердцевинах звезд: при столкновени€х двух €дер гели€ образуетс€ нестабильное €дро берилли€ (8¬е), и при услови€х высокой плотности €дро берилли€ прежде, чем распадетс€, может наткнутьс€ на другое €дро гели€, образу€ стабильное €дро углерода (12—). (ѕлотность ¬селенной к моменту космологического нуклеосинтеза слишком низка, чтобы этот процесс мог тогда происходить.) ¬ 1957 году по€вилась знаменита€ стать€ ƒжеффри и ћаргарет Ѕербиджей, ‘аулера и ’ойла, в которой было показано, что т€желые элементы могли быть образованы в звездах, особенно в звездных взрывах (подобных сверхновым) в периоды интенсивного нейтронного потока. Ќо даже до 50-х годов среди астрофизиков сильна была склонность верить, что все элементы, кроме водорода, образовались в звездах. ’ойл заметил мне, что это мнение могло быть следствием той борьбы, которую должны были вести астрономы в первые дес€тилети€ нашего века, чтобы пон€ть источник энергии, образующийс€ в звездах.   1940 году из работ √анса Ѕете и других стало €сно, что основной процесс Ч это сли€ние четырех €дер водорода в одно €дро гели€, и така€ картина привела в 40-х и 50-х годах к быстрым успехам в понимании звездной эволюции.  ак говорит ’ойл, после всех этих успехов многим астрофизикам казалось извращением сомневатьс€ в том, что звезды €вл€ютс€ местом формации элементов.
†††Ќо звездна€ теори€ нуклеосинтеза тоже имеет свои проблемы. “рудно представить, каким образом звезды могли образовать гелий в таком количестве, что его распространенность достигла 25Ц30 процентов. ƒействительно, энерги€, котора€ должна была высвободитьс€ при таком синтезе, была бы много больше той, которую звезды, как представл€етс€, могли излучить за всю их жизнь.  осмологическа€ теори€ очень тонко обходитс€ с этой энергией Ч энерги€ просто тер€етс€ при общем красном смещении. ¬ 1964 году ’ойл и –.ƒж. “айлер отметили, что гелий с такой большой распространенностью, как в теперешней ¬селенной, не мог быть создан в обычных звездах. ќни провели вычисление количества гели€, которое должно было образоватьс€ на ранних стади€х Ђбольшого взрываї, и получили значение распространенности 36 процентов по массе. ƒовольно забавно, что они зафиксировали момент времени, когда должен был произойти нуклеосинтез, соответствующий более или менее произвольной температуре п€ть миллиардов градусов  ельвина, несмотр€ на то, что это предположение зависит от выбранного значени€ неизвестного тогда параметра Ч отношени€ числа фотонов к числу €дерных частиц. ≈сли бы они использовали свои вычислени€ дл€ оценки этого отношени€ из наблюдаемой распространенности гели€, они смогли бы предсказать нынешний фон микроволнового излучени€ с температурой примерно правильного пор€дка величины. “ем не менее поразительно, что ’ойл, один из создателей теории стационарного состо€ни€, хотел следовать этой линии рассуждений и подтвердить, что она дает свидетельство в пользу чего-то вроде модели Ђбольшого взрываї.
†††¬ насто€щее врем€ общепризнано, что нуклеосинтез происходил как космологически, так и в звездах; гелий и, возможно, другие легкие €дра были синтезированы в ранней ¬селенной, а звезды ответственны за все остальное. “еори€ нуклеосинтеза в Ђбольшом взрывеї, пыта€сь сделать слишком многое, перестала внушать доверие, которого она действительно заслуживала как теори€ синтеза гели€.
†††¬о-вторых, это был классический пример разрыва св€зи между теоретиками и экспериментаторами. Ѕольшинство теоретиков никогда не сознавало, что изотропный трехградусный фон излучени€ может быть когда-нибудь обнаружен. ¬ письме к ѕиблзу, датированном 23 июн€ 1967 года, √амов объ€сн€ет, что ни он, ни јльфер и ’ерман не рассматривали возможности детектировани€ оставшегос€ после Ђбольшого взрываї излучени€, так как к моменту по€влени€ их работы по космологии радиоастрономи€ была еще в младенческом состо€нии. (ќднако јльфер и ’ерман сообщили мне, что они на самом деле изучали возможность наблюдени€ фона космического излучени€ совместно с экспертами по радарам в ”ниверситете ƒжона √опкинса, ћорской исследовательской лаборатории в Ќациональном Ѕюро —тандартов, но им было сказано, что температура фона излучени€ 5 или 10   слишком низка, чтобы быть обнаруженной доступной тогда техникой). ¬ то же врем€, кажетс€, некоторые советские астрофизики понимали, что микроволновой фон можно детектировать, но были сбиты с толку терминологией в американских технических журналах. ¬ обзорной статье 1964 года я.Ѕ. «ельдович сделал правильное вычисление космической распространенности гели€ дл€ двух возможных значений теперешней температуры излучени€ и правильно подчеркнул, эти величины св€заны, так как число фотонов на €дерную частицу (или энтропи€ на €дерную частицу) не мен€етс€ со временем. ќднако представл€етс€, что он был введен в заблуждение использованием термина Ђтемпература небаї в статье Ё.ј. ќма 1961 года в “ехническом журнале ЂЅелл —истемї, заключив, что температура излучени€ была измерена и оказалась меньше 1  . (»спользовавша€с€ ќмом антенна была тем самым 20-футовым рупорным отражателем, который в конце концов послужил ѕензиасу и ¬илсону дл€ открыти€ микроволнового фона!) Ёто, нар€ду с довольно низкими оценками космической распространенности гели€, привело «ельдовича к отказу на основании наблюдений от идеи гор€чей ранней ¬селенной.
††† онечно, кроме того, что информаци€ плохо передавалась от экспериментаторов к теоретикам, она столь же плохо передавалась и от теоретиков к экспериментаторам. ѕензиас и ¬илсон никогда не слышали о предсказании јльфера-’ермана, намерева€сь в 1964 году проверить свою антенну.
†††¬-третьих, и мне думаетс€, что самое главное, теори€ Ђбольшого взрываї не привела к поиску трехградусного микроволнового фона потому, что физикам было чрезвычайно трудно серьезно восприн€ть любую теорию ранней ¬селенной. (я говорю так отчасти по воспоминани€м о моем собственном отношении к этому до 1965 года.)  ажда€ из упом€нутых выше трудностей могла быть без особых усилий преодолена. ќднако первые три минуты столь удалены от нас по времени, услови€ на температуру и плотность так незнакомы, что мы стесн€емс€ примен€ть наши обычные теории статистической механики и €дерной физики.
†††“акое часто случаетс€ в физике Ч наша ошибка не в том, что мы воспринимаем наши теории слишком серьезно, а в том, что мы не относимс€ к ним достаточно серьезно. ¬сегда очень трудно осознать, что те числа и уравнени€, с которыми мы забавл€емс€ за нашими столами, имеют какое-то отношение к реальному миру. ’уже того, часто кажетс€, что существует общее соглашение, будто некоторые €влени€ еще не год€тс€ дл€ того, чтобы стать предметом солидных теоретических и экспериментальных исследований. √амов, јльфер и ’ерман заслуживают колоссального уважени€ помимо всего прочего за то, что они серьезно захотели восприн€ть раннюю ¬селенную и исследовали то, что должны сказать известные физические законы о первых трех минутах. Ќо даже они не сделали последнего шага, не убедили радиоастрономов, что те должны искать фон микроволнового излучени€. —амое важное, что сопутствовало окончательному открытию в 1965 году трехградусного фона излучени€, заключалось в том, что это открытие заставило всех нас всерьез отнестись к мысли, что ранн€€ ¬селенна€ была.
†††я подробно остановилс€ на этой упущенной возможности потому, что эта истори€ представл€етс€ мне одной из самых поучительных историй науки. ¬полне пон€тно, что больша€ часть историографии науки посв€щена ее успехам, ошеломл€ющим открыти€м, блест€щим выводам или великим волшебным скачкам, сделанным Ќьютоном или Ёйнштейном. Ќо € не думаю, что можно по-насто€щему пон€ть успехи науки, не понима€ того, как т€жело они даютс€ Ч как легко быть сбитым с пути, как трудно узнать в любой момент времени, что нужно делать дальше[47].

VII. ѕ≈–¬јя —ќ“јя ƒќЋя —≈ ”Ќƒџ

†††ћы вз€лись за расчет первых трех минут в главе не с самого начала. ¬место этого мы начали с Ђпервого кадраї, когда космическа€ температура уже уменьшилась до 100 миллиардов градусов  ельвина и единственными частицами, имевшимис€ в большом количестве, были фотоны, электроны, нейтрино и соответствующие им античастицы. ≈сли бы эти частицы были единственными типами частиц в природе, мы, веро€тно, могли бы экстраполировать расширение ¬селенной назад по времени и вычислить, что должно было существовать действительное начало, состо€ние бесконечных температуры и плотности, которое возникло на 0,0108 секунды раньше нашего первого кадра.
†††ќднако современной физике известно много других типов частиц: мюоны, пи-мезоны, протоны, нейтроны и др.  огда мы смотрим назад на все более ранние моменты времени, мы сталкиваемс€ со столь высокими температурой и плотностью, что все эти частицы должны были присутствовать в большом количестве, наход€сь в состо€нии теплового равновеси€ и непрерывного взаимодействи€ друг с другом. ѕо причинам, которые € надеюсь разъ€снить, мы до сих пор просто недостаточно знаем физику элементарных частиц, чтобы иметь возможность рассчитать с какой-то уверенностью свойства подобной смеси. Ќезнание микроскопической физики стоит как пелена, застилающа€ взор при взгл€де на самое начало.
††† онечно, заманчиво попытатьс€ рассе€ть эту пелену. »скушение особенно велико дл€ теоретиков вроде мен€, чь€ работа значительно больше св€зана с физикой элементарных частиц, чем с астрофизикой. ћножество интересных идей современной физики частиц имеют столь тонкие следстви€, что их чрезвычайно трудно проверить сегодн€ в лаборатори€х, но эти следстви€ весьма драматичны, если подобные идеи примен€ть к ранней ¬селенной.
†††ѕерва€ проблема, с которой мы сталкиваемс€, обраща€сь к температурам выше 100 миллиардов градусов, св€зана с Ђсильными взаимодействи€миї элементарных частиц. —ильные взаимодействи€ Ч это те силы, которые удерживают вместе нейтроны и протоны в атомном €дре. Ёти силы не знакомы нам в повседневной жизни так, как знакомы электромагнитные или гравитационные силы, потому что радиус действи€ этих сил неверо€тно мал, около одной дес€тимиллионной от миллионной доли сантиметра (10-13 см). ƒаже в молекулах, €дра которых обычно наход€тс€ на рассто€нии нескольких сот миллионных долей сантиметра (10-8 см) друг от друга, сильные взаимодействи€ между различными €драми по существу не дают никакого эффекта. ќднако, как указывает их название, эти взаимодействи€ очень сильны.  огда два протона прижимаютс€ друг к другу достаточно близко, сильное взаимодействие между ними становитс€ примерно в 100 раз больше, чем электрическое отталкивание; именно поэтому сильные взаимодействи€ способны удержать от развала атомные €дра, преодолева€ электрическое отталкивание почти 100 протонов. ѕричиной взрыва водородной бомбы €вл€етс€ перераспределение нейтронов и протонов, в результате которого они более тесно св€зываютс€ друг с другом сильными взаимодействи€ми; энерги€ бомбы есть как раз та избыточна€ энерги€, котора€ высвобождаетс€ при этом перераспределении.
†††»менно интенсивность сильных взаимодействий делает их значительно более трудными дл€ математического анализа, чем электромагнитные взаимодействи€.  огда мы, например, рассчитываем веро€тность рассе€ни€ двух электронов за счет электрического отталкивани€ между ними, мы должны сложить бесконечное число вкладов, отвечающих определенной последовательности испускани€ и поглощени€ фотонов и электрон-позитронных пар. Ёти вклады символически изображаютс€ Ђфейнмановскими диаграммамиї, вроде тех, которые показаны на рис.†10. (ћетод расчета с использованием этих диаграмм был разработан в конце 40-х годов –ичардом ‘ейнманом, работавшим тогда в  орнелле. —трого говор€, веро€тность процесса рассе€ни€ даетс€ квадратом суммы вкладов от каждой диаграммы.) ƒобавление к любой диаграмме одной лишней внутренней линии понижает вклад этой диаграммы на множитель, грубо говор€, равный фундаментальной посто€нной, котора€ известна как Ђпосто€нна€ тонкой структурыї. Ёта константа довольна мала, приблизительно равна 1/137,036. ѕоэтому сложные диаграммы дают малые вклады, и мы можем рассчитать веро€тность процесса рассе€ни€ с достаточным приближением, складыва€ вклады лишь от нескольких простых диаграмм. (»менно поэтому мы уверены в том, что можем предсказать атомные спектры с почти неограниченной точностью.) ќднако дл€ сильных взаимодействий та константа, котора€ играет роль посто€нной тонкой структуры, примерно равна единице, а не 1/137, и поэтому сложные диаграммы дают столь же большой вклад, как и простые. Ёта проблема, заключающа€с€ в сложности расчета веро€тностей процессов, включающих сильные взаимодействи€, была единственной величайшей помехой прогрессу физики элементарных частиц в последнюю четверть века.
†††–ис.†10. Ќекоторые фейнмановские диаграммы.
†††ѕоказаны некоторые из простейших фейнмановских диаграмм дл€ процесса электрон-электронного рассе€ни€. —плошные линии обозначают электроны или позитроны; волнистые линии обозначают фотоны.  аждой диаграмме отвечает определенна€ численна€ величина, завис€ща€ от импульсов и спинов вход€щих и выход€щих электронов; веро€тность процесса рассе€ни€ равна квадрату суммы этих величин, св€занных со всеми фейнмановскими диаграммами. ¬клад каждой диаграммы в эту сумму пропорционален числу множителей 1/137 (посто€нна€ тонкой структуры), равному числу фотонных линий. ƒиаграмма а представл€ет обмен одним фотоном и дает главный вклад, пропорциональный 1/137. ƒиаграммы б, в, г и д представл€ют все типы диаграмм, привод€щих к главным Ђрадиационнымї поправкам к диаграмме а; все они внос€т вклад, пропорциональный (1/137)2. ƒиаграмма е дает еще меньший вклад, пропорциональный (1/137)3.

†††Ќе все процессы включают сильные взаимодействи€. Ёти взаимодействи€ затрагивают только класс частиц, известный как Ђадроныї; сюда вход€т €дерные частицы и пи-мезоны, а также другие нестабильные частицы, известные как  -мезоны, эта-мезоны, л€мбда-гипероны, сигма-гипероны и др. ¬ообще говор€, адроны т€желее лептонов (название Ђлептонї произошло от греческого слова Ђлегкийї), но действительно важное различие между ними в том, что адроны чувствуют вли€ние сильных взаимодействий, в то врем€ как лептоны Ч нейтрино, электроны и мюоны Ч нет. “от факт, что электроны не ощущают €дерных сил, неверо€тно важен Ч вместе с малой массой электрона это обсто€тельство приводит к тому, что облако электронов в атоме или молекуле примерно в 100 000 раз больше, чем атомное €дро, а также к тому, что химические силы, удерживающие вместе атомы в молекулах, в миллионы раз слабее, чем силы, удерживающие протоны и нейтроны в €драх. ≈сли бы электроны в атомах и молекулах ощущали действие €дерных сил, то не существовало бы химии, кристаллографии или биологии Ч была бы одна €дерна€ физика.
†††“емпература 100 миллиардов градусов  ельвина, с которой мы начали в главе V, была предусмотрительно выбрана ниже пороговой температуры дл€ всех адронов. (—огласно табл. 1 легчайший адрон пи-мезон имеет пороговую температуру, равную примерно 1600 миллиардов градусов  ельвина). “аким образом, в течение всей истории, рассказанной в главе V, единственными частицами, присутствовавшими в больших количествах, были лептоны и фотоны и взаимодействи€ми между ними можно было спокойно пренебречь.
††† ак же быть с более высокими температурами, когда в больших количествах имелись адроны и антиадроны? ≈сть два совершенно различных ответа, отражающих существование двух весьма различающихс€ научных школ в отношении природы адронов.
†††—огласно одной школе, на самом деле не существует такой вещи, как Ђэлементарныйї адрон.  аждый адрон столь же фундаментален, как и любой другой,†Ч имеютс€ в виду не только стабильные или почти стабильные адроны вроде протона или нейтрона и не только умеренно нестабильные частицы вроде пи-мезонов,  -мезона, эта-мезона и гиперонов, живущие достаточно долго дл€ того, чтобы оставить измеримые треки в фотопленках или в пузырьковых камерах, но даже полностью нестабильные Ђчастицыї вроде ро-мезонов, живущие лишь столько времени, что со скоростью почти равной скорости света они едва успевают пересечь атомное €дро. “акую доктрину развивали в конце 50-х и начале 60-х годов, особенно ƒжеффри „у из Ѕеркли, и иногда ее называют Ђ€дерной демократиейї.
†††ѕри таком вольном определении адрона имеютс€ буквально сотни адронов, чь€ порогова€ температура меньше 100 тыс€ч миллиардов градусов  ельвина, и вполне возможно, что еще сотни будут открыты. ¬ некоторых теори€х число разновидностей частиц бесконечно, и оно будет расти все быстрее и быстрее, если мы будем исследовать все большие и большие массы. ћожет показатьс€ безнадежной попытка осмыслить такой мир, но крайн€€ сложность спектра частиц может привести, в определенном смысле, к простоте. Ќапример, ро-мезон Ч это адрон, который можно представл€ть себе как нестабильную частицу, состо€щую из двух пи-мезонов; когда мы €вно включаем ро-мезоны в наши вычислени€, мы уже до некоторой степени принимаем во внимание сильное взаимодействие между пи-мезонами; возможно, что включив все адроны €вно в наши термодинамические вычислени€, мы сможем игнорировать все остальные эффекты сильных взаимодействий.
†††ƒалее, если действительно имеетс€ неограниченное число разновидностей адронов, то, когда мы заключаем в данный объем все больше и больше энергии, она идет не на увеличение случайных скоростей частиц, а на увеличение числа типов частиц, наход€щихс€ в объеме. “огда температура не растет так быстро с ростом плотности энергии, как она росла бы, если бы число разновидностей адронов было фиксировано. ¬ действительности, в подобных теори€х может существовать максимальна€ температура, т.†е. то значение температуры, при котором плотность энергии становитс€ бесконечной. Ёто такой же непреодолимый верхний предел температуры, как абсолютный нуль в качестве нижнего предела. »де€ о максимальной температуре в физике адронов принадлежит –. ’агедорну из лаборатории ÷≈–Ќа[48] в ∆еневе, а затем она развивалась другими теоретиками, включа€  ерзона ’уанга из ћ“» и мен€ самого. »меетс€ даже довольно точна€ оценка того, какой может быть максимальна€ температура,†Ч она оказываетс€ неожиданно низкой, около двух тыс€ч миллиардов градусов  ельвина (2 × 1012  ).  огда мы подходим все ближе и ближе к началу, температура все больше и больше приближаетс€ к этому максимуму и разнообразие адронов становитс€ все богаче и богаче. ќднако даже при таких экзотических услови€х все же есть начало, момент бесконечной плотности энергии, примерно на сотую долю секунды раньше первого кадра главы V.
†††»меетс€ друга€ научна€ школа, значительно более традиционна€, более близка€ к обычной интуиции, чем Ђ€дерна€ демократи€ї, и, на мой взгл€д, более близка€ к истине. —огласно этой школе не все частицы одинаковы; некоторые действительно элементарны, а все остальные состо€т из простых комбинаций элементарных частиц. —читаетс€, что в разр€д элементарных частиц вход€т фотон и все известные лептоны, но не входит ни один из известных адронов. ¬место этого предполагаетс€, что адроны состо€т из более фундаментальных частиц, известных как Ђкваркиї.
†††ѕервоначальный вариант теории кварков принадлежит ћюррею √елл-ћанну и (независимо) ƒжорджу ÷вейгу (оба из  алтеха[49]). ѕоэтическое воображение физиков-теоретиков действительно разыгралось вовсю в названии различных сортов кварков. »меютс€ кварки разных типов, или Ђароматовї, которые нос€т имена вроде Ђверхнийї, Ђнижнийї, Ђстранныйї и Ђочарованныйї[50]. Ѕолее того, каждый Ђароматї кварка бывает трех различных Ђцветовї, которые теоретики —Ўј обычно называют красным, белым и голубым. Ќебольша€ группа физиков-теоретиков в ѕекине давно питает пристрастие к некоему варианту кварковой теории, но они называют эти частицы Ђстратонамиї, а не кварками, так как эти частицы соответствуют более глубокому пласту физической реальности, чем обычные адроны.
†††≈сли иде€ кварков правильна, тогда физика очень ранней ¬селенной может оказатьс€ проще, чем думали. ћожно сделать р€д выводов о силах, действующих между кварками, из их пространственного распределени€ внутри €дерной частицы, а это распределение можно, в свою очередь, определить (если кваркова€ модель верна) из наблюдений столкновений электронов с €дерными частицами при высоких энерги€х. “аким способом несколько лет назад в совместной работе ћ“» и —танфордского ускорительного центра было найдено, что сила между кварками оказываетс€ исчезающе малой, когда кварки наход€тс€ очень близко друг к другу. Ёто наводит на мысль, что при некоторой температуре, около нескольких тыс€ч миллиардов градусов  ельвина, адроны просто разобьютс€ на составл€ющие их кварки, так же как атомы разбиваютс€ на электроны и €дра при нескольких тыс€чах градусов, а €дра разбиваютс€ на протоны и нейтроны при нескольких тыс€чах миллионов градусов. —огласно такой картине в очень ранние времена ¬селенную можно рассматривать как состо€щую из фотонов, лептонов, антилептонов, кварков и антикварков, причем все они движутс€ как свободные частицы, и поэтому кажда€ разновидность частиц представл€ет собой просто еще один тип излучени€ черного тела. “огда легко вычислить, что должно было быть начало, состо€ние бесконечной плотности и бесконечной температуры, примерно на сотую долю секунды раньше первого кадра.
†††Ёти более или менее интуитивные идеи были недавно поставлены на значительно более солидную математическую основу. ¬ 1973 году три молодых теоретика ’ью ƒэвид ѕолитцер из √арварда, ƒэвид √росс и ‘ранк ¬илчек из ѕринстона показали, что в специальном классе квантовых теорий пол€ силы между кварками действительно станов€тс€ слабее, если кварки прижимаютс€ ближе друг к другу. (“акой класс теорий называетс€ Ђнеабелевы калибровочные теорииї по причинам, слишком техническим дл€ того, чтобы их здесь объ€сн€ть.) Ёти теории обладают примечательным свойством Ђасимптотической свободыї; асимптотически на малых рассто€ни€х или при высоких энерги€х кварки ведут себ€ как свободные частицы. ƒж.  .  оллинз и ћ.ƒж. ѕерри из университета в  ембридже показали даже, что в любой асимптотически свободной теории свойства среды при достаточно высоких температуре и плотности такие же, как если бы среда состо€ла только из свободных частиц. “аким образом, асимптотическа€ свобода подобных неабелевых калибровочных теорий дает солидное математическое подтверждение очень простой картине первой сотой доли секунды Ч тому, что ¬селенна€ была сделана из свободных элементарных частиц.
††† варкова€ модель с большим успехом используетс€ во множестве приложений. ѕротоны и нейтроны действительно ведут себ€ так, как если бы они состо€ли из трех кварков, ро-мезоны ведут себ€ так, как если бы они состо€ли из кварка и антикварка, и так далее. Ќо, несмотр€ на этот успех, кваркова€ модель преподносит нам большую загадку: проверено, что до сих пор невозможно разбить любой адрон на составл€ющие его кварки, даже с помощью самых высоких энергий, доступных на существующих ускорител€х.
†††Ёта же невозможность изолировать свободные кварки возникает и в космологии. ≈сли адроны действительно разбились на свободные кварки в услови€х, господствовавших в ранней ¬селенной, тогда можно ожидать, что некоторое количество свободных кварков осталось до насто€щего времени. —оветский астрофизик я.Ѕ. «ельдович[51] оценил, что оставшиес€ свободными кварки должны встречатьс€ в теперешней ¬селенной примерно так же часто, как атомы золота. Ќет нужды говорить, что золото не слишком распространено, но унцию золота добыть значительно легче, чем унцию кварков.
†††«агадка несуществовани€ изолированных свободных кварков есть одна из самых важных проблем, с которыми в насто€щее врем€ сталкиваетс€ теоретическа€ физика. √росс, ¬илчек и € предположили, что возможное объ€снение этому дает Ђасимптотическа€ свободаї. ≈сли сила взаимодействи€ между двум€ кварками уменьшаетс€, когда они близко прижимаютс€ друг к другу, то эта сила увеличиваетс€, когда кварки отрываютс€ друг от друга. ѕоэтому энерги€, необходима€ на то, чтобы оторвать один кварк от других в обычном адроне, увеличиваетс€ с ростом рассто€ни€, и в конце концов оказываетс€ достаточно большой, чтобы породить из вакуума новую кварк-антикварковую пару. ¬ результате все кончаетс€ не несколькими свободными кварками, а несколькими обычными адронами. Ёто в точности напоминает попытку изолировать один конец струны: если мы очень сильно ее раст€нем, то струна разорветс€, но конечным результатом будут два куска струны, каждый с двум€ концами!  варки в ранней ¬селенной были достаточно близки друг к другу, так что они не чувствовали этих сил и могли вести себ€ как свободные частицы. ќднако каждый свободный кварк, существовавший в очень ранней ¬селенной, должен был в процессе расширени€ и охлаждени€ ¬селенной либо аннигилировать с антикварком, либо найти свою могилу внутри протона или нейтрона.
†††Ќо достаточно о сильных взаимодействи€х. ” нас в запасе есть еще проблемы, когда мы поворачиваем стрелку часов к самому началу.
†††ќдним из поистине поразительных следствий современных теорий элементарных частиц €вл€етс€ то, что ¬селенна€ могла испытать фазовый переход, похожий на замерзание воды при падении температуры ниже 273   (0†∞C). Ётот фазовый переход св€зан не с сильными взаимодействи€ми, а с другим классом короткодействующих взаимодействий Ч со слабыми взаимодействи€ми.
†††—лабые взаимодействи€ Ч это те, которые ответственны за определенные процессы радиоактивного распада вроде распада свободного нейтрона или вообще за любую реакцию, включающую нейтрино.  ак указывает их название, слабые взаимодействи€ значительно слабее электромагнитных или сильных взаимодействий. Ќапример, при столкновении нейтрино с электроном при энергии один миллион электронвольт эта сила составл€ет примерно одну дес€тимиллионную (10-7) часть электромагнитной силы между двум€ электронами, сталкивающимис€ при той же энергии.
†††Ќесмотр€ на слабость слабых взаимодействий, уже давно считаетс€, что должна существовать глубока€ св€зь между слабыми и электромагнитными силами. ¬ 1967 году мною и независимо в 1968 году јбдусом —аламом была предложена теори€ пол€, объедин€юща€ эти две силы[52]. Ёта теори€ предсказывает существование нового класса слабых взаимодействий, так называемых нейтральных токов, что было экспериментально подтверждено в 1973 году. “еори€ получила дальнейшую поддержку в результате открыти€ в 1974 году целого семейства новых адронов.  лючева€ иде€ теории состоит в том, что природа имеет очень высокую степень симметрии, котора€ св€зывает различные частицы и силы друг с другом, но затемн€етс€ в обычных физических €влени€х. “еории пол€, используемые с 1973 года дл€ описани€ сильных взаимодействий, принадлежат к тому же математическому типу (неабелевы калибровочные теории), и сейчас многие физики вер€т, что калибровочные теории могут обеспечить единую основу дл€ понимани€ всех сил в природе: слабых, электромагнитных, сильных и, возможно, гравитационных. Ёта точка зрени€ подтверждаетс€ свойством единых калибровочных теорий, о котором догадывались —алам и €, но которые впервые доказали в 1971 году √ерард “офт и Ѕенжамен Ћи: вклады сложных фейнмановских диаграмм, хот€ и кажутс€ бесконечными, дают конечные результаты дл€ веро€тностей всех физических процессов.
††† ак отметили в 1972 году ƒ.ј.  иржниц и ј.ƒ. Ћинде из ‘изического института им. Ћебедева в ћоскве, важным моментом в калибровочных теори€х, относ€щимс€ к изучению ранней ¬селенной, €вл€етс€ то, что в таких теори€х возникает фазовый переход, нечто вроде замерзани€, при Ђкритической температуреї 3000 миллионов миллионов градусов (3 × 1015  ). ѕри температуре ниже критической ¬селенна€ была така€ же, как сейчас: слабые взаимодействи€ были слабыми и короткодействующими. ѕри температуре выше критической стало €вным существенное единство слабых и электромагнитных взаимодействий: слабые взаимодействи€ подчин€лись тому же закону обратных квадратов, что и электромагнитные взаимодействи€, и имели примерно ту же интенсивность.
†††«десь полезна аналоги€ с замерзающей в стакане водой. ¬ыше точки замерзани€ жидка€ вода про€вл€ет высокую степень однородности: веро€тность обнаружить молекулу воды в одной точке внутри стакана така€ же, как в любой другой точке. ќднако, когда вода замерзает, эта симметри€ между различными точками в пространстве частично тер€етс€: лед образует кристаллическую решетку, причем молекулы воды занимают определенные, регул€рно расположенные в пространстве положени€, и веро€тность обнаружени€ молекул воды где-нибудь в другом месте почти равна нулю. ѕодобным образом, когда ¬селенна€ Ђзамерзаетї, как только температура падает ниже 3000 миллионов миллионов градусов, тер€етс€ симметри€, но не пространственна€ однородность, как в нашем стакане со льдом, а симметри€ между слабыми и электромагнитными взаимодействи€ми.
†††ќказываетс€, можно провести аналогию еще дальше.  ак знает каждый, когда вода замерзает, она обычно образует не идеальный кристалл льда, а нечто значительно более сложное: огромную путаницу кристаллических областей, разделенных разными типами кристаллических нерегул€рностей. Ќе образовались ли подобные области и при замерзании ¬селенной? ∆ивем ли мы в одной из таких областей, где симметри€ между слабыми и электромагнитными взаимодействи€ми нарушилась определенным образом, и обнаружим ли мы когда-нибудь другие области?[53]
†††ƒо сих пор наше воображение довело нас до температуры 3000 миллионов миллионов градусов, и мы имели дело с сильными, слабыми и электромагнитными взаимодействи€ми. „то можно сказать о другом известном в физике важном классе взаимодействий Ч о гравитационном взаимодействии? √равитаци€, конечно, играет в нашей истории важную роль, так как она контролирует св€зь между плотностью ¬селенной и скоростью ее расширени€. ќднако до сих пор не обнаружено, что т€готение имело какое-то вли€ние на внутренние свойства любой части ранней ¬селенной. Ёто объ€сн€етс€ чрезвычайной слабостью силы т€готени€; к примеру, сила т€готени€ между электроном и протоном в атоме водорода слабее электрической силы на множитель 10 в 39-й степени.
†††(ќдной из иллюстраций слабости гравитации €вл€етс€ процесс образовани€ частиц в гравитационных пол€х. Ћеонард ѕаркер из университета в ¬исконсине отметил, что Ђприливныеї эффекты гравитационного пол€ ¬селенной были достаточно велики в момент времени около одной миллионной миллионной миллионной миллионной доли секунды 10-24 с) после начала, чтобы породить из пустого пространства пары частица-античастица. ќднако при тех температурах гравитаци€ была все же так слаба, что число частиц, образованных таким способом, составило пренебрежимо малую добавку к частицам, уже находившимс€ в тепловом равновесии.)
†††“ем не менее мы можем, по крайней мере, вообразить момент времени, когда гравитационные силы были столь же велики, как и сильные €дерные взаимодействи€, обсуждавшиес€ выше. √равитационные пол€ порождаютс€ не только массой частиц, но и всеми формами энергии. «емл€ вращаетс€ вокруг —олнца несколько быстрее, чем она вращалась бы, если бы —олнце было не таким гор€чим, так как энерги€ солнечного тепла дает небольшой вклад в источник т€готени€. ѕри сверхвысоких температурах энерги€ частиц в тепловом равновесии может стать так велика, что силы т€готени€ между ними станут такими же большими, как и любые другие силы. ћожно оценить, что такое положение будет достигнуто при температуре около 100 миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов градусов (1032  ).
†††ѕри этой температуре должны происходить всевозможные странные вещи. Ќе только гравитационные силы будут большими и образование частиц гравитационными пол€ми обильным Ч сама иде€ Ђчастицыї не будет еще иметь какого-то смысла. Ђ√оризонтї, т.†е. то рассто€ние, из-за которого невозможно прин€ть никакого сигнала, будет в этот момент времени ближе, чем одна средн€€ длина волны частицы в тепловом равновесии. ¬ольно выража€сь, кажда€ частица будет почти такой же большой, как вс€ наблюдаема€ ¬селенна€!
†††ћы слишком мало знаем о квантовой природе гравитации даже дл€ того, чтобы делать разумные предположени€ об истории ¬селенной до этого времени. ћожно сделать грубую оценку, что температура 1032   была достигнута где-то через 10-43 секунды после начала, но, на самом деле, не€сно, имеет ли эта оценка какой-то смысл. “аким образом, хот€ мы, быть может, и приподн€ли другие завесы, остаетс€ все же одна завеса при температуре 1032  , все еще заслон€юща€ от нашего взора более ранние времена.
†††ќднако ни одна из этих неопределенностей не €вл€етс€ существенной дл€ астрономии в году от –ождества ’ристова тыс€ча дев€тьсот семьдес€т шестом. ƒело в том, что в течение всей первой секунды ¬селенна€, по-видимому, находилась в состо€нии теплового равновеси€, в котором количество и распределение всех частиц, даже нейтрино, определ€лись законами статистической механики, а не детал€ми их предыдущей истории.  огда мы сегодн€ измер€ем распространенность гели€, или фон микроволнового излучени€, или даже количество нейтрино, мы наблюдаем реликты состо€ни€ теплового равновеси€, закончившегос€ в конце первой секунды. Ќасколько мы знаем, ничто из того, что мы можем наблюдать, не зависит от истории ¬селенной до этого времени. (¬ частности, ничто из того, что мы сейчас наблюдаем, не зависит от того, была ли ¬селенна€ изотропна и однородна до первой секунды, за исключением, возможно, самого отношени€ числа фотонов к числу €дерных частиц.) Ёто напоминает то, как если бы с большим старанием приготовили обед Ч свежайшие продукты, весьма заботливо выбранные специи, нежнейшие вина,†Ч а затем все свалили в огромный котел, где это несколько часов кипело. ƒаже самому разборчивому едоку трудно было бы узнать, что ему подали.
†††≈сть одно возможное исключение. явление гравитации, как и €вление электромагнетизма, может про€вл€тьс€ в форме волн, так же как и в более привычной форме статического действи€ на рассто€нии. ƒва электрона в состо€нии поко€ отталкиваютс€ друг от друга со статической электрической силой, завис€щей от рассто€ни€ между ними, но если мы начнем дергать один электрон туда-сюда, то другой не будет чувствовать никакого изменени€ действующей на него силы до тех пор, пока новости об изменении рассто€ни€ не донесутс€ до него на электромагнитной волне. ≈два ли нужно говорить, что эти волны движутс€ со скоростью света Ч они и есть свет, хот€ и не об€зательно видимый. “аким же образом, если бы какой-то неблагоразумный великан стал дергать туда-сюда —олнце, мы на «емле не чувствовали бы никакого эффекта в течение восьми минут, т.†е. того времени, которое требуетс€ волне, чтобы пробежать со скоростью света от —олнца к «емле. Ёто не светова€ волна, т.†е. не волна колеблющихс€ электрического и магнитного полей, а гравитационна€ волна, когда колебани€ происход€т в гравитационных пол€х.  ак и в случае электромагнитных волн, мы объедин€ем гравитационные волны всех длин термином Ђгравитационное излучениеї.
†††√равитационное излучение взаимодействует с веществом значительно слабее электромагнитного излучени€ или даже нейтрино. (ѕоэтому, хот€ мы достаточно уверены в теоретическом обосновании существовани€ гравитационного излучени€, по-видимому, провалились самые энергичные попытки детектировать гравитационные волны от любого источника[54].) ѕо этой причине гравитационное излучение вышло из теплового равновеси€ с другим содержимым ¬селенной очень рано, когда температура была около 1032  . — тех пор эффективна€ температура гравитационного излучени€ падала просто обратно пропорционально размеру ¬селенной. Ёто в точности такой же закон уменьшени€, какому подчин€етс€ температура оставшейс€ части содержимого ¬селенной, с той лишь разницей, что аннигил€ци€ кварк-антикварковых и лептон-антилептонных пар нагревала все остальное содержимое ¬селенной, кроме гравитационного излучени€. ѕоэтому сегодн€ ¬селенна€ должна быть заполнена гравитационным излучением при температуре, чуть меньше той, которую имеют нейтрино или фотоны,†Ч возможно, около 1  . ƒетектирование этого излучени€ €вилось бы пр€мым наблюдением самого раннего момента истории ¬селенной, который только может рассматривать сегодн€шн€€ теоретическа€ физика.   сожалению, представл€етс€, что в предвидимом будущем нет ни малейшего шанса детектировать одноградусный фон гравитационного излучени€.
†††— помощью хорошей порции весьма спекул€тивной теории мы смогли экстраполировать историю ¬селенной назад по времени к моменту бесконечной плотности. Ќо это оставл€ет нас неудовлетворенными. ћы, естественно, хотим знать, что было перед этим моментом, прежде, чем ¬селенна€ начала расшир€тьс€ и охлаждатьс€.
†††ќдна возможность заключаетс€ в том, что на самом деле никогда не было состо€ни€ бесконечной плотности. “еперешнее расширение ¬селенной могло начатьс€ в конце предыдущей эры сжати€, когда плотность ¬селенной достигала какого-то очень большого, но конечного значени€. я хочу немного сказать об этой возможности в следующей главе.
†††ќднако, хот€ мы и не знаем, правильно ли это, по крайней мере, логически возможно, что начало было и что само врем€ до этого момента не имеет смысла. ћы все привыкли к идее абсолютного нул€ температуры. Ќевозможно охладить что-то ниже Ч273,16†∞C, и не потому, что это чересчур сложно или никто не придумал достаточно умного холодильника, а потому, что температура ниже абсолютного нул€ просто не имеет смысла Ч мы не можем иметь меньше тепла, чем полное отсутствие тепла. ѕодобным образом мы можем прийти к идее абсолютного нул€ времени Ч момента в прошлом, раньше которого в принципе невозможно проследить любую цепь причин и следствий. ¬опрос открыт и может остатьс€ открытым всегда.
†††ѕо моему мнению, наиболее удовлетворительным итогом этих гипотез об очень ранней ¬селенной €вл€етс€ возможна€ параллель между историей ¬селенной и ее логической структурой. —ейчас природа демонстрирует великое многообразие типов частиц и типов взаимодействий. Ќесмотр€ на это, мы научились видеть то, что скрываетс€ за этим многообразием, пытаемс€ представить различные частицы и взаимодействи€ как разные аспекты простой единой калибровочной теории пол€. Ќынешн€€ ¬селенна€ так холодна, что симметрии между различными частицами и взаимодействи€ми заслонены чем-то вроде замерзани€; они не про€вл€ютс€ в обычных €влени€х, но должны выражатьс€ математически в наших калибровочных теори€х пол€. “о, что мы сейчас делаем с помощью математики, было сделано в очень ранней ¬селенной с помощью тепла Ч физические €влени€ непосредственно демонстрировали существенную простоту природы. Ќо там не было никого, кто бы это увидел.

VIII. Ёѕ»Ћќ√: ѕ≈–—ѕ≈ “»¬џ

†††≈ще некоторое врем€ ¬селенна€ безусловно будет продолжать расшир€тьс€. „то же касаетс€ ее судьбы после этого, то стандартна€ модель дает двусмысленное предсказание: все зависит от того, меньше или больше космическа€ плотность определенного критического значени€.
††† ак мы видели в главе II, если космическа€ плотность меньше критической плотности, то ¬селенна€ имеет бесконечную прот€женность и будет продолжать расшир€тьс€ всегда. Ќаши потомки, если они у нас тогда будут, увид€т, как медленно подход€т к концу термо€дерные реакции во всех звездах, оставл€€ после себ€ различные сорта шлака: черные карликовые звезды, нейтронные звезды, возможно, черные дыры. ѕланеты могут продолжать свое движение по орбитам, немного замедл€€сь за счет излучени€ гравитационных волн, но никогда не приход€ в состо€ние поко€ за любое конечное врем€. “емпература космического фона излучени€ и нейтрино будет продолжать падать обратно пропорционально размеру ¬селенной, но этот фон не исчезнет; даже сейчас мы едва можем детектировать трехградусный фон микроволнового излучени€[55].
†††¬ то же врем€, если космическа€ плотность больше критического значени€, то ¬селенна€ конечна и ее расширение в конце концов прекратитс€, уступив место все ускор€ющемус€ сжатию. ≈сли, например, космическа€ плотность вдвое больше критического значени€ и попул€рное в насто€щее врем€ значение посто€нной ’аббла (15†км/с на миллион световых лет) правильно, то сейчас ¬селенной 10 миллиардов лет; она будет продолжать расшир€тьс€ еще 50 миллиардов лет, а затем начнет сжиматьс€ (см. рис.†4). —жатие Ч это в точности расширение, но идущее назад по времени; через 50 миллиардов лет ¬селенна€ вернетс€ к теперешним размерам, а еще через 10 миллиардов лет она достигнет сингул€рного состо€ни€ бесконечной плотности.
†††¬ течение, по крайней мере, начальной стадии фазы сжати€ астрономы (если они тогда будут) смогут забавл€тьс€, наблюда€ одновременно красные и голубые смещени€. —вет от ближайших галактик, испущенный в то врем€, когда ¬селенна€ была больше, чем в момент наблюдени€ света, будет казатьс€ сдвинутым в сторону коротковолнового конца спектра, т.†е. в голубую сторону. ¬ то же врем€ свет от чрезвычайно далеких объектов, испущенный в то врем€, когда ¬селенна€ все еще находилась на ранних стади€х своего расширени€ и была даже меньше, чем в тот момент, когда свет наблюдаетс€, будет казатьс€ сдвинутым в сторону длинноволнового конца спектра, т.†е. в красную сторону.
†††ѕока ¬селенна€ будет расшир€тьс€, а затем сжиматьс€, температура космического фона фотонов и нейтрино будет сначала падать, а затем расти, причем всегда обратно пропорционально размеру ¬селенной. ≈сли сейчас космическа€ плотность вдвое больше своего критического значени€, тогда наши вычислени€ показывают, что ¬селенна€ в момент максимального расширени€ будет точно вдвое больше, чем сейчас, так что температура микроволнового фона будет, следовательно, ровно вдвое меньше теперешнего значени€ «  , т.†е. около 1,5  . «атем, как только ¬селенна€ начнет сжиматьс€, температура станет расти.
†††ѕоначалу не будет никаких тревожных сигналов Ч в течение тыс€ч миллионов лет фон излучени€ будет так холоден, что нужны будут большие усили€, чтобы вообще его обнаружить. ќднако, когда ¬селенна€ сократитьс€ до одной сотой теперешнего размера, фон излучени€ начнет преобладать в небе: ночное небо станет таким же теплым (300  ), как наше теперешнее небо днем. —емьдес€т миллионов лет спуст€ ¬селенна€ сократитс€ еще в дес€ть раз, и наши наследники и преемники (если они будут) увид€т небо невыносимо €рким. ћолекулы в атмосферах планет и звезд и в межзвездном пространстве начнут диссоциировать на составл€ющие их атомы, а атомы начнут разбиватьс€ на свободные электроны и атомные €дра. ≈ще после 700 000 лет космическа€ температура достигнет дес€ти миллионов градусов; тогда сами звезды и планеты начнут диссоциировать в космический суп из излучени€, электронов и €дер. ¬ последующие 22 дн€ температура подниметс€ до дес€ти миллиардов градусов. “огда €дра начнут разбиватьс€ на составл€ющие их протоны и нейтроны, уничтожа€ всю работу как звездного, так и космологического нуклеосинтеза. ¬скоре после этого электроны и позитроны станут в больших количествах рождатьс€ в фотон-фотонных столкновени€х, а космический фон нейтрино и антинейтрино снова достигнет теплового союза с остальным содержимым ¬селенной.
†††ћожем ли мы действительно проследить всю эту печальную историю до самого конца, до состо€ни€ бесконечных температуры и плотности? ƒействительно ли врем€ останавливаетс€ где-то через три минуты после того, как температура достигает миллиарда градусов? ќчевидно, мы не можем быть в этом уверены. ¬се те неопределенности, с которыми мы столкнулись в предыдущей главе, пыта€сь изучить первую сотую долю секунды, вернутс€, чтобы смутить нас, когда мы посмотрим на последнюю сотую долю секунды.  роме всего прочего, ¬селенна€ в целом при температуре выше 100 миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов градусов (1032  ) должна описыватьс€ на €зыке квантовой механики, и никто не имеет пон€ти€, что при этом случитс€. Ќаконец, если ¬селенна€ на самом деле неизотропна и неоднородна (см. конец главы V), то вс€ рассказанна€ нами истори€ может оказатьс€ неправильной задолго до того, как мы столкнемс€ с проблемами квантовой космологии.
†††Ќекоторые космологи вид€т в этих неопределенност€х луч надежды. ћожет быть так, что ¬селенна€ испытает нечто вроде космического Ђскачкаї и начнет вновь расшир€тьс€. ¬ ЂЁддеї после заключительной битвы богов и великанов в –агнораке «емл€ была уничтожена огнем и водой, но воды сошли, сыны “ора вышли из јда, нес€ молот своего отца, и весь мир началс€ снова. Ќо если ¬селенна€ начнет вновь расшир€тьс€, ее расширение будет оп€ть замедл€тьс€ до остановки, затем последует другое сжатие, которое закончитс€ другим космическим –агнораком, после чего последует новый скачок, и так всегда.
†††≈сли таково наше будущее, то, веро€тно, таково же и наше прошлое. » теперешн€€ расшир€юща€с€ ¬селенна€ представл€ет собой только фазу, следующую за последним сжатием и скачком. (ƒействительно, в своей работе 1965 года о фоне космического микроволнового излучени€ ƒикке, ѕиблз, –олл и ”илкинсон предполагали, что существовала предыдуща€ полна€ фаза космического расширени€ и сжати€, и показали, что ¬селенна€ должна была достаточно сжатьс€, чтобы подн€ть температуру, по меньшей мере, до дес€ти миллиардов градусов дл€ того, чтобы разбить т€желые элементы, образованные в предыдущей фазе.) √л€д€ все дальше и дальше назад, мы можем представить себе бесконечный цикл расширений и сжатий, простирающийс€ в бесконечно далекое прошлое и никогда не имеющий начала.
†††ќсциллирующа€ модель привлекает некоторых космологов с философской точки зрени€, особенно потому, что она, как и стационарна€ модель, деликатно избегает проблемы √енезиса. ќднако эта модель сталкиваетс€ с серьезной теоретической трудностью. ¬ каждом цикле, когда ¬селенна€ расшир€етс€ и сжимаетс€, отношение числа фотонов к числу €дерных частиц (или, более точно, энтропи€ на €дерную частицу) несколько увеличиваетс€ благодар€ определенного типа трению (известному как Ђобъемна€ в€зкостьї). Ќасколько мы знаем, ¬селенна€ должна тогда начинать каждый новый цикл с новым, слегка большим отношением фотонов к €дерным частицам. —ейчас это отношение велико, но не бесконечно, так что трудно увидеть, каким образом могла ¬селенна€ испытать перед этим бесконечное число циклов.

“аблица 1. —войства некоторых элементарных частиц

†††ѕримечание. Ёнерги€ поко€ Ч это та энерги€, котора€ высвободилась бы, если бы вс€ масса частицы превратилась в энергию. ѕорогова€ температура равна энергии поко€, деленной на посто€нную Ѕольцмана; это та температура, выше которой частица может свободно рождатьс€ из теплового излучени€. ЂЁффективное число разновидностейї дает относительный вклад каждого типа частиц в полные энергию, давление и энтропию при температуре много выше пороговой. Ёто число написано как произведение трех множителей: первый множитель равен 2 или 1, соответственно тому, имеет ли данна€ частица отличную от себ€ античастицу или нет; второй множитель есть число возможных ориентаций спина частицы; последний множитель равен 7/8 или 1, соответственно тому, подчин€етс€ частица принципу исключени€ ѕаули или нет. —реднее врем€ жизни есть средний интервал времени, который живет частица прежде, чем она испытает радиоактивный распад на другие частицы.
††† ак бы ни разрешились все эти проблемы, и кака€ бы космологическа€ модель ни оказалась правильной, ни в одной из них мы не находим утешени€. ƒл€ человеческих существ почти неизбежна вера в то, что мы имеем какое-то особое отношение к ¬селенной, и что человеческа€ жизнь есть не просто более или менее нелепое завершение цепочки случайностей,
†††160
†††VIII. Ёпилог: перспективы†160
†††»злучение†ƒлина волны, см†Ёнерги€ фотонов, э¬†“емпература черного тела,  
†††–адио (до ”¬„) ћикроволновое »нфракрасное ¬идимое ”льтрафиолетовое –ентгеновское √амма-излучение†> 10 0,01Ц10 0,0001-0,01 1×10"5-10"4 10"7Ц2 × ё-5 10"9-10"7 <10"9†< 0,00001 0,00001-0,01 0,01-1 1Ц6 6-1000 1000-100 000 > 100 000†< 0,03 0,03Ц30 30-3000 3000-15 000 15 000-3 × 106 3 × 106-3 × 108 > 3 × 108
†††ведущей начало от первых трех минут, а что наше существование было каким-то образом предопределено с самого начала. —лучилось так, что, когда € писал это, € находилс€ в самолете по дороге домой из —ан-‘ранциско в Ѕостон и летел на высоте 30 000 футов над ¬айомингом. «емл€ подо мной выгл€дела очень нежной и уютной Ч легкие облачка здесь и там, снег, ставший €рко-розовым, когда садилось —олнце, дороги, лентами прот€нувшиес€ по всей стране от одного города к другому. ќчень трудно осознать, что все это Ч лишь крошечна€ часть ошеломл€юще враждебной ¬селенной. ≈ще труднее представить, что эта сегодн€шн€€ ¬селенна€ развилась из невыразимо незнакомых начальных условий, и что ей предстоит будущее угасание в бескрайнем холоде или невыносимой жаре. „ем более постижимой представл€етс€ ¬селенна€, тем более она кажетс€ бессмысленной.

“аблица 2. —войства некоторых типов излучени€
†††ѕримечание.  аждый тип излучени€ характеризуетс€ определенным интервалом длин волн, которые даны здесь в сантиметрах. Ётому интервалу длин волн соответствует интервал энергий фотонов, которые даны здесь в электронвольтах. “емпература черного тела есть та температура, при которой излучение черного тела будет иметь максимум по энергии, сконцентрированной вблизи данной длины волны; эта температура дана здесь в градусах  ельвина. (Ќапример, длина волны, на которую настроились ѕензиас и ¬илсон в своих наблюдени€х космического фона излучени€, равн€лась 7,35†см, так что это Ч микроволновое излучение; энерги€ фотонов, испускаемых при радиоактивных превращени€х €дер, обычно пор€дка миллиона электронвольт, так что это Ч гамма-излучение; поверхность —олнца имеет температуру 5800  , так что —олнце испускает видимый свет.)  онечно, нет резких границ между отдельными типами излучени€ и не существует единого соглашени€ по поводу различных интервалов длин волн.

†††Ќо если и нет утешени€ в плодах нашего исследовани€, есть, по крайней мере, какое-то утешение в самом исследовании. ћужчины и женщины не склонны убаюкивать себ€ сказками о богах и великанах или замыкатьс€ мысл€ми в повседневных делах; они стро€т телескопы, спутники и ускорители и нескончаемые часы сид€т за своими столами, осмыслива€ собранные данные. ѕопытка пон€ть ¬селенную Ч одна из очень немногих вещей, которые чуть приподнимают человеческую жизнь над уровнем фарса и придают ей черты высокой трагедии.

—Ћќ¬ј–№ “≈–ћ»Ќќ¬

ј

†††јбсолютна€ светимость. ѕолна€ энерги€, излучаема€ любым астрономическим телом за единицу времени.

†††јдрон. Ћюба€ частица, принимающа€ участие в сильных взаимодействи€х. јдроны дел€тс€ на барионы (такие, как нейтрон и протон), которые подчин€ютс€ принципу исключени€ ѕаули, и мезоны, которые не подчин€ютс€ этому принципу.

†††јнгстрем (единица длины). ќдна стомиллионна€ дол€ сантиметра (10-8 см). ќбозначаетс€ ј. “ипичные атомные размеры составл€ют несколько ангстрем, типичные длины волн видимого света Ч несколько тыс€ч ангстрем.

†††јнтичастица. „астица с теми же массой и спином, как и друга€ частица, но с равными по величине и противоположными по знаку электрическим зар€дом, барионным числом, лептонным числом и т.†п. ƒл€ каждой частицы имеетс€ соответствующа€ античастица, за исключением нескольких чисто нейтральных частиц вроде фотона и π∞-мезона, которые сами €вл€ютс€ своими античастицами. јнтинейтрино есть античастица дл€ нейтрино; антипротон есть античастица дл€ протона и т.†д. јнтивещество состоит из антипротонов, антинейтронов и антиэлектронов, или позитронов.

†††јсимптотическа€ свобода. —войство р€да полевых теорий сильных взаимодействий, заключающеес€ в том, что силы станов€тс€ все более слабыми на малых рассто€ни€х.

Ѕ

†††Ѕарионы.  ласс сильновзаимодействующих частиц, включающий нейтроны, протоны и нестабильные адроны, известные как гипероны. Ѕарионное число есть полное число, имеющихс€ в системе, барионов минус полное число антибарионов.

¬

†††¬одород. Ћегчайший и самый распространенный химический элемент. ядро обычного водорода состоит из одного протона. —уществуют также два более т€желых изотопа Ч дейтерий и тритий. јтомы любого типа водорода состо€т из €дра и одного электрона; в положительно зар€женных ионах водорода электрон отсутствует.

†††¬идима€ светимость. ѕолна€ энерги€, принимаема€ от любого астрономического тела за единицу времени на единицу площади поверхности.


†††√алактика. Ѕольшое св€занное силами т€готени€ скопление звезд, содержащее до 1012 солнечных масс. Ќашу галактику иногда называют алактикой. ќбычно галактики классифицируют в соответствии с формой и дел€т на эллиптические, спиральные, спиральные с перемычкой и иррегул€рные.

†††√елий. ¬торой (в таблице ћенделеева) легчайший и второй по распространенности химический элемент. —уществуют два стабильных изотопа гели€, €дро 4Ќе содержит два протона и два нейтрона, а €дро 3Ќе содержит два протона и один нейтрон. јтомы гели€ имеют вокруг €дра два электрона.

†††√идроксила ион. »он ќЌ-, образованный из атома кислорода, атома водорода и одного лишнего электрона.

†††√олубое смещение. —мещение спектральных линий в сторону более коротких длин волн, вызванное эффектом ƒоплера дл€ приближающегос€ источника.

†††√оризонт. ¬ космологии Ч это такое рассто€ние, что никакой световой сигнал, испущенный с большего рассто€ни€, не мог еще успеть достичь нас. ≈сли ¬селенна€ имеет конечный возраст, тогда рассто€ние до горизонта пор€дка возраста, умноженного на скорость света.

†††√равитационные волны. ¬олны гравитационного пол€, аналогичные световым волнам в электромагнитном поле. √равитационные волны распростран€ютс€ с той же скоростью 299 792†км/с, что и световые волны. Ќет общепризнанного экспериментального свидетельства существовани€ гравитационных волн, но их существование требуетс€ общей теорией относительности и не вызывает серьезных сомнений.  вант гравитационного излучени€, аналогичный фотону, называетс€ гравитоном.

ƒ

†††ƒевы скопление. √игантское скопление более 1000 галактик в созвездии ƒевы. Ёто скопление удал€етс€ от нас со скоростью около 1000†км/с и, как считаетс€, находитс€ на рассто€нии в 60 миллионов световых лет.

†††ƒейтерий. “€желый изотоп водорода 2Ќ. ядро дейтери€, называемое дейтоном, состоит из одного протона и одного нейтрона.

†††ƒжинса масса. ћинимальна€ масса, дл€ которой гравитационное прит€жение может преодолеть внутреннее давление и образовать гравитационно-св€занную систему. ќбозначаетс€ ћD.

†††ƒиаграммы ‘ейнмана. ƒиаграммы, символически изображающие различные вклады в веро€тности реакций между элементарными частицами.

†††ƒлина волны. ƒл€ любого типа волн рассто€ние между волновыми гребн€ми. ƒл€ электромагнитных волн длина волны может быть определена как рассто€ние между точками, в которых люба€ компонента вектора электрического или магнитного пол€ достигает максимального значени€. ќбозначаетс€ λ.

†††ƒоплера эффект. »зменение частоты любого сигнала, вызванное относительным движением источника и приемника.

«

†††«акон –эле€ Ч ƒжинса. ѕростое соотношение между плотностью энергии (в единичном интервале длин волн) и длиной волны, справедливое в длинноволновом пределе планковского распределени€. ¬ этом пределе плотность энергии обратно пропорциональна четвертой степени длины волны[56].

†††«акон сохранени€. «акон, утверждающий, что полное значение какой-то величины не мен€етс€ в любой реакции.

†††«акон —тефана Ч Ѕольцмана. ѕропорциональность плотности энергии излучени€ черного тела четвертой степени температуры.

†††«акон ’аббла. —оотношение пропорциональности между скоростью удалени€ умеренно далеких галактик и рассто€нием до них. ѕосто€нна€ ’аббла есть отношение скорости к рассто€нию в этом соотношении; она обозначаетс€ Ќ или Ќ0.

»

†††»злучение черного тела. »злучение с той же плотностью энергии в каждом интервале длин волн, как и у излучени€, испускаемого полностью поглощающим нагретым телом. »злучение в любом состо€нии теплового равновеси€ €вл€етс€ излучением черного тела.

†††»зотропи€. ѕредполагаемое свойство ¬селенной, заключающеес€ в том, что дл€ типичного наблюдател€ она выгл€дит одинаково во всех направлени€х.

†††»нфракрасное излучение. Ёлектромагнитные волны с длинами волн между 0,0001 и 0,01†см (от дес€ти тыс€ч до одного миллиона ангстрем), промежуточные между видимым светом и микроволновым излучением. “ела при комнатной температуре излучают главным образом в инфракрасном диапазоне.

 

††† алибровочные теории.  ласс теории пол€, интенсивно изучаемых в насто€щее врем€ в качестве возможных теорий слабых, электромагнитных и сильных взаимодействий. “акие теории инвариантны относительно преобразований симметрии, действие которых мен€етс€ от точки к точке в пространстве Ч времени. “ермин Ђкалибровочна€ї происходит от обычного английского слова, означающего Ђмераї, но используетс€ главным образом по историческим причинам.

††† вазизвездные объекты.  ласс астрономических объектов, имеющих вид звезд и очень малые угловые размеры, но обладающих большим красным смещением. »ногда, если они €вл€ютс€ сильными радиоисточниками, называютс€ квазизвездными источниками (квазарами). »х истинна€ природа неизвестна.

††† вантова€ механика. ‘ундаментальна€ физическа€ теори€, развита€ в 20-е годы как замена классической механики. ¬ квантовой механике волны и частицы представл€ют собой два аспекта одной и той же сущности, лежащей в их основе. „астица, св€занна€ данной волной, есть квант этой волны.  роме того, состо€ни€ св€занных систем, вроде атомов или молекул, занимают лишь некоторые определенные уровни энергии; тогда говор€т, что энерги€ квантована.

††† варки. √ипотетические фундаментальные частицы, из которых, по предположению, состо€т все адроны. »золированные кварки никогда не наблюдались, и имеютс€ теоретические основани€ подозревать, что кварки, хот€ они в определенном смысле реальны, никогда не могут наблюдатьс€ как изолированные частицы.

††† ельвин. “емпературна€ шкала, аналогична€ шкале ÷ельси€, но с нулем температуры, выбранным в точке абсолютного нул€, а не в точке та€ни€ льда. “очка та€ни€ льда при давлении одна атмосфера равна 273,15  .

††† осмическое излучение. «ар€женные частицы больших энергий, проникающие в атмосферу «емли из окружающего пространства.

††† осмологическа€ посто€нна€. „лен, добавленный в 1917 году Ёйнштейном в его уравнени€ гравитационного пол€. “акой член приводил бы к отталкиванию на очень больших рассто€ни€х и был бы необходим в статической ¬селенной дл€ уравновешивани€ прит€жени€, обусловленного т€готением. ¬ насто€щее врем€ нет причин предполагать существование космологической посто€нной.

††† осмологический принцип. √ипотеза, согласно которой ¬селенна€ изотропна и однородна.

††† осмологи€ Ђбольшого взрываї. “еори€, согласно которой расширение ¬селенной началось конечное врем€ тому назад из состо€ни€ колоссальных плотности и давлени€.

††† расное смещение. —мещение спектральных линий в сторону больших длин волн, вызванное эффектом ƒоплера дл€ удал€ющегос€ источника. ¬ космологии относитс€ к наблюдаемому смещению спектральных линий удаленных астрономических тел в сторону больших длин волн.  расное смещение, выраженное через отношение увеличени€ длины волны к испущенной длине волны, обозначаетс€ z.

††† ритическа€ плотность. ћинимальное значение космической плотности массы в насто€щее врем€, требуемое дл€ того, чтобы расширение ¬селенной в конце концов прекратилось и сменилось сжатием. ≈сли космическа€ плотность превышает критическую плотность, то ¬селенна€ пространственно конечна.

††† ритическа€ температура. “емпература, при которой возникает фазовый переход.

Ћ

†††Ћептоны.  ласс частиц, не принимающих участи€ в сильных взаимодействи€х и включающий электрон, мюон и нейтрино. Ћептонное число есть полное число имеющихс€ в системе лептонов минус полное число антилептонов.

ћ

†††ћаксимальна€ температура. ¬ерхний предел температуры, возникающий в некоторых теори€х сильных взаимодействий. ќценен в этих теори€х в две тыс€чи миллиардов градусов  ельвина.

†††ћезоны.  ласс сильновзаимодействующих частиц, включающий пи-мезоны,  -мезоны, ро-мезоны и другие частицы, имеющие нулевое барионное число.

†††ћикроволновое излучение. Ёлектромагнитные волны с длинами от 0,01 до 10†см, промежуточные между радиоволнами сверхвысоких частот и инфракрасным излучением. “ела с температурой несколько градусов  ельвина излучают главным образом в микроволновом диапазоне.

†††ћлечный ѕуть. ƒревнее название полосы звезд, отмечающих плоскость нашей √алактики. »ногда употребл€етс€ как название самой нашей √алактики.

†††ћодель ‘ридмана. ћатематическа€ модель пространственно-временной структуры ¬селенной, основанна€ на общей теории относительности (без космологической посто€нной) и  осмологическом ѕринципе.

†††ћюон. Ќестабильна€ элементарна€ частица с отрицательным зар€дом, похожа€ на электрон, но в 207 раз более т€жела€. ќбозначаетс€ μ-. »ногда называетс€ мю-мезон, но не взаимодействует сильно, как насто€щие мезоны.

Ќ

†††Ќейтрино. Ѕезмассова€ электрически нейтральна€ частица, способна€ только к слабым и гравитационным взаимодействи€м. ќбозначаетс€ ν. —уществуют, по крайней мере, две разновидности нейтрино, известные как электронное (μе) и мюонное (νμ).

†††Ќейтрон. Ќейтральна€ частица, найденна€ нар€ду с протонами в обычных атомных €драх. ќбозначаетс€ n.

†††Ќомера по ћессье.  аталоговые номера различных туманностей и звездных скоплений в списке Ўарл€ ћессье. ќбычно указываетс€ сокращенно как ћЕ; так, туманность јндромеды есть ћ 31.

ќ

†††ќбща€ теори€ относительности. “еори€ т€готени€, развита€ јльбертом Ёйнштейном в течение дес€тилети€ с 1906 по 1916 год.  ак сформулировал Ёйнштейн, основна€ иде€ общей теории относительности заключаетс€ в том, что т€готение есть эффект искривлени€ пространственно-временного континуума.

†††ќднородность. ѕредполагаемое свойство ¬селенной, заключающеес€ в том, что в любой данный момент времени она выгл€дит одинаково дл€ всех типичных наблюдателей, где бы они ни находились.

ѕ

†††ѕараметр замедлени€. „исло, характеризующее скорость, с которой замедл€етс€ разбегание далеких галактик.

†††ѕарсек. јстрономическа€ единица рассто€ни€. ќпредел€етс€ как рассто€ние до объекта, параллакс которого (годовое смещение на небе, об€занное движению «емли вокруг —олнца) равен одной дуговой секунде. —окращенно пк. –авен 3,0956 × 1013 километров, или 3,2615 светового года. ќбычна€ дл€ космологии единица Ч один миллион парсеков, или мегапарсек, сокращенно ћпк. ѕосто€нна€ ’аббла обычно даетс€ в километрах в секунду на мегапарсек.

†††ѕи-мезон. јдрон с наименьшей массой. —уществует в трех разновидност€х: положительно зар€женна€ частица (π+), ее отрицательно зар€женна€ античастица (π-) и несколько более легка€ нейтральна€ частица (π0). ¬се эти частицы иногда называют пионами.

†††ѕлотность.  оличество любой величины, содержащеес€ в единичном объеме. ѕлотность массы есть масса в единице объема; часто эта величина называетс€ просто плотностью. ѕлотность энергии есть энерги€ в единице объема; плотность числа частиц, или плотность частиц, есть число частиц в единице объема.

†††ѕозитрон. ѕоложительно зар€женна€ античастица электрона. ќбозначаетс€ е+.

†††ѕосто€нна€ Ѕольцмана. ‘ундаментальна€ посто€нна€ статистической механики, св€зывающа€ температурную шкалу с единицами энергии. ќбычно обозначаетс€ как†κ или κЅ. –авна 1,3806 × 10-16 эрг на градус  ельвина или 0,00008617 электронвольт на 1  .

†††ѕосто€нна€ ѕланка. ‘ундаментальна€ посто€нна€ квантовой механики. ќбозначаетс€ h. –авна 6,625 × 10-27 эрг·с. ѕосто€нна€ ѕланка была впервые введена в 1900 году в планковской теории излучени€ черного тела. «атем она по€вилась в 1905 году в эйнштейновской теории фотонов: энерги€ фотона равна посто€нной ѕланка, умноженной на скорость света и деленной на длину волны. ¬ наши дни более прин€то использовать посто€нную h (h с чертой), определ€емую как посто€нна€ ѕланка, деленна€ на .

†††ѕосто€нна€ Ќьютона. ‘ундаментальна€ посто€нна€ ньютоновой и эйнштейновской теорий т€готени€. ќбозначаетс€ G. ¬ ньютоновой теории т€готени€ сила, действующа€ между двум€ телами, равна G, умноженной на произведение масс тел и деленной на квадрат рассто€ни€ между ними. ¬ метрических единицах равна 6,67 × 10-8 см3/(г·с2).

†††ѕосто€нна€ тонкой структуры. ‘ундаментальна€ посто€нна€ атомной физики и квантовой электродинамики, определ€ема€ как квадрат зар€да электрона, деленный на произведение посто€нной ѕланка и скорости света. ќбозначаетс€ α, равна 1/137,036.

†††ѕорогова€ температура. “емпература, выше которой данный тип частиц может в изобилии рождатьс€ излучением черного тела. –авна массе частицы, умноженной на квадрат скорости света и деленной на посто€нную Ѕольцмана.

†††ѕринцип исключени€ ѕаули. ѕринцип, согласно которому никакие две частицы одного типа не могут занимать в точности одно и то же квантовое состо€ние. Ётому принципу подчин€ютс€ барионы и лептоны, но не фотоны и мезоны.

†††ѕротон. ѕоложительно зар€женна€ частица, обнаруженна€ нар€ду с нейтронами в обычных атомных €драх. ќбозначаетс€ р. ядро водорода состоит из одного протона.

†††–аспределение ѕланка. –аспределение энергии по различным длинам волн дл€ излучени€ в тепловом равновесии, т.†е. дл€ излучени€ черного тела.

†††–екомбинаци€. —оединение атомных €дер и электронов в обычные атомы. ¬ космологии термин Ђрекомбинаци€ї часто используетс€ специально дл€ обозначени€ образовани€ атомов гели€ и водорода при температуре около 3000  .

†††–о-мезон. ќдин из многих чрезвычайно нестабильных адронов. –аспадаетс€ на два пи-мезона со средним временем жизни 4,4 × 10-24 с.


†††—верхновые. √рандиозные звездные взрывы, в которых все вещество звезды, кроме внутреннего €дра, выбрасываетс€ в межзвездное пространство. —верхнова€ за несколько дней рождает столько же энергии, сколько —олнце излучает за несколько миллионов лет. ѕоследнюю сверхновую, наблюдавшуюс€ в нашей √алактике, видел в 1604 году  еплер (а также корейские и китайские придворные астрономы) в созвездии «мееносца, но считаетс€, что радиоисточник  ассиопе€ ј св€зан с более поздней сверхновой.

†††—ветовой год. –ассто€ние, которое свет проходит за год, и равное 9,4605 тыс€чи миллиардов километров.

†††—ильные взаимодействи€. Ќаиболее сильное из четырех общих типов взаимодействи€ элементарных частиц. ќтветственно за €дерные силы, удерживающие протоны и нейтроны в атомных €драх. —ильным взаимодействи€м подвержены только адроны, но не фотоны и лептоны.

†††—лабые взаимодействи€. ќдин из четырех общих типов взаимодействий элементарных частиц. ѕри обычных энерги€х слабые взаимодействи€ значительно слабее электромагнитных или сильных взаимодействий, хот€ и много сильнее гравитационного взаимодействи€. —лабые взаимодействи€ ответственны за относительно медленные распады частиц вроде распадов нейтрона и мюона, а также за все реакции с участием нейтрино. ¬ насто€щее врем€ широко распространено мнение, что слабые, электромагнитные и, возможно, сильные взаимодействи€ суть про€влени€ лежащей в их основе простой единой калибровочной теории пол€.

†††—корость света. ‘ундаментальна€ посто€нна€ специальной теории относительности, равна€ 299 792†км/с. ќбозначаетс€ с. Ћюба€ частица нулевой массы, така€, как фотон, нейтрино или гравитон, распростран€етс€ со скоростью света. —корости материальных частиц приближаютс€ к скорости света, когда их энергии станов€тс€ очень большими по сравнению с энергией поко€ 2, заключенной в их массе.

†††—обственное движение. —мещение положени€ астрономических тел на небе, вызванное их движением под углами к лучу зрени€. ќбычно измер€етс€ в дуговых секундах за год.

†††—пециальна€ теори€ относительности. Ќовый взгл€д на пространство и врем€, предложенный в 1905 году јльбертом Ёйнштейном.  ак и в ньютоновой механике, имеетс€ совокупность математических преобразований, св€зывающих пространственно-временные координаты, используемые различными наблюдател€ми, таким образом, что законы природы оказываютс€ дл€ этих наблюдателей одинаковыми. ќднако в специальной теории относительности пространственно-временные преобразовани€ имеют то существенное свойство, что они оставл€ют скорость света неизменной независимо от скорости наблюдател€. √овор€т, что люба€ система, содержаща€ частицы со скорост€ми, близкими к скорости света, €вл€етс€ рел€тивистской, и така€ система должна изучатьс€ в соответствии с законами специальной теории относительности, а не ньютоновой механики.

†††—пин. ‘ундаментальное свойство элементарных частиц, описывающее состо€ние вращени€ частицы. —огласно законам квантовой механики спин может принимать только некоторые определенные значени€, равные целому или полуцелому числу, умноженному на посто€нную ѕланка.

†††—редний свободный пробег. —реднее рассто€ние, проходимое данной частицей между столкновени€ми со средой, в которой она движетс€. —реднее свободное врем€ есть среднее врем€ между столкновени€ми.


†††“еори€ стационарного состо€ни€.  осмологическа€ теори€, развивавша€с€ Ѕонди, √олдом и ’ойлом, в которой средние свойства ¬селенной никогда не мен€ютс€ со временем; согласно этой теории, чтобы плотность удерживалась посто€нной в процессе расширени€ ¬селенной, должна непрерывно порождатьс€ нова€ матери€.

†††“епловое равновесие. “акое состо€ние, когда скорости, с которыми частицы попадают в любой заданный интервал скоростей, спинов и т.†п., в точности уравновешиваютс€ скорост€ми, с которыми они покидают этот интервал. Ћюба€ физическа€ система, не возмущаема€ достаточно долгое врем€, достигает в конце концов состо€ни€ теплового равновеси€.

†††“ипичные галактики. Ёто пон€тие используетс€ в данной книге дл€ обозначени€ галактик, не имеющих никаких необычных скоростей и поэтому движущихс€ только вместе с общим движением вещества, порожденным расширением ¬селенной. “от же смысл придаетс€ терминам типична€ частица и типичный наблюдатель.

†††“ритий. Ќестабильный т€желый изотоп водорода 3Ќ. ядро трити€ состоит из протона и двух нейтронов.

†††“уманности. ”даленные астрономические объекты, имеющие вид облаков. Ќекоторые туманности €вл€ютс€ галактиками, другие на самом деле представл€ют собой облака пыли и газа внутри нашей √алактики.

†††“уманность јндромеды. Ѕольша€ галактика, ближайша€ к нашей. —пиральна€, с массой, приблизительно равной 3 × 1011 солнечных масс. ¬ каталоге ћессье имеет номер ћ 31, в ЂЌовом общем каталогеї Ч номер NGC 224.


†††”льтрафиолетовое излучение. Ёлектромагнитные волны с длинами в интервале от 10 до 2000 ангстрем (от 10-7 до 2 × 10-5 см), промежуточные между видимым светом и рентгеновским излучением.


†††‘азовый переход. –езкий переход системы из одной конфигурации в другую обычно с изменением симметрии. ѕримерами могут служить плавление, кипение и переход от обычной проводимости к сверхпроводимости.

†††‘отон. ¬ квантовой теории излучени€ частица, св€занна€ со световой волной. ќбозначаетс€ γ.


†††’арактерное врем€ расширени€. ¬еличина, обратна€ посто€нной ’аббла. √рубо, в 100 раз больше того времени, за которое ¬селенна€ расширитс€ на 1 процент.

÷

†††÷ефеиды. яркие переменные звезды с хорошо установленным соотношением между абсолютной светимостью, периодом изменени€ и цветом. Ќазваны по звезде†δ ÷ефе€ в созвездии ÷ефе€. »спользуютс€ как индикаторы рассто€ни€ до относительно близких галактик.

†††÷иан. ’имическое соединение CN, образованное из углерода и азота. Ќайдено в межзвездном пространстве по поглощению видимого света.


†††„астота. Ѕыстрота, с которой состо€ние волны любого сорта измен€етс€ в данной точке. –авна скорости волны, деленной на длину волны. »змер€етс€ в циклах в секунду или в герцах.

Ё

†††Ёлектрон. Ћегчайша€ из массивных элементарных частиц. ¬се химические свойства атомов и молекул определ€ютс€ электрическим взаимодействием электронов друг с другом и с атомными €драми.

†††Ёлектронвольт. ѕрин€та€ в атомной физике единица энергии, равна€ энергии, приобретаемой электроном при прохождении разности потенциалов в один вольт. –авен 1,60219 × 10-12 эрг.

†††Ёнерги€ поко€. Ёнерги€ частицы в состо€нии поко€, котора€ выделилась бы, если бы вс€ масса частицы смогла аннигилировать. ƒаетс€ формулой Ёйнштейна ≈ = mс2.

†††Ёнтропи€. ‘ундаментальна€ величина статистической механики, св€занна€ со степенью беспор€дка в физической системе. Ёнтропи€ сохран€етс€ в любом процессе, в котором непрерывно поддерживаетс€ тепловое равновесие. ¬торое начало термодинамики утверждает, что полна€ энтропи€ в любой реакции никогда не уменьшаетс€.

†††Ёрг. ≈диница энергии в системе единиц сантиметр-грамм-секунда (—√—).  инетическа€ энерги€ массы один грамм, движущейс€ со скоростью один сантиметр в секунду, равна половине эрга.

я

†††ядерна€ демократи€. ƒоктрина, согласно которой все адроны в равной степени фундаментальны.

†††ядерные частицы. „астицы, протоны и нейтроны, обнаруженные в €драх обычных атомов. ќбычно сокращенно называютс€ нуклонами.

ћј“≈ћј“»„≈— ќ≈ ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈

†††Ёти замечани€ предназначены дл€ тех читателей, которые хот€т познакомитьс€ с кое-какой математикой, на которой базируетс€ нематематическое изложение в основной части этой книги. ƒл€ того чтобы уследить за ходом обсуждений в большей части книги, совершенно не об€зательно изучать эти замечани€.

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 1. Ё‘‘≈ “ ƒќѕЋ≈–ј

†††ѕредположим, что гребни волн покидают световой источник в регул€рные моменты времени, разделенные периодом . ≈сли источник движетс€ от наблюдател€ со скоростью v, тогда за врем€ между испусканием двух последовательных гребней источник проходит рассто€ние vT. Ёто увеличивает врем€, необходимое на то, чтобы гребень волны дошел от источника до наблюдател€, на величину vT/c, где с Ч скорость света. ќтсюда врем€, прошедшее между по€влением двух последовательных волновых гребней в точке наблюдени€, равно
†††длина волны света после испускани€[57]
†††длина волны света в момент приема
†††ѕоэтому отношение этих длин волн
†††Ёти же аргументы применимы и тогда, когда источник приближаетс€ к наблюдателю, с той разницей, что v замен€етс€ на Ч v. (ѕодобные рассуждени€ применимы не только к световым волнам, но и к любому типу волнового сигнала.)
†††Ќапример, галактики в скоплении ƒевы движутс€ от нашей √алактики со скоростью примерно 1000†км/с. —корость света равна 300 000†км/с. ѕоэтому длина волны любой спектральной линии от скоплени€ в ƒеве больше своего нормального значен舆λ в отношении

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 2.  –»“»„≈— јя ѕЋќ“Ќќ—“№

†††–ассмотрим сферу радиуса R, внутри которой содержатс€ галактики. (ƒл€ целей данного вычислени€ мы должны выбрать R больше, чем рассто€ние между скоплени€ми галактик, но меньше любого рассто€ни€, характеризующего ¬селенную в целом.) ћасса такой сферы равна ее объему, умноженному на космическую плотность массы ρ:
†††»з ньютоновой теории т€готени€ следует, что потенциальна€ энерги€ любой типичной галактики на поверхности этой сферы
†††где m Ч масса галактики; G Ч ньютонова посто€нна€ т€готени€, G = 6,67 × 10-8 см3/(г·с2). —корость этой галактики определ€етс€ законом ’аббла в виде
†††где Ќ Ч посто€нна€ ’аббла. —ледовательно, кинетическа€ энерги€ галактики равна
†††ѕолна€ энерги€ галактики есть сумма кинетической и потенциальной энергий:
†††Ёта величина должна оставатьс€ посто€нной в процессе расширени€ ¬селенной.
†††≈сли полна€ энерги€ отрицательна, галактика никогда не может удалитьс€ в бесконечность, так как на очень больших рассто€ни€х потенциальна€ энерги€ становитс€ пренебрежимо малой, и в этом случае полна€ энерги€ просто равна кинетической энергии, котора€ всегда положительна. ≈сли же полна€ энерги€ положительна, галактика может достичь бесконечности, име€ остаточную кинетическую энергию. “аким образом, условие того, что галактика имеет скорость, как раз равную скорости отрыва, заключаетс€ в том, что обращаетс€ в нуль, что дает
†††ƒругими словами, плотность должна иметь значение
†††Ёто и есть критическа€ плотность. (’от€ этот результат получен здесь с использованием принципов ньютоновой физики, он на самом деле справедлив даже тогда, когда содержимое ¬селенной €вл€етс€ ультрарел€тивистским, если только иметь в виду, что†ρ интерпретируетс€ как полна€ плотность энергии, деленна€ на с2.)
†††Ќапример, если Ќ равна попул€рному в насто€щее врем€ значению 15†км/с на миллион световых лет, то, вспомина€, что световой год соответствует 9,46 × 1012 километров, мы получаем
†††¬ одном грамме содержитс€ 6,02 × 1023 €дерных частиц; такое значение теперешней критической плотности соответствует примерно 2,7 × 10-6 €дерных частиц в 1†см3, или 0,0027 частицы в одном литре.

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 3. ћј—Ў“јЅџ ¬–≈ћ≈Ќ» –ј—Ў»–≈Ќ»я

†††–ассмотрим теперь, как мен€ютс€ параметры ¬селенной с течением времени. ѕредположим, что в момент времени t типична€ галактика массы m находитс€ на рассто€нии R(t) от некоторой произвольно выбранной центральной галактики, например нашей собственной. ћы видели в предыдущем математическом дополнении, что полна€ (кинетическа€ плюс потенциальна€) энерги€ этой галактики равна
†††где H(t) и ρ(t)†Ч значени€ посто€нной ’аббла и космической плотности массы в момент времени t. Ёнерги€ должна быть всегда посто€нной. ќднако мы увидим ниже, что при R(t)†→ 0†ρ(t) увеличиваетс€, по меньшей мере, как 1/R3(t), так что ρ(t)R2(t) растет как 1/R(t) при R(t), стрем€щемс€ к нулю. „тобы сохранить энергию посто€нной, два члена в скобках должны почти сокращатьс€, так что при R(t) → 0 мы имеем
†††’арактерное врем€ расширени€ Ч просто обратна€ величина посто€нной ’аббла, т.†е.
†††Ќапример, в момент времени первого кадра (см. гл. V) плотность массы равн€лась 3,8 тыс€чи миллионов грамм на кубический сантиметр. ќтсюда, врем€ расширени€ равн€лось тогда
†††ƒалее, как мен€етс€ ρ(t) с изменением R(t)? ≈сли плотность массы определ€етс€ массами €дерных частиц (эра преобладани€ вещества), тогда полна€ масса внутри сопутствующей сферы радиуса R(t) просто пропорциональна массе €дерных частиц внутри этой сферы и, следовательно, должна оставатьс€ посто€нной:
†††ќтсюда ρ(t) обратно пропорциональна R3(t):
†††(знак ~ означает Ђпропорциональної.) ¬ то же врем€ если плотность массы определ€етс€ массой, эквивалентной энергии излучени€ (эра преобладани€ излучени€), тогда ρ(t) пропорциональна четвертой степени температуры. Ќо температура мен€етс€ как 1/R(t), так что ρ(t) в этом случае обратно пропорциональна R4(t):
†††„тобы иметь возможность одновременно рассматривать эры преобладани€ вещества и излучени€, мы запишем эти результаты в виде
†††где
††† стати, заметим, что при R(t) → 0†ρ(t) растет, по меньшей мере, так же быстро, как 1/R3(t), что и было указано выше.
†††ѕосто€нна€ ’аббла пропорциональна ρ1/2, и поэтому
†††Ќо тогда скорость типичной галактики
†††Ёлементарным результатом дифференциального исчислени€ €вл€етс€ то, что если скорость пропорциональна какой-то степени рассто€ни€, тогда промежуток времени, необходимый дл€ того, чтобы попасть из одной точки в другую, пропорционален изменению отношени€ рассто€ни€ к скорости. Ѕолее точно, если†ν пропорциональна R1-n/2, это соотношение имеет вид
†††или
†††ћожно выразить H(t) через ρ(t), после чего получим
†††“аким образом, независимо от величины n пройденное врем€ пропорционально изменению квадратного корн€ из обратной величины плотности.
†††Ќапример, в течение всей эры преобладани€ излучени€ после аннигил€ции электронов и позитронов плотность энергии равн€лась
†††(см. мат. доп. 6).  роме того, в этом случае n = 4. “аким образом, врем€, необходимое, чтобы ¬селенна€ охладилась от 100 миллионов градусов до 10 миллионов градусов, составл€ет
†††Ќаш общий результат можно также выразить более просто, записав, что врем€, необходимое, чтобы плотность упала до значен舆ρ от некоторого значени€, много большего, чем ρ, равно
†††(≈сли ρ(t2)†>> ρ(t1), мы можем пренебречь вторым членом в нашей формуле дл€ t1 Ч t2) Ќапример, при температуре 3000   плотность массы фотонов и нейтрино равн€лась
†††ρ†= 1,22 × 10-35 × 30004 г/см3 = 9,9 × 10-22 г/см3.
†††Ёто настолько меньше, чем плотность при температуре 108   (или 107  , или 106  ), что врем€, требуемое на то, чтобы ¬селенна€ охладилась от очень высоких температур на ранней стадии до 3000  , можно рассчитать (полага€ n = 4) просто как
†††ћы показали, что врем€, необходимое, чтобы плотность ¬селенной упала до значен舆ρ от значительно больших ранних значений, пропорционально 1/ρ1/2, в то врем€ как плотность†ρ пропорциональна 1/Rn. ѕоэтому врем€ пропорционально Rn/2 или, другими словами,
†††Ёто остаетс€ справедливым до тех пор, пока кинетическа€ и потенциальна€ энергии не уменьшатс€ настолько, что станут сравнимы с их суммой Ч полной энергией.
††† ак отмечено в гл. II, в каждый момент времени t после начала имеетс€ горизонт на рассто€нии пор€дка ct, из-за которого никака€ информаци€ все еще не может нас достичь. “еперь мы видим, что при t†→ 0†R(t) уменьшаетс€ менее быстро, чем рассто€ние до горизонта, так что в достаточно ранние моменты времени люба€ данна€ Ђтипична€ї частица была за горизонтом.

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 4. »«Ћ”„≈Ќ»≈ „≈–Ќќ√ќ “≈Ћј

†††–аспределение ѕланка дает энергию du излучени€ черного тела в единице объема, приход€щуюс€ на узкий интервал длин волн от†λ до†λ + dλ, в виде
†††«десь Ч температура; k = 1,38 × 10-16 эрг/  Ч посто€нна€ Ѕольцмана; с = 299 792†км/с Ч скорость света; е = 2,718Е Ч числова€ посто€нна€; h = 6,625 × 10-27 эрг·с Ч посто€нна€ ѕланка, впервые введенна€ ћаксом ѕланком в качестве составной части этой формулы.
†††ƒл€ больших длин волн знаменатель в распределении ѕланка можно приближенно записать в виде
†††—ледовательно, в этой области длин волн распределение ѕланка дает
†††Ёто Ч формула –эле€-ƒжинса. ≈сли ее применить дл€ произвольно малых длин волн, то du/dλ станет бесконечной при†λ → 0 и полна€ плотность энергии излучени€ черного тела будет бесконечной.
†††  счастью, du в формуле ѕланка достигает максимума при длине волны
†††и затем плавно спадает с уменьшением длины волны. ѕолна€ плотность энергии излучени€ черного тела равна интегралу
†††ѕодобные интегралы можно найти в стандартных таблицах определенных интегралов; в результате
†††Ёто Ч закон —тефана-Ѕольцмана.
†††ћы можем легко интерпретировать распределение ѕланка в терминах квантов света или фотонов.  аждый фотон имеет энергию, определ€емую формулой
†††ќтсюда, число фотонов dN в единице объема излучени€ черного тела, приход€щеес€ на узкий интервал длин волн от†λ до†λ + dλ, равно
†††ѕолное число фотонов в единице объема 1†см3 равно тогда
†††а средн€€ энерги€ фотона:
†††–ассмотрим теперь, что происходит с излучением черного тела в расшир€ющейс€ ¬селенной. ѕредположим, что размер ¬селенной изменилс€ в f раз; например, если ¬селенна€ удваиваетс€ в размере, то f = 2.
††† ак мы видели в главе II, длины волн измен€ютс€ пропорционально размеру ¬селенной и будут иметь новое значение
†††ѕосле расширени€ плотность энергии du' в новом интервале длин волн от λ' до λ' + dλ' меньше первоначальной плотности энергии du в старом интервале длин воли от†λ до†λ + dλ по двум различным причинам.
†††1.†“ак как объем ¬селенной увеличилс€ в f3 раз, то до тех пор, пока не рождалось и не уничтожалось никаких фотонов, их число в единице объема уменьшилось в f3 раз, т.†е. изменилось на множитель 1/f3.
†††2.†Ёнерги€ каждого фотона обратно пропорциональна его длине волны и поэтому уменьшилась на множитель 1/f. ќтсюда следует, что плотность энергии уменьшилась на общий множитель 1/f3, умноженный на 1/f, то есть на множитель 1/f4:
†††≈сли мы теперь перепишем эту формулу, введ€ новую длину волны λ', то она примет вид
†††Ќо это в точности та же формула, что и стара€ формула дл€ du, выраженна€ через†λ и , за исключением того, что замен€етс€ новой температурой
†††—ледовательно, мы заключаем, что свободно расшир€ющеес€ излучение черного тела продолжает описыватьс€ формулой ѕланка, но с температурой, падающей обратно пропорционально масштабу расширени€.

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 5. ћј——ј ƒ∆»Ќ—ј

†††ƒл€ того чтобы сгусток вещества образовал гравитационно св€занную систему, необходимо, чтобы его гравитационна€ потенциальна€ энерги€ превысила внутреннюю тепловую энергию. √равитационна€ потенциальна€ энерги€ сгустка радиуса r и массы†M пор€дка
†††¬нутренн€€ энерги€ в единице объема пропорциональна давлению p, так что полна€ внутренн€€ энерги€ пор€дка
†††—ледовательно, гравитационное сжатие будет преобладать, если
†††Ќо дл€ заданной плотности р мы можем выразить r через ћ с помощью соотношени€
†††”словие гравитационного ст€гивани€ можно поэтому переписать в виде
†††или, иными словами,
†††где MD (с точностью до несущественного численного множител€)†Ч величина, известна€ как масса ƒжинса:
†††Ќапример, как раз перед рекомбинацией водорода плотность массы равн€лась 9,9 × 10-22 г/см3 (см. математическое допол-нение 3), а давление равн€лось[58]:
†††ѕоэтому масса ƒжинса была равна
†††где MΘ Ч масса —олнца. (ƒл€ сравнени€ масса нашей √алактики равна примерно 1011ћΘ.) ѕосле рекомбинации давление[59] упало в 109 раз, так что масса ƒжинса уменьшилась до
†††»нтересно, что это примерно равно массе больших шаровых скоплений внутри нашей √алактики.

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 6. ѕЋќ“Ќќ—“№ » “≈ћѕ≈–ј“”–ј Ќ≈…“–»Ќќ

†††ƒо тех пор, пока сохран€етс€ тепловое равновесие, полное значение величины, называемой Ђэнтропиейї, остаетс€ фиксированным. ¬ достаточном дл€ наших целей приближении энтропи€ S в единице объема при температуре даетс€ формулой
†††где NT Ч эффективное число разновидностей частиц, наход€щихс€ в тепловом равновесии, порогова€ температура которых ниже . ƒл€ того чтобы удержать полную энтропию посто€нной, S должна быть пропорциональна обратному кубу размера ¬селенной. Ёто значит, что если R есть рассто€ние между любой парой типичных частиц, то
††† ак раз перед аннигил€цией электронов и позитронов (при температуре около 5 × 109  ) нейтрино и антинейтрино уже вышли из теплового равновеси€ с остальным содержимым ¬селенной, так что единственными частицами, имевшимис€ в больших количествах в равновесии, были электрон, позитрон и фотон. ћы видим, что согласно табл. 1 полное эффективное число разновидностей частиц перед аннигил€цией составл€ло[60]
†††ѕосле аннигил€ции электронов и позитронов в четвертом кадре единственными частицами, которые остались в равновесии в большом количестве, были фотоны. Ёффективное число разновидностей частиц равн€лось поэтому просто
†††»з закона сохранени€ энтропии следует, что
†††Ёто значит, что тепло, выделившеес€ при аннигил€ции электронов и позитронов, увеличило величину TR на множитель
†††ѕеред аннигил€цией электронов и позитронов температура нейтрино Tν была такой же, как и температура фотонов . Ќо после этого просто падала как 1/R, так что дл€ всех последующих моментов времени произведение TνR равн€лось значению TR перед аннигил€цией.
†††ќтсюда заключаем, что после окончани€ процесса аннигил€ции температура фотонов оказалась выше температуры нейтрино в
†††Ќейтрино и антинейтрино, даже хот€ они и не наход€тс€ в тепловом равновесии, дают важный вклад в космическую плотность энергии. Ёффективное число разновидностей нейтрино и антинейтрино равно[61] 7/2, или 7/4 от эффективного числа разновидностей фотонов. (»меютс€ два спиновых состо€ни€ фотона.) ¬ то же врем€ четверта€ степень температуры нейтрино меньше, чем четверта€ степень температуры фотонов, на множитель (4/11)4/3. —ледовательно, отношение плотности энергии нейтрино и антинейтрино к плотности энергии фотонов
†††«акон —тефана-Ѕольцмана (см. главу III) утверждает, что при температуре фотонов плотность энергии фотонов
†††—ледовательно, полна€ плотность энергии после электрон-позитронной аннигил€ции равна
†††ћы можем перевести это в эквивалентную плотность массы, разделив на квадрат скорости света, и найдем тогда

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»я –≈ƒј “ќ–ј –”—— ќ√ќ ѕ≈–≈¬ќƒј

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 1.  Ћј——»„≈— јя
Ќ≈–≈Ћя“»¬»—“— јя  ќ—ћќЋќ√»я

†††¬ предлагаемой книге ¬айнберг дл€ определени€ закона расширени€ ¬селенной рассматривает шар, выделенный из безграничной среды. √равитационное поле среды, окружающей шар, при этом не рассматриваетс€: как известно, поле внутри сферически-симметричной оболочки равно нулю. ¬ывод ¬айнберга правилен. ќднако у читател€ могут возникнуть сомнени€, нет ли произвола в операции мысленного выделени€ шара[62]. ѕоэтому полезно дать вывод, также основанный на ньютоновой теории т€готени€, в котором искусственное выделение шара не используетс€. Ћогическа€ простота при этом покупаетс€ ценой некоторого математического усложнени€ решени€. ѕриводимый ниже вывод оказываетс€ также весьма полезным в теории образовани€ галактик при рассмотрении возмущений идеального решени€. ќднако в этом дополнении мы не касаемс€ вопроса о возмущени€х.
†††»так, дл€ определени€ закона расширени€ будем непосредственно рассматривать безграничную среду, ее гравитационный потенциал и движение.
†††”равнение т€готени€ запишем в форме уравнени€ ѕуассона:
†††где†φ Ч потенциал гравитационного пол€; G Ч гравитационна€ посто€нна€;†ρ Ч плотность. Ѕудем искать сферически-симметричное решение с φ, завис€щим только от r = (х2 + у2 + z2)1/2. “огда
†††–ешение этого уравнени€ имеет вид:
†††ћы привыкли к тому, что потенциал равен нулю на бесконечности; дл€ ограниченной совокупности масс это так и есть. ¬ безграничной ¬селенной, равномерно заполненной веществом, это не так, однако нет никаких причин отказыватьс€ от приведенного решени€.
†††ƒавление, так же как и плотность, считаем не завис€щим от координат. ¬ уравнение движени€ сплошной среды входит градиент давлени€, но в данном случае эта величина равна нулю.
†††ќбщий вид уравнени€ движени€ сплошной среды:
†††ѕодставим сюда выражение закона ’аббла
†††и используем выражение (3) дл€ φ(r) и то, что grad ρ†= 0. —ократив r, получим:
†††Ќаконец, составим уравнение неразрывности:
†††ѕодставив сюда хаббловское выражение скорости (5), найдем, что не завис€ща€ от координат (но завис€ща€ от времени) плотность удовлетвор€ет уравнению
†††—истема уравнений (6) и (8) полностью эквивалентна тем уравнени€м, которые выписаны автором книги в дополнении 2. ƒл€ ее решени€ удобно поделить одно уравнение на другое. “огда
†††Ёто уравнение легко представить в виде линейного уравнени€ относительно величины H2:
†††решение которого с заданными (измеренными в насто€щее врем€) значени€ми Ќ0 и ρ0 нетрудно записать. ќбщее решение имеет вид (ј Ч константа интегрировани€):

†††€2 = V/3 + YGp-†(и)
†††ѕодставл€€ сегодн€шние значени€ Ќ0 и ρ0 получаем окончательно
†††что полностью описывает и прошлое (при†ρ > ρ0) и будущее ¬селенной. ≈ще одним интегрированием можно найти t(ρ) и тем самым св€зать Ќ и†ρ с t.
†††ќднако мы не останавливаемс€ на этом. Ќашей целью была демонстраци€ того, что не нужно искусственно выдел€ть какой-то шар, рассматривать наход€щуюс€ на краю точку, делать правдоподобные, но не строгие предположени€ о том, что внешн€€ (бесконечна€!) область не вли€ет на движение.
†††¬ыше были применены регул€рные методы рассмотрени€ движени€ сплошной среды и €сные предположени€ о том, что ищетс€ решение изотропное и однородное, т.†е. такое, в котором равноценны все направлени€ и все точки пространства. »зотропи€ следует из сферически-симметричного вида функции†φ и симметрии закона ’аббла. ¬ однородности решени€ легко убедитьс€, мен€€ начало координат и переход€ к новой системе, ускоренно движущейс€ относительно старой. Ѕезграничность среды, так же как и обращение потенциала в бесконечность на пространственной бесконечности, не создает никаких трудностей при расчете[63].
†††¬се расчеты могли бы быть проделаны не только в дев€тнадцатом, но и в восемнадцатом веке. “щательный логический анализ пон€тий однородности и изотропии в ньютоновой механике Ч вот что могло бы привести к сверхраннему открытию теории расшир€ющейс€ ¬селенной. ѕарадокс Ч один из тех, которыми изобилует наука,†Ч заключаетс€ в том, что ньютонова теори€ космологического расширени€ была создана лишь после научного подвига ‘ридмана. ¬споминаютс€ слова ѕастернака: Ђ’оть простота нужнее люд€м, но сложное доступней имї.
†††«а всем сказанным выше не следует, однако, забывать, что рел€тивистска€ теори€ богаче и содержательнее ньютоновой; в общей теории относительности вы€сн€етс€ еще и глобальна€ геометри€ мира.
†††Ќаконец заметим, что на ранней стадии мы имеем дело с веществом, давление которого того же пор€дка, что и плотность энергии поко€ ρс2. √аз, состо€щий из частиц, движущихс€ со скоростью света, имеет давление р = ρс2/3. ¬ этом случае, как нас учит обща€ и специальна€ теори€ относительности, уравнени€ несколько мен€ютс€. ”равнение ѕуассона имеет вид:
†††ѕоэтому можно сказать, что давление тоже Ђвеситї.
†††”равнение неразрывности имеет вид:
†††так как плотность в данном объеме уменьшаетс€ не только вследствие вытекани€ части вещества из данного объема, но и за счет работы расширени€, в силу закона эквивалентности массы и энергии.

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 2. ј.ј.‘–»ƒћјЌ » ≈√ќ
 ќ—ћќЋќ√»„≈— јя “≈ќ–»я

†††—оветскому читателю должны быть интересны сведени€ о нашем соотечественнике, внесшем крупнейший вклад в теоретическую космологию. јлександр јлександрович ‘ридман родилс€ 17 июл€ 1888 года в ѕетербурге в семье музыкантов. ≈го математические способности про€вились очень рано, еще в гимназии. ќн училс€ в университете, был учеником академика —теклова. ¬о врем€ первой мировой войны служил в авиационных част€х, организовал аэронавигационную службу. —делал весьма важные работы по динамической метеорологии и гидромеханике. ¬ июле 1925 года участвовал в рекордном полете на аэростате. ”мер 16 сент€бр€ 1925 года в Ћенинграде от брюшного тифа в возрасте 37 лет.
†††≈го перва€ космологическа€ работа была напечатана в ведущем журнале того времени в √ермании в 1922 году и в русском Ђ∆урнале физико-химического обществаї. ¬ этой работе впервые было найдено решение уравнений общей теории относительности дл€ замкнутого нестационарного расшир€ющегос€ мира. Ёта работа не осталась незамеченной. Ёйнштейн опубликовал в том же году Ђ«амечаниеї, в котором, настаива€ на стационарности ¬селенной, опровергал работу ‘ридмана. «а этим последовало письмо ‘ридмана, и в следующем 1923 году Ёйнштейн опубликовал краткую заметку, в которой писал: Ђя считаю результаты г. ‘ридмана правильными и проливающими новый свет. ќказываетс€, что уравнени€Е допускаютЕ также и переменные относительно времениЕ решени€ї.
†††Ќаконец в 1924 году ‘ридман опубликовал решение дл€ пространства отрицательной кривизны, т.†е. дл€ открытого мира. Ёти два типа решений исчерпывают все возможности дл€ однородной изотропной ¬селенной[64]. Ќо до смерти ‘ридмана оставалс€ только один год, и он не успел узнать об астрономическом подтверждении своей теории.
†††¬ 1963 году јкадеми€ наук ———– отметила 75-летие со дн€ рождени€ ‘ридмана. Ѕыл издан посв€щенный ему выпуск журнала Ђ”спехи физических наукї (т. 80, вып. 3). ¬ этом выпуске воспроизведены статьи ‘ридмана 1922 и 1924 годов и заметки Ёйнштейна. ¬ыпуск содержит также воспоминани€ о ‘ридмане и обзоры по космологии и общей теории относительности. Ќесколько позже по€вились Ђ»збранные трудыї ‘ридмана (ћ., Ќаука, 1966). ¬ эти труды вошли книга ‘ридмана Ђћир как пространство и врем€ї, впервые изданна€ в 1923 году, и статьи советских ученых о его жизни и творчестве.

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 3. ¬«ј»ћќƒ≈…—“¬»≈ »«Ћ”„≈Ќ»я » ¬≈ў≈—“¬ј

†††јвтор правильно отмечает, что при температуре выше 3000   атомы диссоциированы и имеет место рассе€ние фотонов свободными электронами. ќднако не совсем точно высказывание относительно того, что это рассе€ние поддерживает тепловое равновесие между веществом и излучением.
†††ƒело в том, что в процессе рассе€ни€ на движущихс€ электронах фотоны мен€ют направление и энергию. ќднако число фотонов при этом, как правило, не мен€етс€. “аким образом, рассе€ние перераспредел€ет фотоны по спектру в соответствии с температурой электронов, но оставл€ет посто€нным общее число фотонов в единице объема.
†††ƒл€ установлени€ полного термодинамического равновеси€ об€зательно должны происходить процессы поглощени€ и испускани€ фотонов. Ѕлагодар€ этим процессам и устанавливаетс€ при каждой температуре определенное число фотонов каждой энергии и определенное общее число фотонов в единице объема.
†††Ќо свободный электрон не может поглотить или испустить фотон. Ётот процесс происходит лишь в тот момент, когда электрон пролетает мимо €дра. ≈сли при этом испускаетс€ фотон, то электрон тер€ет часть энергии и тормозитс€, летит дальше с меньшей энергией. ѕоэтому говор€т о Ђтормозномї излучении.
†††ѕлотность плазмы (т.†е. вещества во ¬селенной до рекомбинации) очень мала, поэтому установление полного термодинамического равновеси€ происходит только тогда, когда температура плазмы выше 30 000 000   и, соответственно, плотность плазмы выше, чем при рекомбинации (при 3000  ), в 1012 раз. ¬ последнее врем€ италь€нец ƒецотти и советский астрофизик –.ј. —юн€ев отметили, что при рассе€нии, хот€ и редко, число фотонов может измен€тьс€: иногда один фотон, пада€ на электрон, вызывает по€вление двух фотонов после рассе€ни€ (так называемый двойной комптон-эффект). »ногда происходит и обратный процесс. ¬ св€зи с этим примерно в 10 раз снижаетс€ температура, при которой имеет место установление термодинамического равновеси€. ѕосле этого спектр излучени€ остаетс€ равновесным, планковским, с температурой, понижающейс€ в ходе общего расширени€.
†††ќднако это справедливо лишь в случае идеального равномерного расширени€, без каких-либо возмущений. ≈сли при температуре ниже 30 000 000   в плазме выдел€етс€ энерги€, то теори€ предсказывает своеобразный спектр, отличающийс€ от планковского. “еори€ этого €влени€ разработана –.ј. —юн€евым и автором дополнени€. Ќекоторое искажение спектра, особенно в его коротковолновой части, возможно и за счет дополнительного излучени€ межзвездного газа и пыли на поздней стадии в очень далеких галактиках. ѕри большом их числе и малом угловом рассто€нии между ними такое излучение трудно отличить от первичного реликтового излучени€. ¬ насто€щее врем€ активно ведетс€ изучение спектра, но еще нельз€ сказать с определенностью, есть ли отклонени€ от формулы ѕланка (в пределах, не превышающих 20†%).

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 4. ћјЋџ≈ ¬ќ«ћ”ў≈Ќ»я –ј¬Ќќћ≈–Ќќ—“»
ћ» –ќ¬ќЋЌќ¬ќ√ќ »«Ћ”„≈Ќ»я

†††—уществование в насто€щее врем€ определенной структуры и неравномерного распределени€ вещества в пространстве (существование скоплений галактик) свидетельствует о возмущени€х строгой модели, построенной ј.ј.‘ридманом. Ёти возмущени€ должны сопровождатьс€ и возмущени€ми равномерности излучени€. ¬озмущени€ эти могут быть сравнительно малыми, так же, как и начальна€ неоднородность плотности вещества в момент, когда вещество и излучение разделились. ¬ дальнейшем неоднородность плотности вещества возрастала вследствие гравитационной неустойчивости, а неоднородность излучени€ уменьшалась при рассе€нии излучени€ и за счет усреднени€ температуры по лучу зрени€.
†††ѕоэтому качественно можно пон€ть тот факт, что в насто€щее врем€ возмущени€ плотности вещества весьма велики, а возмущени€ излучени€ малы. ƒо насто€щего времени возмущени€ излучени€ еще не наблюдены Ч различие температуры в направлени€х, отсто€щих друг от друга на несколько угловых минут, меньше погрешности аппаратуры, т.†е. меньше, чем несколько сотых долей процента.
†††“еори€ нуклеосинтеза предсказывает определенную св€зь между содержанием дейтери€ и плотностью вещества. »змеренное содержание дейтери€ указывает на малую плотность вещества, меньше 5 процентов критической плотности. ѕри этой малой плотности рост возмущений идет медленно. ¬ насто€щее врем€ следстви€, вытекающие из наблюденного содержани€ дейтери€, считают убедительными, в отличие от того, что пишет ¬айнберг.
†††Ќеобходимы дальнейшие более точные опыты и развитие теории дл€ того, чтобы количественно разобратьс€ в теории образовани€ структуры галактик.
†††¬ последнее врем€ многие астрофизики, в том числе и редактор этой книги, отмечают, что без учета массы поко€ нейтрино (см. подробнее ниже, в дополнении 7) трудно согласовать значительную неоднородность в распределении плотности вещества и малую плотность вещества с малостью возмущений микроволнового излучени€.

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 5. јЌ»«ќ“–ќѕ»я ћ» –ќ¬ќЋЌќ¬ќ√ќ »«Ћ”„≈Ќ»я

†††“щательные измерени€, проведенные с помощью аппаратуры, установленной на высотном самолете (дл€ уменьшени€ излучени€ атмосферы, попадающего в прибор), позволили обнаружить определенную малую анизотропию микроволнового фона излучени€. јнтенна, направленна€ на созвездие Ћьва, дает температуру излучени€ на 0,13 процента выше средней. ¬ противоположном направлении температура на 0,13 процента ниже средней. “емпература плавно мен€етс€ между этими двум€ значени€ми.
†††“акую зависимость микроволнового фона от направлени€ можно объ€снить, принима€, что температура строго одинакова во всех направлени€х. ќднако така€ Ђодинаковостьї, или, выража€сь научно, Ђизотропи€ї, имеет место лишь дл€ некоторого воображаемого наблюдател€. —олнечна€ система, «емл€ и аппаратура, наход€ща€с€ на самолете, движутс€ относительно этого наблюдател€ со скоростью 390 ± 60†км/с в направлении созвезди€ Ћьва. ¬следствие этого движени€, т.†е. за счет эффекта ƒоплера, излучение, идущее навстречу, кажетс€ нам более гор€чим Ч на 0,13†%, или на 0,004 градуса, а излучение, догон€ющее нас, представл€етс€ нам более холодным на те же 0,004 градуса. “очность измерени€ такова, что выделить вклад от движени€ «емли вокруг —олнца (30†км/с) и тем более от движени€ самолета относительно «емли (0,5†км/с) в насто€щее врем€ не удаетс€. ќднако уже при увеличении точности в 10 раз движение «емли, мен€ющеес€ на прот€жении года, можно будет заметить. «на€, как движетс€ —олнечна€ система в √алактике, можно определить скорость, с которой движетс€ относительно воображаемого наблюдател€ (см. выше) центральна€ область нашей √алактики: эта скорость оказалась приблизительно равной 600†км/с.
†††Ќа этом примере вы€сн€етс€, что в каждой точке ¬селенной существует наблюдатель, относительно которого микроволновое излучение изотропно. Ётого наблюдател€ и св€заную с ним систему координат можно назвать выделенными. ƒвижение другого наблюдател€, наход€щегос€ в той же точке, относительно выделенной системы координат приводит к тому, что этот Ђдругойї наблюдатель обнаружит анизотропию микроволнового излучени€. »менно это фактически и произошло с земным наблюдателем (анизотропи€ равна ±0,13†%).
†††Ќаличие в каждой точке выделенной системы координат напоминает взгл€ды физиков до создани€ теории относительности, когда предполагалось, что свет Ч это колебани€ особого вещества Ч эфира, заполн€ющего всю ¬селенную. ѕредполагалось далее, что система координат, св€занна€ с эфиром, €вл€етс€ преимущественной, выделенной, и ставились опыты по обнаружению движени€ «емли относительно эфира. ћы знаем, что эти опыты (ћайкельсона и других) дали отрицательный результат Ч светоносный эфир не существует. ќднако эволюци€ ¬селенной приводит к тому, что в наблюдени€х космического микроволнового излучени€ (но только в этих астрономических наблюдени€х!) выделенна€ система по€вл€етс€, и ее иногда называют Ђновый эфирї. ќписанные выше наблюдени€ позволили определить скорость «емли и —олнечной системы, а также √алактики относительно нового эфира Ч соответственно 390 и 600†км/с.
†††ќднако в расшир€ющейс€ ¬селенной новый эфир в одном месте движетс€ относительно нового эфира в другом месте. »менно новый эфир или, другими словами, микроволновое излучение с наибольшей точностью осуществл€ет движение по закону ’аббла. ƒвижение отдельных небесных тел отличаетс€ от хаббловского за счет сил т€готени€ соседних тел. Ќа излучение силы т€готени€ действуют гораздо слабее, что и позвол€ет считать, что излучение и св€занна€ с ним система координат движутс€ по невозмущенному закону ’аббла.
†††я.Ѕ.«ельдович и –.ј. —юн€ев поставили вопрос: можно ли определить, как движутс€ относительно Ђнового эфираї сверхдальние небесные тела? ≈сли смещение спектральных линий соответствует, например, скорости удалени€ некоего скоплени€ галактик, равной 100 000†км/с, то кака€ часть этой скорости есть хаббловска€ скорость, а кака€ часть Ч добавочна€ случайна€ скорость, св€занна€ с отклонением движени€ данного скоплени€ галактик от хаббловского закона? Ѕолее того, был поставлен вопрос о том, с какой точностью выполн€етс€ закон ’аббла в его векторной форме: действительно ли скорость далекого скоплени€ галактик относительно нас («емли, —олнечной системы, нашей √алактики) направлена по вектору, соедин€ющему нас с этим далеким скоплением? Ќет ли у далекого скоплени€ поперечной (тангенциальной, касательной) скорости, хот€ бы и меньшей, чем его хаббловска€ скорость удалени€?
†††—мещение спектральных линий не позвол€ет отличить случайную скорость от хаббловской, поскольку независимое определение рассто€ни€ до далеких галактик очень неточно (не лучше ±30†%). ѕоперечна€ скорость дает малое смещение спектральных линий, которое к тому же принципиально нельз€ отделить от смещени€, св€занного с продольной скоростью.
†††ќднако авторы показали, что скорость скоплений, которые содержат большое количество ионизованного газа, может быть измерена. “акой газ содержит свободные электроны, рассеивающие микроволновое излучение. ≈сли этот газ движетс€ относительно нового эфира, т.†е. относительно микроволнового излучени€, то свойства излучени€ измен€ютс€. ѕродольное движение вызывает повышение или понижение температуры микроволнового излучени€ при антенне, направленной на облако газа. ѕоперечное движение дает небольшую пол€ризацию рассе€нного излучени€. “епловое движение электронов несколько мен€ет спектр излучени€. Ётот эффект в насто€щее врем€ обнаружен путем радиоастрономических наблюдений гигантских облаков гор€чего газа, €вл€ющихс€ одновременно источником рентгеновского излучени€. »з этих наблюдений можно определить также температуру и концентрацию электронов. “аким образом, в принципе можно определить движение облака и вместе с ним всего скоплени€ или, по крайней мере, сказать, что эта скорость не превышает величины пор€дка 2000 Ч 3000†км/с дл€ продольного и 5000 Ч 10 000†км/с дл€ поперечного движени€.

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 6. ќ —ќ’–јЌ≈Ќ»» Ѕј–»ќЌќ¬

†††¬айнберг упоминает о законе сохранени€ барионного числа, или, другими словами, о законе сохранени€ барионов как о несомненном факте.
†††ƒействительно, все экспериментальные данные €дерной физики подтверждают этот закон. —пециальные поиски распада обыкновенных, не радиоактивных €дер показали, что веро€тность распада протона меньше 10-37 с-1, что соответствует времени полураспада больше 3 × 1029 лет.
†††ќднако сам ¬айнберг еще в 1964 году отметил, что закон сохранени€ барионов может быть лишь приближенным в отличие от точного закона сохранени€ электрического зар€да. ƒело в том, что электрический зар€д взаимодействует с электромагнитным полем, подчин€ющимс€ уравнени€м ћаксвелла, а эти уравнени€ требуют сохранени€ зар€да. √рубо говор€, сохранение электрического зар€да вытекает из существовани€ радиоволн. ќднако нет другого аналогичного пол€, которое требовало бы сохранени€ барионного зар€да (это то же самое, что и барионное число) и запрещало бы превращение протона, например, в позитрон и нейтральный пион. —охранение барионного зар€да установлено лишь пр€мыми опытами и с той точностью, которую дает опыт[65].
†††ѕоэтому ¬айнберг в 1964 году предположил, что барионный зар€д не сохран€етс€. ќднако в то врем€ ¬айнберг имел в виду теорию стационарной ¬селенной ’ойла и писал о возможности преимущественного рождени€ в вакууме барионов по сравнению с антибарионами. “еорию гор€чей ¬селенной он тогда не рассматривал. ¬ 1973Ц1976†гг. в предлагаемой книге ¬айнберг не указывает на возможность несохранени€ барионов и, как сказано выше, причисл€ет сохранение барионов к фундаментальным законам природы.
†††ѕроцессы, медленно идущие при низкой температуре, могут идти быстро при высокой температуре. ј.ƒ. —ахаров в 1967 году первый поставил вопрос о несохранении барионов в гор€чей модели ¬селенной. ѕо современным взгл€дам, нейтроны, протоны и другие сильновзаимодействующие частицы (адроны) состо€т из кварков; при высокой температуре кварки свободны и достаточно быстро распадаютс€ и рождаютс€, спонтанно и при столкновени€х с другими частицами (подробнее о кварках см. главу VII). ћежду свойствами частиц и античастиц существует определенное различие Ч на это указывают лабораторные эксперименты. “еори€ показывает, что это различие не нарушает равенства числа частиц и античастиц в термодинамическом равновесии (о пон€тии термодинамического равновеси€ см. главу III). ќднако в ходе расширени€ равновесие может нарушитьс€, и возможно закономерное по€вление всюду одинакового избытка барионов над антибарионами. ѕосле охлаждени€ ¬селенна€ везде будет состо€ть из барионов (Ђвеществаї) и фотонов. јнтибарионы, Ђантивеществої, практически полностью аннигилируют, оставл€€ избыток вещества, задолго до того, как начнетс€ нуклеосинтез. јналогичные идеи развивал ¬.ј. узьмин в 1969 году.
†††ѕозже, в 1974 году, —. ’оукинг и вслед за ним я.Ѕ. «ельдович отметили возможность по€влени€ избытка вещества при испарении черных дыр.
†††Ќова€ ситуаци€ возникла уже после выхода в свет предлагаемой книги ¬айнберга. —ейчас развиваетс€ нова€ теори€ элементарных частиц, объедин€юща€ теорию электромагнетизма, теорию слабого взаимодействи€ (в частности, процессов испускани€ электронов и нейтрино при распаде нейтрона) и теорию сильного взаимодействи€ (€дерных сил и кварков). ¬ этой теории естественным образом получаетс€, что протон должен распадатьс€ с временем жизни около 1032 лет. Ёто предсказание не противоречит существующим опытам.
†††¬ насто€щее врем€ (конец 1980 года) начинаетс€ необычайно трудный, но и важнейший Ђэксперимент векаї Ч поиски распада протона, предсказанного теорией. ѕрименительно к космологии и, в частности, к теории гор€чей ¬селенной возможно, что теори€ объ€сн€т соотношение между количеством вещества (протонов) и фотонов, т.†е. значение числа ¬/γ = 10-8†÷ 10-9 (отношение числа протонов к числу фотонов в единице объема), которое в насто€щее врем€ известно только из наблюдений. ≈динственным предположением при этом будет однородное и изотропное расширение ¬селенной Ђпо ‘ридмануї, начина€ с сингул€рного состо€ни€. ¬ развитии теории активное участие принимает ¬айнберг.
††† онкретно наиболее веро€тным считаетс€ следующий механизм распада протона, св€занный с предположением о существовании очень т€желых дробнозар€женных скал€рных (т.†е. со спином нуль) -частиц. »х масса в 1014 раз больше массы протона, а зар€д равен +4/«е или Ч4/«е, где е Ч элементарный зар€д (зар€д протона). Ёти частицы могут распадатьс€ по двум каналам кажда€:
†††«десь q Ч кварки; Ч антикварки;†l Ч лептоны (зар€женные!); Ч антилептоны. ¬ первом канале дл€ X+ фигурируют два кварка с зар€дом +2/«е каждый, во втором канале античастица кварка, имеющего зар€д -1/«е. —ледовательно, зар€д во втором канале равен +1/«е, а зар€д равен . “аким образом, электрический зар€д сохран€етс€ точно. ќднако барионный зар€д, получающийс€ в двух каналах, различен. Ќапомним, что барион состоит из трех кварков и барионный зар€д кварка равен 1/3; барионный зар€д протона равен 1 по определению.
†††ѕри высокой температуре (выше пороговой температуры дл€ рождени€ -частиц) частицы X наход€тс€ в равновесии. ќднако при расширении и охлаждении распад -частиц отстает и на определенной стадии X+ и - распадаютс€ в неравновесных услови€х. ѕри этом из-за асимметрии частиц и античастиц образуетс€ несколько больше кварков по сравнению с количеством антикварков. ѕри дальнейшем охлаждении кварки и антикварки соедин€ютс€ в барионы, антибарионы и мезоны, и возникает избыток барионов.
†††— другой стороны, распад протонов в насто€щее врем€ происходит через промежуточное образование частицы X:
†††ѕервый шаг процесса есть обращение того процесса (X†→ 2q), который написан выше. “ак как X Ч очень т€жела€ частица, то образоватьс€ она может лишь на краткое мгновение (как говор€т физики Ч Ђвиртуальної), наблюдать можно лишь конечные продукты распада
†††¬еро€тность процесса мала именно потому, что велика масса X, образующа€ энергетический барьер на пути реакции. ¬ ближайшие 20Ц30 лет пр€мое наблюдение -частицы исключено, однако мы надеемс€, что распад протона будет наблюден значительно раньше.

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 7. ќ  ќЌ÷≈Ќ“–ј÷»» » ѕЋќ“Ќќ—“»
Ќ≈…“–»Ќќ ¬ќ ¬—≈Ћ≈ЌЌќ…

†††ѕри высокой температуре, выше 1010  , нейтрино наход€тс€ в термодинамическом равновесии с электронами, позитронами и фотонами. –авновесна€ концентраци€ нейтрино убывает с понижением температуры пропорционально кубу температуры. Ётот закон убывани€ такой же, как и у фотонов, так как нейтрино либо вовсе не имеют массы поко€, как фотоны, либо масса их мала по сравнению с энергией при высокой температуре. ѕоэтому соотношение между числом нейтрино и фотонов в этот период не зависит от силы взаимодействи€ и, таким образом, неверно, что нейтрино сохран€ютс€ вследствие того, что они слабо взаимодействуют и сечение их аннигил€ции мало. ≈сли бы нейтрино взаимодействовали сильнее (что в действительности имеет место при температуре выше 1010  ), то аннигил€ци€ нейтрино и антинейтрино с превращением их, например, в фотоны происходила бы чаще. ќднако одновременно усилилс€ бы и обратный процесс превращени€ фотонов в пары нейтрино и антинейтрино.  онцентраци€ нейтрино в термодинамическом равновесии, приблизительно равна€ концентрации фотонов, при этом не изменилась бы. »ме€ в виду, что позже, после аннигил€ции электронов и позитронов, температура нейтрино на самом деле будет даже несколько ниже температуры излучени€, усиление взаимодействи€ привело бы даже к некоторому увеличению концентрации нейтрино за счет уменьшени€ концентрации фотонов. —казанное выше относитс€ к нейтрино, относительно которых предполагаетс€, что масса поко€ равна нулю, скорость равна скорости света и энерги€ равна импульсу, умноженному на скорость света. “ермодинамические свойства таких безмассовых нейтрино мало отличаютс€ от свойств фотонов.
†††—овременна€ теори€ не исключает возможного существовани€ т€желых нейтрино с отличной от нул€ массой поко€. Ќадо сказать, что из лабораторных опытов определить массы нейтрино удаетс€ с трудом и неточно. ƒо недавнего времени, до 1980 года, известны были лишь верхние пределы массы нейтрино различного типа. Ћабораторные опыты по распаду трити€ давали дл€ массы поко€ электронного нейтрино верхний предел 2 < 60 или 40 э¬, т.†е. m < 10-4mе†~ 10-31 г. ƒл€ мюонных нейтрино можно утверждать только, что их масса поко€ меньше 2 миллионов электронвольт, т.†е. меньше учетверенной массы электрона. Ќедавно (ѕерл, 1975 год) открыта зар€женна€ тау-частица, т€желый аналог электрона и мюона. ћасса тау-частицы около 1800 миллионов электрон-вольт, т.†е. она почти вдвое т€желее протона. ≈стественно полагать, что при распаде этой зар€женной частицы образуютс€ соответствующие ей тау-нейтрино. Ћабораторные опыты не исключают того, что масса поко€ тау-нейтрино отлична от нул€, и дают только, что эта масса меньше 500 миллионов электронвольт.
†††—.—. √ерштейн и я.Ѕ. «ельдович (1966 год) показали, что космологические соображени€ ограничивают массу поко€ электронного и мюонного нейтрино значением меньше 100Ц200 э¬. ѕоследующие авторы уточн€ли эти соображени€ и утверждали, что масса нейтрино меньше 10 э¬.   тем же выводам дл€ тау-нейтрино пришли независимо Ѕенжамен Ћи и ¬айнберг в —Ўј и ћ.». ¬ысоцкий, ј.ƒ. ƒолгов и я.Ѕ. «ельдович в ———–.
†††¬ последнее врем€ в ћоскве, в »нституте теоретической и экспериментальной физики ¬.ј. Ћюбимов, ≈.√. Ќовиков, ¬.«. Ќозик, ≈.‘. “реть€ков и ¬.—.  озик провели новое более точное исследование распада трити€ и пришли к выводу, что электронное нейтрино с большой веро€тностью имеет массу поко€ в пределах между 15 и 45 э¬. «а рубежом по€вились указани€ на так называемые нейтринные осцилл€ции, т.†е. на взаимные превращени€ электронных нейтрино в мюонные и тау-нейтрино во врем€ пролета нейтрино от источника (€дерного реактора или ускорител€) до мишени, т.†е. детектора. “акие осцилл€ции интересны дл€ астрономии сами по себе, так как они объ€сн€ют дефицит солнечных нейтрино в соответствии с идеей, давно высказанной Ѕ.ћ. ѕонтекорво. Ќо эти осцилл€ции важны еще и потому, что они были бы невозможны, если бы все нейтрино имели нулевую массу поко€.
†††Ќаличие у нейтрино небольшой массы поко€, скажем, между 5 и 50 э¬, имеет огромное значение дл€ космологии. ѕроцессы при высокой температуре, в течение тех Ђпервых минутї, которым посв€щена книга ¬айнберга, практически не измен€ютс€, поскольку энерги€ поко€ нейтрино мала по сравнению с температурой (см. выше в этом дополнении). ќднако еще до рекомбинации водорода (происход€щей при температуре 3000   = 0,3 э¬) теплова€ энерги€ становитс€ меньше массы поко€ нейтрино. ¬ термодинамическом равновесии нейтрино и антинейтрино должны были бы аннигилировать, превраща€сь в фотоны. ќднако веро€тность такого процесса при температуре ниже 1010   ничтожна, аннигил€ци€ нейтрино практически не имеет места.
†††  сегодн€шнему дню ¬селенна€ пришла с неизменным соотношением между концентрацией фотонов (~400 штук в 1†см3) и концентрацией нейтрино (около 360 штук нейтрино и антинейтрино всех трех сортов в 1†см3).
†††—редн€€ энерги€ одного фотона при температуре 2,7 или «   около 0,001 э¬, что соответствует массе 2 × 10-36 г; плотность фотонного газа составл€ет при этом около 10-33 г/см3.
†††ѕлотность же нейтринного газа при средней массе поко€ 10 э¬ дл€ нейтрино всех видов равна 10-29 г/см3. Ёто в 10 000 раз больше плотности излучени€! ѕлотность излучени€ в насто€щее врем€ мала по сравнению с плотностью обычного вещества, т.†е. барионов (~ 10-30 Ч 10-31 г/см3), и мала по сравнению с критической плотностью (5 × 10-30 Ч 10-29 г/см3). Ќо плотность нейтрино, если они обладают массой поко€ пор€дка 10 э¬, оказываетс€ очень большой! ¬озникает принципиально нова€ картина ¬селенной, в которой главную часть плотности составл€ет плотность нейтрино.
†††Ѕолее того, не исключено, что именно за счет плотности нейтрино мир оказываетс€ замкнутым, а не открытым. Ќапомним, что при плотности, превышающей критическую, обща€ теори€ относительности предсказывает: 1) что кривизна пространства соответствует замкнутому миру без границ, но с конечным полным объемом, наподобие поверхности шара; 2) что наблюдаемое в насто€щее врем€ расширение ¬селенной через некоторое врем€, пор€дка 10 миллиардов лет, сменитс€ неограниченным сжатием. ѕроизойдет ли это? ќтвет на этот вопрос зависит от результатов очень трудных опытов по определению массы нейтрино.
†††¬о ¬селенной с т€желыми нейтрино рост возмущений плотности также происходит совершенно иначе: сперва возникают и усиливаютс€ возмущени€ плотности нейтрино (это первыми отметили в 1975 году венгерские физики ћаркс и —алаи) и лишь позднее, после рекомбинации водорода, к ним подстраиваютс€ возмущени€ плотности нейтрального газа. ¬ частности, образование скоплений галактик оказываетс€ возможным совместить с малой амплитудой возмущений микроволнового излучени€. Ёта картина развиваетс€ в нескольких заметках я.Ѕ. «ельдовича, –.ј. —юн€ева, ј.√. ƒорошкевича и ћ.ё. ’лопова в Ђѕисьмах в јстрономический журналї (август 1980 года).
†††≈сть указани€, что масса гигантских скоплений галактик больше суммы масс галактик, вход€щих в эти скоплени€. Ќаиболее убедительные данные по проблеме скрытой массы дал эстонский астроном Ёйнасто. ¬озможно, что скрыта€ масса представл€ет собой облако т€желых нейтрино, в которое погружены галактики.
†††¬ насто€щее врем€ (декабрь 1980 года) мир с нетерпением ожидает новых экспериментальных данных по массам нейтрино различных сортов.
†††Ќаконец, возникает естественный вопрос Ч ограничиваетс€ ли число сортов нейтрино трем€ (соответствующим электрону, мюону и тау-лептону). ¬.‘. Ўварцман (———–, 1969 год) показал, что слишком большое число сортов нейтрино изменило бы результаты нуклеосинтеза, так что космологи€ позвол€ет высказать суждение о частицах, еще не открытых в лаборатории, позвол€ет боротьс€ с демографическим взрывом среди частиц. Ёти соображени€ уточн€ли американские астрофизики. —ейчас считаетс€, что число сортов нейтрино не превышает 4Ц6.

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 8. Ќј„јЋ№Ќџ≈ ¬ќ«ћ”ў≈Ќ»я
» ѕ≈–¬»„Ќџ≈ „≈–Ќџ≈ ƒџ–џ

†††¬ насто€щее врем€ ¬селенна€ с хорошей точностью однородна в большом масштабе. Ќо определенные отклонени€ от однородности в масштабе, соответствующем скоплени€м галактик, т.†е. пор€дка 10 Ч 100 мегапарсек, несомненно имели место, иначе не могла бы возникнуть наблюдаема€ структура ¬селенной.
†††јмплитуду этих возмущений в начальном состо€нии при большом сжатии можно характеризовать безразмерной величиной Ч локальным отклонением метрики пространства от метрики однородного пространства. Ќа классическом €зыке можно говорить о возмущении ньютонового гравитационного потенциала, причем за единицу прин€т квадрат скорости света. –аньше предполагалось, что безразмерное возмущение имеет пор€док 10-3. ≈сли у нейтрино масса поко€ около 10 э¬, то дл€ образовани€ структуры ¬селенной достаточно, чтобы начальные возмущени€ были пор€дка 10-5 в безразмерных единицах.
†††ѕри этом астрономические наблюдени€ дают сведени€ о возмущени€х в указанном выше большом масштабе и на начальном этапе эволюции; отдельные галактики, облака газа и звезды в галактиках по€вились позже! ќни возникли при дроблении возмущений плотности большого масштаба и не характеризуют начальные малые возмущени€ метрики.
†††Ќаиболее веро€тной представл€етс€ картина, в которой возмущени€ во всех масштабах имеют одинаковый пор€док величины (около 10-5 в безразмерных единицах). Ќачальные возмущени€ определенного масштаба, пор€дка 10 Ч 100 мегапарсек, оказываютс€ при этом единственно важными дл€ сегодн€шней картины ¬селенной в силу физических законов развити€ возмущений во врем€ эволюции от начального до сегодн€шнего состо€ни€.
†††¬ принципе, однако, эти же законы не исключают возможности больших отклонений от однородности в малом масштабе, например в масштабе, который сегодн€ равен одному парсеку, или 3 × 1018 см. ¬ ходе расширени€ длина волны возмущени€ также растет; эта длина волны была меньше 3 × 1015 см в момент рекомбинации (температура 3000  ), 3 × 1012 см в момент, когда температура равн€лась 3 × 106  , и т.†д. ¬ частности, при красном смещении z = 1011, температуре пор€дка 3 × 1011   и плотности 5 × 1011 г/см3 в момент t = 10-3 с длина волны такого возмущени€ имела пор€док 3 × 107 см, т.†е. примерно равн€лась произведению скорости света на врем€, истекшее с момента начала расширени€. ¬ период между t = 10-3 с и моментом рекомбинации возмущение плотности с такой длиной волны превратитс€ в акустическую волну, котора€ вскоре затухает под действием в€зкости, не оставл€€ следа ни в распределении вещества, ни в спектре излучени€. “очно так же сглад€тс€ и возмущени€ в распределении нейтрино и вещества. “аков вывод, который можно сделать из теории возмущений малой амплитуды, наложенных на фридмановское решение.
†††ќднако, если амплитуда возмущени€ велика, то возможен и другой вариант развити€ событий. я.Ѕ. «ельдович и ».ƒ. Ќовиков (1967 год) отметили, что большой избыток плотности в какой-то области может остановить расширение. ¬ этой области оно сменитс€ сжатием и образуетс€ черна€ дыра, котора€ уже не выпустит наход€щиес€ внутри нее вещество и излучение. ѕолучающеес€ тело было названо первичной черной дырой в отличие от тех черных дыр, которые образуютс€ в насто€щее врем€ или образовались в недалеком прошлом в результате эволюции звезд или звездных скоплений.
†††“ак как и в книге, и в наших дополнени€х уже употребл€лс€ термин Ђчерна€ дыраї, скажем несколько слов о том, что это такое. ќсновной идеей общей теории относительности €вл€етс€ св€зь между полем т€готени€ и геометрией пространства-времени. ¬близи массивного тела кривизна пространства, характеризующа€ отличие его свойств от свойств евклидова пространства, становитс€ более заметной, чем вдали от него. ≈сли данную массу тела ћ сосредоточить в объеме с линейным размером меньше некоторого критического размера, называемого гравитационным радиусом тела, то искривление пространства, вызванное гравитационным полем тела, будет настолько велико, что ни один луч света и ни одна материальна€ частица не смогут вырватьс€ за пределы тела на рассто€ние, большее гравитационного радиуса. Ќа €зыке ньютоновой теории можно сказать, что втора€ космическа€ скорость, т.†е. начальна€ скорость, необходима€ дл€ ухода частицы с поверхности тела, может стать равной скорости света. »менно в такой форме существование черных дыр предсказал Ћаплас 200 лет тому назад.
††† онечно, предсказани€ Ћапласа были только гениальной догадкой. ѕри скорости, близкой к скорости света, мен€ютс€ законы механики (специальна€ теори€ относительности), при большом потенциале т€готени€ мен€ютс€ сами законы т€готени€ (обща€ теори€ относительности). ќднако, как это ни удивительно, эти изменени€ компенсируют друг друга и св€зь массы и радиуса, при которой свет не покидает тело, даетс€ ньютоновой формулой:
†††(потенциальна€ энерги€ тела единичной массы на поверхности массивного тела массы ћ приравнена кинетической энергии тела единичной массы, скорость которого равна скорости света).
†††√равитационный радиус Rg = 2GM/c2 пропорционален массе тела ћ: например, дл€ —олнца он равен 2,94†км, а дл€ «емли 0,88†см. ѕодобный объект и называетс€ черной дырой.
†††»з сказанного выше €сно, что внешний наблюдатель не может получить от черной дыры никакого сигнала, она как бы исчезает из пространства. Ёто не означает, что невозможно определить наличие черной дыры в каком-то месте пространства. ћежзвездный газ, окружающий черную дыру, может вт€гиватьс€ в нее силами т€готени€; при этом газ, пада€ на дыру, ускор€етс€, разогреваетс€ и начинает излучать. —ильное излучение можно ожидать в том случае, если черна€ дыра образует двойную систему с обычной звездой. ¬ таком случае обычна€ звезда поставл€ет тот газ, который попадает затем в поле т€готени€ черной дыры.
†††¬ насто€щее врем€ во всех детал€х изучены аналогичные системы, состо€щие из нейтронной звезды и обычной звезды. “акие системы €вл€ютс€ источниками рентгеновского излучени€. ќднако в одном случае есть основани€ считать, что мы имеем дело именно с черной дырой, а не с нейтронной звездой. –ечь идет о рентгеновском источнике в созвездии Ћебед€ (ЂЋебедь ’- 1ї). јнализ движени€ обычной звезды, наход€щейс€ р€дом с рентгеновским источником, приводит к выводу, что масса рентгеновского источника около 10 солнечных масс. Ќейтронна€ звезда не может быть такой т€желой. ≈сть и другие аргументы в пользу того, что в источнике Ћебедь ’-1 находитс€ т€жела€ черна€ дыра.
†††ѕри этом предполагаетс€, что весьма массивна€ черна€ дыра образовалась в ходе эволюции и сжати€ из обычной звезды с массой около 30 солнечных масс или больше. “акие звезды (с массами до 100 масс —олнца) в небольшом числе наблюдаютс€ в нашей √алактике. Ўироко распространено предположение, что в €драх галактик и в особо €рких источниках излучени€ Ч квазарах Ч также наход€тс€ гигантские черные дыры. ѕадение вещества в гравитационном поле этих черных дыр €вл€етс€ источником энергии. “акие черные дыры также возникли сперва из звезд, а затем увеличили свою массу захватом окружающего вещества.
†††¬ернемс€ теперь к вопросу о первичных черных дырах. “акие первичные черные дыры до сих пор не наблюдались. ѕредположительно, первична€ черна€ дыра образуетс€ в тот момент, когда размер возмущенной области пор€дка произведени€ скорости света на врем€, прошедшее с начала расширени€. ќна образуетс€ в том случае, если локальна€ масса в несколько раз больше средней. ќжидаема€ масса черной дыры в примере, приведенном выше, равна ρ(ct)3 = 5 × 1011(3 × 107)3 = 1033 г, т.†е. пор€дка массы —олнца. Ќо масса первичной черной дыры может быть и гораздо меньше, если размер возмущени€ меньше и первична€ черна€ дыра образуетс€ раньше. ¬ этом и заключаетс€ главное отличие предполагаемых первичных черных дыр от Ђвторичныхї, звездных: звезда малой массы вообще не превращаетс€ в черную дыру, она в конце эволюции превращаетс€ в карлик или пульсар. ћасса звездной черной дыры не может быть меньше (4Ц6) × 1033 г (меньше двух-трех масс —олнца). ћасса первичной черной дыры может быть любой малой величиной, например 1020 г, или 106 г (1 тонна), или 1†г, если образование черной дыры происходит соответственно в момент 10-18 с, или 10-32 с, или 10-38 с от начала расширени€. „ем раньше образуетс€ первична€ черна€ дыра, тем больше плотность вещества.
†††¬ действительности, как уже сказано, ни одна первична€ черна€ дыра не наблюдена. «начит, количество их во вс€ком случае невелико. ќтсюда можно сделать вывод, что нет сильных возмущений, способных вызвать образование черных дыр, притом даже в малых масштабах.
†††¬ 1974 году английский теоретик ’окинг доказал, что черные дыры Ђиспар€ютс€ї, испуска€ частицы, энерги€ которых обратно пропорциональна массе черной дыры. ¬рем€ полного испарени€ равно приблизительно 10-28 × ћ3 с, где ћ Ч начальна€ масса черной дыры в граммах. “аким образом, к насто€щему времени могли бы уцелеть только сравнительно т€желые черные дыры с массой больше 1015 г (так как врем€ жизни ¬селенной ~ 1017 с). —оображени€ я.Ѕ. «ельдовича и ».ƒ. Ќовикова о том, что первичные черные дыры практически отсутствуют, остаютс€ справедливыми только дл€ этих т€желых черных дыр. ќднако черные дыры с массой в интервале значений 109 < ћ < 1015 г, испар€€сь, давали бы рентгеновские кванты и мен€ли бы спектр микроволнового излучени€. Ќаблюдени€ показывают, что и такие черные дыры не рождались. “аким образом, могли рождатьс€, а затем испар€тьс€ лишь черные дыры с массой меньше 109 г. »х гравитационный радиус меньше 10-19 см, они могли бы рождатьс€ лишь при плотности вещества больше 1067 г/см3.
†††“аким образом, удаетс€ сделать вывод, что даже на очень ранних стади€х ¬селенна€ была более или менее однородна, не было сильных (по амплитуде) коротковолновых возмущений, которые могли бы рождать первичные черные дыры.  освенно получаетс€ дополнительное подтверждение предположени€ о малости безразмерных возмущений во всех масштабах. ”даетс€ загл€нуть в прошлое ¬селенной еще глубже, чем это было возможно несколько лет назад.

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 9.   »—“ќ–»» ќ“ –џ“»я ‘ќЌј ћ» –ќ¬ќЋЌќ¬ќ√ќ »«Ћ”„≈Ќ»я
» —ќ«ƒјЌ»я “≈ќ–»» √ќ–я„≈… ¬—≈Ћ≈ЌЌќ…

†††¬ создании современной космологии огромную роль сыграл √еоргий √амов. ќн первый высказал идею, что ¬селенна€ была гор€чей (1948 год) и дал оценку сегодн€шней температуры 6   (1956 год), несильно отличающуюс€ от истинного значени€ около «  . ќтдава€ должное интуиции √амова, интересно проследить тот сложный и противоречивый путь, по которому шло развитие науки.
†††¬ конце 40-х годов считали, что посто€нна€ ’аббла равна приблизительно 200†км/с на мегапарсек. «аметим, что первоначальное число самого ’аббла было 560†км/с на мегапарсек. —оответствующий возраст ¬селенной был несуразно мал: 1Ц2 миллиарда лет. Ќа эту трудность обращал внимание јльберт Ёйнштейн. «начение 200†км/с на мегапарсек, прин€тое в конце 40-х годов, дающее возраст ¬селенной до 5 миллиардов лет, буквально не противоречило геологическим данным о возрасте «емли (4,5 миллиарда лет). ќднако близость возраста «емли и —олнца и возраста всей ¬селенной естественно вела к мысли, что все химические элементы, из которых состоит «емл€ и которые мы находим на —олнце, имеют первичное, космологическое, происхождение.
†††¬айнберг отмечает, что предполагалось наличие первичных нейтронов в гор€чем и плотном веществе. Ѕолее того, предполагалось, что первоначально все вещество состо€ло только из нейтронов и затем, в ходе расширени€ и охлаждени€, превращалось в ту смесь элементов и изотопов, которую мы наблюдаем в нашей √алактике.  азалось естественным, что легкие элементы, образующиес€ с выделением энергии (от водорода до железа), как-то образуютс€ при распаде нейтронов, соединении нейтронов и протонов и в термо€дерных реакци€х. “€желые элементы при этом образовывались бы путем последовательного захвата нейтронов. ƒл€ того чтобы полностью не сгорели элементы с большим сечением захвата медленных нейтронов (бор, кадмий и другие), приходилось предполагать, что нейтроны гор€чие, и отсюда следовала оценка температуры излучени€.
†††÷епь аргументов содержит много слабых мест: 1) отмеченное ’а€ши быстрое превращение нейтронов в протоны и обратно при высокой температуре, раньше, чем в момент t†= 1с, исключает начальное нейтронное состо€ние; 2) невозможность получени€ элементов т€желее ј†= 5 (и второй барьер при ј†= 8) при последовательном присоединении нейтронов, а также мала€ плотность барионов исключают получение элементов т€желее 4Ќе в сколько-нибудь заметных количествах.
†††—ледовательно, аргументы √амова, приведшие к предсказанию = 6  , неверны, а само предсказание, тем не менее, очень близко к истине!
†††¬ насто€щее врем€ мы уверены, что элементы т€желее 4Ќе (и, может быть, следов лити€) образуютс€ в звездах. —олнце Ч это звезда второго поколени€, образовавша€с€ из газа, побывавшего ранее в составе звезды первого поколени€ и выброшенного при взрыве этой звезды. —овременный возраст ¬селенной (10Ц18 миллиардов лет) вполне согласуетс€ с этими представлени€ми.
†††Ќесмотр€ на все эти недостатки, именно концепци€ √амова и его энтузиазм привлекли внимание теоретиков к физической космологии и инициировали те последующие работы, теоретические и экспериментальные, которые завершились созданием современной картины происхождени€ ¬селенной.
†††Ћюбопытную деталь сообщает советский академик Ѕ.ћ. ѕонтекорво, начинавший путь в физике учеником Ёнрико ‘ерми. ѕервые правильные расчеты €дерных реакций были сделаны ‘ерми и “уркевичем в конце 40-х годов. ќднако эта работа никогда не была опубликована. јльфер и ’ерман тоже привод€т лишь результаты расчетов ‘ерми и “уркевича. ѕричина заключаетс€ в том, что сечение реакции трити€ с дейтерием было в то врем€ классифицированным, т.†е. секретным. “олько знаменитое выступление ».¬.  урчатова в английском атомном центре в ’аруэлле (1956 год) сорвало железный занавес секретности с работ по термо€дерному синтезу.
†††ќбратимс€ к советским работам начала 60-х годов. јвтору дополнени€ было €сно, что гор€ча€ модель ¬селенной приводит к 25-30-процентной распространенности 4Ќе в первичном газе. ядро 4Ќе чрезвычайно прочное. ѕоэтому как догма был прин€т тезис, что если где-либо найден газ с содержанием 4Ќе, меньшим 25†%, то теори€ гор€чей ¬селенной неправильна. ¬ то врем€ были и работы, в которых утверждалось, что содержание гели€ в некоторых объектах пор€дка 10†% или меньше.
†††  началу 60-х годов были выполнены теоретические работы по эволюции чисто водородных звезд, с неплохим совпадением вычисленных и наблюдаемых свойств звезд. ѕоэтому была поставлена и решена задача Ч нельз€ ли построить космологическую модель, привод€щую к ¬селенной, состо€щей вначале из чистого водорода? ќказалось, что холодна€ модель с определенным количеством нейтрино (равным числу электронов), но без антинейтрино, удовлетвор€ет этому условию (1962 год). ¬месте с тем было €сно, что выбор между гор€чей и холодной модел€ми зависит также от измерени€ теплового излучени€.
†††ѕо предложению автора дополнени€ в работе ј.√. ƒорошкевича и ».ƒ. Ќовикова (1964 год) был рассмотрен совокупный спектр радиоизлучени€ и видимого света звезд. — этим спектром сравнивалось планковское равновесное излучение различной температуры. Ѕыла построена характерна€ двугорба€ крива€. ƒаже при планковской температуре 1  , когда полна€ энерги€ микроволнового излучени€ меньше энергии света звезд, существует область длин волн, в которой планковское излучение доминирует. Ѕыло отмечено, что измерени€ именно в этой области спектра позвол€ют однозначно сделать выбор между гор€чей и холодной модел€ми.
†††ќднако опубликованна€ в Ђƒокладах јкадемии наук ———–ї заметка ј.√. ƒорошкевича и ».ƒ. Ќовикова стала известной только малому числу советских радиоастрономов, и лишь значительно позже, после работ ѕензиаса и ¬илсона (отмеченных в 1978 году Ќобелевской премией по физике) и теоретической работы ƒикке, ѕиблза, ѕартриджа и ”илкинсона, зарубежные радиоастрономы нашли заметку ƒорошкевича и Ќовикова и Ч в лице ѕензиаса Ч отдали ей должное.

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 10. ќ ‘ј«ќ¬џ’ ѕ≈–≈’ќƒј’
ѕ–» —¬≈–’¬џ—ќ ќ… “≈ћѕ≈–ј“”–≈

††† ак правильно отмечено ¬айнбергом, основна€ иде€, что при высокой температуре мир находитс€ в максимально симметричном состо€нии, принадлежит ƒ.ј.  иржницу и ј.ƒ. Ћинде. ѕри охлаждении происходит фазовый переход в современное несимметричное состо€ние.
†††¬ теории фазовых переходов и доменов (областей с различными свойствами, возникающих после фазового перехода в ранней ¬селенной) в насто€щее врем€ есть значительный произвол, и поэтому можно представить себе различные варианты.
†††¬ одном варианте возникают домены двух типов, которые условно назовем + и Ч. ¬ этих доменах некоторые тонкие эффекты имеют разный знак. ‘изики, живущие в разных доменах и обменивающиес€ информацией, могли бы это обнаружить. ¬ажнее, однако, тот факт, отмеченный я.Ѕ. «ельдовичем, ».ё.  обзаревым и Ћ.Ѕ. ќкунем (1974 год), что домены + и Ч разделены т€желой стенкой. ќценки ее массы дают значение около 1†кг на квадратный сантиметр. “акие стенки создали бы грандиозные возмущени€ в распределении галактик и в микроволновом излучении. ћожно с уверенностью сказать, что таких стенок нет, а следовательно, нужно обратитьс€ к другому варианту теории.
†††ƒействительно, существуют теории, согласно которым после понижени€ температуры физические услови€ и законы во всем пространстве станов€тс€ одинаковыми, но иными по сравнению с услови€ми при высокой температуре. ѕри этом есть такие разновидности теории, которые предсказывают образование т€желых изолированных нитей. ¬озникает вопрос, нельз€ ли начало ¬селенной до перехода представить в виде идеального однородного мира. ќбразование нитей при охлаждении могло бы дать возмущени€, необходимые дл€ образовани€ современной структуры.
†††Ќаконец, возможны и такие теории, в которых фазовый переход из гор€чего в холодное состо€ние почти не оставл€ет заметных следов. ¬ таком случае мы возвращаемс€ к предположению об изначально возмущенной ¬селенной (см. дополнение редактора 11 о гравитационных волнах).
†††Ќаличие различных возможностей указывает на недостаточный уровень наших знаний в насто€щее врем€. ѕринципиально важно, что в р€де случаев космологи€ становитс€ арбитром в выборе между теори€ми €влений в микромире Ч в том выборе, который бы должен был быть сделан путем опытов на ускорител€х, но дл€ которого мощность ускорителей еще долго будет недостаточной.

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 11. √–ј¬»“ј÷»ќЌЌџ≈ ¬ќЋЌџ

†††¬айнберг пишет о гравитационных волнах, которые находились в термодинамическом равновесии при сверхвысокой температуре, а в насто€щее врем€ имеют температуру около 1  . »х типична€ длина волны около 1†см, а частота 30 миллиардов герц (колебаний в секунду).
†††ќднако можно предполагать, что существуют также чрезвычайно длинные гравитационные волны другого происхождени€.
†††“еори€ ‘ридмана несомненно €вл€етс€ лишь хорошим приближением к действительности. —уществование структуры Ч галактик и скоплений галактик Ч свидетельствует о том, что в начальном состо€нии были определенные возмущени€ плотности и возмущени€ метрики пространства. ¬ этом случае естественно предположить, что возмущени€ разного типа (и в том числе те, которые превращаютс€ в гравитационные волны) имели примерно одинаковую амплитуду. Ёту гипотезу Ђравнораспределени€ї выдвинули в 1968 году я.Ѕ. «ельдович и ».ƒ. Ќовиков.
†††ќбща€ плотность порожденного таким образом гравитационного излучени€ меньше плотности теплового гравитационного излучени€, но именно в области сверхдлинных волн от парсеков до мегапарсеков гравитационные волны, св€занные с начальными возмущени€ми, неизмеримо сильнее тепловых. ќбнаружение сверхдлинных волн принципиально не исключено. »нтересные соображени€ о квантовом рождении гравитационных волн высказывают советские теоретики Ћ.». √рищук и ј.ј. —таробинский.

ƒќѕќЋЌ≈Ќ»≈ 12. ƒјЋ≈ ќ≈ Ѕ”ƒ”ў≈≈ ќ“ –џ“ќ… ¬—≈Ћ≈ЌЌќ…

†††¬айнберг говорит о превращении гор€чих звезд в карликовые звезды, или нейтронные звезды, или черные дыры Ч в зависимости от начальной массы звезды и особенностей ее эволюции. Ёти процессы происход€т за врем€, сравнимое с сегодн€шним возрастом ¬селенной (10Ц18 миллиардов лет).
†††ѕредположим, что ¬селенна€ открыта€ или плоска€, т.†е. суммарна€ плотность всех видов вещества (излучени€, нейтрино и Ђобычнойї материи Ч барионов) меньше или равна критической. “ака€ ¬селенна€ как целое неограниченно расшир€етс€.
†††»звестный теоретик ‘. ƒайсон поставил вопрос об очень отдаленном будущем такой ¬селенной. ѕри этом он учитывал €вление квантового испарени€ черных дыр, масса которых полностью превращаетс€ в излучение за врем€ 1062 лет дл€ ћ = MΘ (MΘ Ч масса —олнца). Ёто врем€ пропорционально кубу массы (см. дополнение редактора 8).
†††ќтносительно карликов и нейтронных звезд ƒайсон замечает, что квантовомеханическим подбарьерным механизмом они также превращаютс€ в черные дыры (за еще большее врем€) и затем испар€ютс€.
†††“аким образом, конечна€ судьба открытой ¬селенной Ч неограниченное расширение совокупности фотонов и нейтрино и исчезновение вс€кой структуры и организации.
†††ѕо замечанию я.Ѕ. «ельдовича и –.ј. —юн€ева, нестабильность протонов, т.†е. несохранение барионного числа (см. дополнение редактора 6), резко ускорит исчезновение карликов и нейтронных звезд: вместо 1070 лет у ƒайсона врем€ исчезновени€ окажетс€ всего в несколько раз больше времени распада протона, по современной оценке 1033 лет. Ћюбопытно, что нейтронные звезды на определенном этапе распада будут взрыватьс€.
††† онечный вывод о мире, в котором останутс€ лишь фотоны и нейтрино, почти не мен€етс€ Ч небольшое количество избежавших аннигил€ции электронов и позитронов не делает картину далекого будущего более привлекательной.
†††¬озможно, однако, что суммарна€ плотность вещества ¬селенной превышает критическую (в частности, за счет массивных нейтрино?). “огда ¬селенна€ замкнута и через врем€ пор€дка 5 × 1010―1011 лет предстоит общее сжатие ¬селенной. “еоретическое исследование этого процесса еще не продвинулось достаточно далеко.

ѕ–≈ƒЋќ∆≈Ќ»я ƒЋя ƒјЋ№Ќ≈…Ў≈√ќ „“≈Ќ»я

ј.  ќ—ћќЋќ√»я » ќЅўјя “≈ќ–»я ќ“Ќќ—»“≈Ћ№Ќќ—“»

†††Ќижеследующие руководства дают введение в различные разделы космологии и те части общей теории относительности, которые относ€тс€ к космологии, на уровне, в целом более техническом, чем использованный в данной книге.
†††Bondi Ќ. Cosmology. England, Cambridge. Cambridge University Press, 1960.
†††Ѕонди √.  осмологи€. ¬ насто€щее врем€ несколько устарела, но содержит интересные обсуждени€  осмологического ѕринципа, космологии стационарного состо€ни€, парадокса ќльберса и т.†п. ќчень легко читаетс€.
†††Eddington A.S. The Mathematical Theory of Relativity. 2nd ed. England, Cambridge. Cambridge University Press, 1924.
†††–ус. пер.: Ёддингтон ј.—. ћатематическа€ теори€ относительности. ћ., √ос. науч-техн. изд-во, 1933.
†††¬ течение многих лет ведуща€ книга по общей теории относительности. — исторической точки зрени€ интересно раннее обсуждение красных смещений, модели де —иттера и т.†п.
†††Einstein ј. е. a. The Principle of Relativity, London, Methuen and Co., Ltd., 1923; reprinted by Dover Publ., Inc., N. Y.
†††–ус. пер. в книгах: Ёйнштейн ј. —обрание научных трудов. “. I. ћ., Ќаука, 1965, с. 452; ѕринцип относительности. —б. статей. ћ., јтомиздат, 1973; јльберт Ёйнштейн и теори€ гравитации. —б. статей. ћ., ћир, 1979.
†††Ѕесценные перепечатки оригинальных статей по частной и общей теории относительности Ёйнштейна, ћинковского, ¬ейл€, в переводе на английский. ¬ключает перепечатку статьи Ёйнштейна 1917 года, посв€щенной космологии.
†††Field G.B., Arp Ќ., Bahcall J.N. The Redshift Controversy. Reading, Mass., W.A.Benjamin, Inc., 1973.
†††‘илд √.¬., јрп √. и Ѕакалл ƒж. Ќ. —пор о красном смещении. »нтересна€ дискусси€ об интерпретации красных смещений в терминах космологического разбегани€, кроме того, полезные перепечатки оригинальных работ.
†††Hawking S.W., Ellis G.F.R. The Large Scale Structure of Space-Time. England, Cambridge, Cambridge University Press, 1973.
†††–ус. пер.: ’окинг —., Ёллис √.  рупномасштабна€ структура пространства-времени. ћ., ћир, 1977.
†††—трогое математическое рассмотрение проблемы сингул€рностей в космологии и гравитационного коллапса.
†††Hoyle Fred. Astronomy and Cosmology Ч A Modern Course. San Francisco, W. H. Freeman & Co., 1975.
†††’ойл ‘ред. јстрономи€ и космологи€ Ч современный курс. Ёлементарный учебник астрономии с большим, чем обычно, акцентом на космологию. »спользует очень мало математики.
†††Misner C.W., Thorne K.S., Wheeler J.A. Gravitation. San Francisco, W. H. Freeman and Co., 1973.
†††–ус. пер.: ћизнер „., “орн  ., ”илер ƒж. √равитаци€. “.†1Ц3. ћ., ћир, 1977.
†††—овременное исчерпывающее введение в общую теорию относительности, написанное трем€ ведущими специалистами. ќбсуждаетс€ также и космологи€.
†††O'Hanian Hans —. Gravitation and Space-Time. N. Y., Norton and Company, 1976.
†††ќ'’ань€н √. √равитаци€ и пространство-врем€. ”чебник по теории относительности дл€ младшекурсников.
†††Peebles P.J.E. Physical Cosmology. Princeton, Princeton University Press, 1971.
†††–ус. пер.: ѕиблс ѕ. ‘изическа€ космологи€. ћ., ћир, 1975.
†††јвторитетное общее введение в предмет с сильным упором на данные наблюдений.
†††Sciama D.W. Modern Cosmology. Englang, Cambridge, Cambridge University Press, 1971.
†††–ус. пер.: Ўама ƒ. —овременна€ космологи€. ћ., ћир, 1973.
†††ќчень легко читаемое широкое введение в космологию и другие разделы астрофизики. Ќаписано на уровне, Ђдоступном читател€м лишь с очень скромными знани€ми математики и физикиї, с количеством уравнений, сведенным до минимума.
†††Segal I.E. Mathematical Cosmology and Extragalactic Astronomy. N. Y., Academic Press, 1976.
†††—егал ». ћатематическа€ космологи€ и внегалактическа€ астрономи€. ¬ качестве примера неортодоксального, но побуждающего к размышлени€м взгл€да на современную космологию.
†††Tolman R.—. Relativity, Thermodynamics and Cosmology. Oxford, Clarendon Press, 1934.
†††–ус. пер.: “олмен P. ќтносительность, термодинамика и космологи€. ћ., Ќаука, 1974.
†††¬ течение многих лет стандартное руководство по космологии.
†††Weinberg Steven. Gravitation and Cosmology: Principles and Applications of the General Theory of Relativity. N. Y., John Wiley and Sons, Inc., 1972.
†††–ус. пер.: ¬ейнберг —. √равитаци€ и космологи€. ћ., ћир, 1975.
†††ќбширное введение в общую теорию относительности. ќколо трети книги посв€щено космологии. —кромность не позвол€ет делать дальнейшие комментарии.

Ѕ. »—“ќ–»я —ќ¬–≈ћ≈ЌЌќ…  ќ—ћќЋќ√»»

†††Ќижеследующие книги включают как первоисточники, так и вторичные источники по истории современной космологии. ¬ большинстве этих книг используетс€ мало математики, но в р€де из них предполагаетс€ некотора€ степень знакомства с физикой и астрономией.
†††Baade W. Evolution of Stars and Galaxies. Cambridge, Mass., Harvard University Press, 1968.
†††Ѕааде ¬. Ёволюци€ звезд и галактик. Ћекции, прочитанные Ѕааде в 1958 году и изданные с магнитофонных записей  . ѕейном ― √апошкиным. ¬есьма субъективна€ оценка развити€ астрономии в нашем веке, содержаща€ рассказ об эволюции шкалы внегалактических рассто€ний.
†††Dickson F. P. The Bowl of Night. Cosmology from Phales to Gamow. Cambridge, Mass., M.I.T. Press, 1968.
†††ƒиксон ‘. „аша ночи.  осмологи€ от ‘алеса до √амова. —одержит факсимиле оригинальных работ де Ўезо и ќльберса о темноте ночного неба.
†††Gamow George. The Creation of the Universe. N. Y., Viking Press, 1952.
†††√амов √еоргий. –ождение ¬селенной. Ќе очень современна€ книга, но ценна€ как подтверждение точки зрени€ √амова в 50-е годы. Ќаписана дл€ широкой публики с обычным дл€ √амова оба€нием.
†††Hubble ≈. The Realm of the Nebulae. New Haven, Yale University Press, 1936; reprinted by Dover Publications, Inc., N.Y., 1969.
†††’аббл Ё. —фера туманностей.  лассический доклад ’аббла об астрономическом изучении галактик, включа€ открытие св€зи между красным смещением и рассто€нием. ѕервоначально был прочитан как —иллимановска€ лекци€ 1935 года в …еле.
†††Jones Kenneth Glyn. Messier Nebulae and Star Clusters. N. Y., American Ч Elsevier Publishing Co., 1969.
†††ƒжонс  . “уманности и звездные скоплени€ ћессье. »сторические замечани€ по поводу каталога ћессье и наблюдений содержащихс€ в нем объектов.
†††Kant Immanuel. Universal Natural History and Theory of the Heavens. Translated by W. Hasties Ann Arbor, University of Michigan Press, 1969.
†††–ус. пер.:  ант ». ”ниверсальна€ естественна€ истори€ и теори€ неба. —оч., т. I. ћ., ћысль, 1963.
†††«наменита€ работа  анта, в которой дана интерпретаци€ туманностей как галактик, похожих на нашу. ¬ книге имеютс€ также полезное предисловие ћ. . ћюница и оценка  анта теории ћлечного ѕути “омаса –айта.
††† оуге Alexandre. From the Closed World to the Infinite Universe. Baltimore, Johns Hopkins Press, 1957; reprinted by Harper and Row, H. Y., 1957.
††† ойре ј. ќт закрытого мира к бесконечной ¬селенной.  осмологи€ от Ќикола€  узанского до Ќьютона. —одержит интересную оценку переписки Ќьютона с Ѕентли, касающуюс€ абсолютного пространства и происхождени€ звезд, а также полезные выдержки.
†††North J.D. The Measure of the Universe. Oxsford, Clarendon Press, 1965.
†††Ќорт ƒж. ћасштаб ¬селенной.  осмологи€ от дев€тнадцатого века до 40-х годов двадцатого. ќчень детальный отчет о зарождении рел€тивистской космологии.
†††Reines F., ed. Cosmology, Fusion, and Other Matters: George Gamow Memorial Volume. Colorado Associated University Press, 1972.
††† осмологи€, синтез и другие проблемы. —борник в честь √. √амова. ѕод ред. ‘. –айнеса. ¬есьма ценный, идущий из первых рук, доклад ѕензиаса об открытии микроволнового фона и стать€ јльфера и ’ермана о развитии теории нуклеосинтеза в модели Ђбольшого взрываї.
†††Schlipp P.A., ed. Albert Einstein: Philosopher-Scientist. Library of Living Philosophers, Inc., 1951; reprinted by Harper and Row, N.Y., 1959.
†††јльберт Ёйнштейн Ч философ-ученый. ѕод ред. ѕ. Ўлиппа. “. 2 содержит статьи Ћеметра о введении Ёйнштейном Ђкосмологической посто€ннойї и »нфельда о рел€тивистской космологии.
†††Shapley H., ed. Source Book in Astronomy 1900Ц1950. Cambridge, Mass., Harvard University Press, 1960.
†††Ўепли √.  нига источников по астрономии за 1900Ц1950†гг. ѕерепечатки оригинальных статей по космологии и другим разделам астрономии, к сожалению, многие в сокращенном виде.

¬. ‘»«» ј ЁЋ≈ћ≈Ќ“ј–Ќџ’ „ј—“»÷

†††ƒо сих пор нет книг, в которых бы на нематематическом уровне обсуждалось большинство недавних достижений в физике элементарных частиц, о которых шла речь в главе VII. —ледующа€ стать€ может служить чем-то вроде введени€:
†††Weinberg Steven. Unified Theories of Elementary Particle Interactions.†Ч Scientific American, July 1974, p.†50Ц59.
†††¬айнберг —. ≈диные теории взаимодействий элементарных частиц.
†††Ѕолее обширное введение в физику элементарных частиц, которое вскоре должно выйти из печати:
†††Feinberg G. What is the World Made of? The Achievements of Twentieth Century Physics. Garden City. Anchor Press/Doub-leday, 1977.
†††–ус. пер.: ‘ейнберг √. »з чего сделан мир? ƒостижени€ физики XX века. ћ., ћир, 1981.
†††¬ведение, написанное дл€ специалистов, со ссылками на оригинальную литературу,†Ч см. любую из книг:
†††Taylor J.—. Gauge Theories of Weak Interactions. England, Cambridge, Cambridge University Press, 1976.
†††–ус. пер.: “ейлор ƒж.  алибровочные теории слабых взаимодействий. ћ., ћир, 1978.
†††Weinberg S. Recent Progress in Gauge Theories of the Weak, Electromagnetic and Strong Interactions.†Ч Rev. Mod. Phys., 1974, v. 46, p.†255Ц277.
†††–ус. пер.: ¬ейнберг —. Ќедавние достижени€ в калибровочных теори€х слабых, электромагнитных и сильных взаимодействий.†Ч ”спехи физ. наук, 1976, т. 118, с. 505.

√. –ј«Ќќ≈

†††Allen C.W. Astophysical Quantities. 3rd ed. London, The Athlone Press, 1973.
†††–ус. пер.: јллен  .”. јстрофизические величины. ћ., ћир, 1977.
†††Ќастольное собрание астрофизических данных и формул.
†††Sandage A. The Hubble Atlas of Galaxies. Washington, D. C., Carnegie Institute of Washington, 1961.
†††—ендейдж ј. ’аббловский атлас галактик. Ѕольшое число великолепных фотографий галактик, собранных дл€ иллюстрации хаббловской схемы классификации.
†††Sturleson Snorri. The Yonger Edda. Translated by R. E. Anderson. Chicago, Scott, Foresman and Co., 1901.
†††–ус. пер.: ћладша€ Ёдда. —ер. Ћитературные пам€тники. Ћ., Ќаука, 1970.
†††ƒл€ знакомства с другим взгл€дом на начало и конец ¬селенной.

Ћ»“≈–ј“”–ј, –≈ ќћ≈Ќƒ”≈ћјя –≈ƒј “ќ–ќћ ѕ≈–≈¬ќƒј

†††‘ридман ј.ј. »збранные труды. ћ., Ќаука, 1966.
†††„итатель может познакомитьс€ в этой книге с работами ‘ридмана, заложившими основу современной космологии, а также с написанной дл€ широкой публики книгой Ђћир как пространство и врем€ї, впервые изданной в 1923 году.
†††«ельдович я.Ѕ. √ор€ча€ ¬селенна€.†Ч ”спехи физ. наук, 1975, т. 115, с. 169.
†††ќбзор теории гор€чей ¬селенной, в котором освещено состо€ние вопроса на 1975 год.
†††«ельдович я.Ѕ., Ќовиков ».ƒ. —троение и эволюци€ ¬селенной. ћ., Ќаука, 1975.
†††‘ундаментальна€ работа, посв€щенна€ подробному изложению классических основ и новейших проблем космологии. —одержит обширный список литературы по космологии.
†††—опоставление теории и наблюдений в космологии. ћатериалы симпозиума 1973†г. в  ракове. ћ., ћир, 1978.
†††—одержатс€ последние данные о св€зи теории и наблюдений в космологии.
†††Ёнциклопеди€ космоса. ћ., —ов. энциклопеди€, 1976.
†††—реди прочего содержит €сно и доступно написанные статьи по космологии.
†††ƒолгов ј.ƒ., «ельдович я.Ѕ.  осмологи€ и элементарные частицы.†Ч ”спехи физ. наук, 1980, т. 130, вып. 4, с. 559.
†††«ельдович я.Ѕ. “еори€ вакуума, быть может, решает загадку космологии.†Ч ”спехи физ. наук, 1981, т. 133, вып. 3, с. 479.
†††ќкунь Ћ.Ѕ. Ћептоны и кварки. ћ., Ќаука, 1981.
†††ѕрекрасное изложение современной теории частиц и полей дл€ подготовленного читател€.
††† рупномасштабна€ структура ¬селенной. ћатериалы симпозиума 1977†г. в “аллине. ћ., ћир, 1981.

ѕриложение
»ƒ≈…Ќџ≈ ќ—Ќќ¬џ ≈ƒ»Ќќ… “≈ќ–»» —ЋјЅџ’
» ЁЋ≈ “–ќћј√Ќ»“Ќџ’ ¬«ј»ћќƒ≈…—“¬»…[66]

†††Ќобелевска€ лекци€ по физике, 8 декабр€ 1979 года

†††«адача физика Ч выработать простой взгл€д на €влени€ природы, объ€снить огромное количество сложных процессов с единой точки зрени€ на основе нескольких простых принципов. ¬ременами наши усили€ вознаграждаютс€ результатами прекрасных экспериментов такими, например, как открытие нейтральных токов в нейтринных реакци€х. Ќо даже в Ђсмутное врем€ї между блест€щими Ђпрорывамиї на экспериментальном фронте идет непрерывна€ эволюци€ теоретических идей, котора€ посто€нно мен€ет сложившиес€ ранее представлени€. ¬ этой лекции € хочу обсудить развитие двух направлений исследований в теоретической физике. ќдно из них св€зано с медленным прогрессом в нашем понимании симметрии и, в частности, нарушенной, или скрытой, симметрии. ƒругое определ€етс€ давней борьбой с бесконечност€ми в квантовых теори€х пол€.  ратко € опишу и то, как сближение этих направлений исследований привело к моему участию в работе по объединению слабых и электромагнитных взаимодействий. ¬ основной своей части мо€ лекци€ будет посв€щена моему постепенному образованию в этих направлени€х, потому что именно об этом € могу говорить с достаточной уверенностью. я также попытаюсь загл€нуть вперед и показать ту роль, которую могла бы сыграть в физике будущего разработка этих идей, хот€ здесь мо€ уверенность заметно поубавитс€.
†††¬ физике XX века принципы симметрии по€вились в 1905†г., вместе с эйнштейновским пониманием группы инвариантности пространства-времени. ѕосле этого прецедента симметрии зан€ли в умах физиков место априорных принципов, с универсальной справедливостью выражающих простоту природы на самом ее глубоком уровне. »менно поэтому в 30-х годах оказалось до боли трудным восприн€ть наличие внутренних симметрий, таких, как сохранение изоспина [1], которые не имели никакого отношени€ к обычному пространству и времени. Ёти симметрии отнюдь не были самоочевидны и при этом оказались св€занными только с тем, что сейчас называетс€ сильными взаимодействи€ми. ¬ 50-е годы мы стали свидетел€ми открыти€ другой внутренней симметрии Ч сохранени€ странности [2], которой не подчин€ютс€ слабые взаимодействи€. Ѕыло обнаружено, что даже одна из, веро€тно, наиболее сокровенных симметрий пространства-времени,†Ч четность,†Ч нарушаетс€ при слабых взаимодействи€х [3]. ¬место движени€ к единству физикам пришлось учитьс€ тому, что разные взаимодействи€, очевидно, управл€ютс€ совершенно различными симметри€ми. —осто€ние дел стало еще более удручающим в начале 60-х годов с признанием роли новой группы симметрии Ч Ђвосьмеричного путиї, котора€ не €вл€етс€ точной симметрией даже в сильных взаимодействи€х [4].
†††¬се это Ч Ђглобальныеї симметрии, в которых преобразовани€ симметрии не завис€т от положени€ в пространстве и времени. ¬месте с тем еще в 20-е годы было пон€то [5], что квантова€ электродинамика обладает другой, намного более мощной симметрией Ч Ђлокальнойї симметрией относительно преобразований, при которых поле электрона приобретает некоторую добавку к фазе, мен€ющуюс€ свободно от точки к точке в пространстве и времени, а векторный потенциал электромагнитного пол€ претерпевает соответствующее калибровочное преобразование. —ейчас это назвали бы калибровочной симметрией U(1), потому что простое изменение фазы можно рассматривать как умножение на унитарную матрицу 1†× 1. –асширение на более сложные группы было проведено янгом и ћиллсом [6] в 1954†г. в известной статье, где они показали, как можно построить SU(2)†Ч калибровочную теорию сильных взаимодействий. (Ќазвание ЂSU(2)ї означает, что группа преобразований симметрии задаетс€ унитарными матрицами 2†× 2, которые €вл€ютс€ Ђспециальнымиї, поскольку их детерминанты равн€ютс€ единице.) Ќо и здесь оп€ть казалось, что если эта симметри€ вообще имеет отношение к действительности, то она должна быть лишь приближенной, поскольку калибровочна€ инвариантность требует (по крайней мере, на наивном уровне), чтобы векторные бозоны, подобно фотону, были безмассовыми, а представл€лось очевидным, что переносчиками сильных взаимодействий должны быть массивные частицы. ќставалась нерешенной и стара€ проблема: если принципы симметрии служат про€влением простоты природы на ее глубочайшем уровне, то каким образом может возникать такое пон€тие, как приближенна€ симметри€? Ќеужели природа только приближенно проста?
††† ак-то в 1960†г. или в начале 1961†г. € познакомилс€ с идеей, котора€ вначале по€вилась в физике твердого тела, а затем была привнесена в физику частиц теми, кто подобно √ейзенбергу, Ќамбу и √олдстоуну работал в обеих област€х физики. Ёто была иде€ о Ђнарушенной симметрииї, заключавша€с€ в том, что гамильтониан и коммутационные соотношени€ квантовой теории могут обладать точной симметрией и тем не менее физические состо€ни€ могут не отвечать представлени€м этой симметрии. ¬ частности, может оказатьс€, что симметри€ гамильтониана не €вл€етс€ симметрией вакуума.
††† ак иногда случаетс€ с теоретиками, € Ђвлюбилс€ї в эту идею. Ќо, как часто бывает в любовных делах, вначале мен€ смущали возможные последстви€. я думал (как оказалось потом, неверно), что приближенные симметрии Ч четность, изоспин, странность и восьмеричный путь Ч действительно, могли бы быть точными априорными принципами симметрии, а наблюдаемые на опыте нарушени€ этих симметрий могли бы каким-то образом быть привнесены спонтанным нарушением симметрии. ѕоэтому на мен€ сильное впечатление произвел результат, полученный √олдстоуном [7], о том, что (по крайней мере, в одном простейшем случае) спонтанное нарушение непрерывной симметрии, подобной изоспину, об€зательно влечет за собой по€вление безмассовой частицы с нулевым спином, которую сегодн€ мы назвали бы Ђголдстоуновским бозономї.
††† азалось очевидным, что не может существовать никаких безмассовых частиц такого типа, которые не удалось бы уже обнаружить на опыте.
†††” мен€ были длительные обсуждени€ этой проблемы с √олдстоуном в ћедисоне летом 1961†г., а затем с —аламом, когда € был его гостем в »мпериал-колледж в 1961Ц1962†гг. ¬скоре мы втроем смогли показать, что голдстоуновские бозоны действительно должны по€вл€тьс€ и в том случае, когда спонтанно нарушаютс€ такие симметрии, как изоспин или странность, и притом их массы остаютс€ равными нулю во всех пор€дках теории возмущений. Ќасколько помню, € был столь разочарован этими нулевыми массами, что при написании нашей совместной статьи по этому вопросу [8] € добавил эпиграф к статье, чтобы показать бессмысленность попыток объ€снить что-либо в терминах неинвариантного состо€ни€ вакуума: это были слова Ћира к  орделии: Ђ»з ничего не выйдет ничего. “ак объ€снисьї.  онечно, в Ђ‘изикл –евьюї защитили пуританскую чистоту физической литературы и не стали печатать цитату. — точки зрени€ последующего развити€ идеи о неинвариантном вакууме в теоретической физике это оказалось правильным. Ќа самом деле было исключение из этого правила, указанное вскоре ’иггсом,  ибблом и другими [9]. ќни показали, что если нарушенна€ симметри€ €вл€етс€ локальной калибровочной симметрией, подобной калибровочной инвариантности в электродинамике, то, хот€ голдстоуновские бозоны формально существуют и, в каком-то смысле, реальны, они могут быть устранены калибровочным преобразованием, так что они не по€вл€ютс€ в виде насто€щих физических частиц. ¬место этого пропавшие голдстоуновские бозоны про€вл€ютс€ как обладающие нулевой спиральностью[67]†состо€ни€ векторных частиц, приобретающих таким образом массу.
†††я думаю, что в то врем€ физики, которые прослышали об этом исключительном случае, рассматривали его как чисто методическую возможность. ѕо-видимому, такое отношение было обусловлено новым достижением в теоретической физике, которое, как казалось, внезапно изменило роль голдстоуновских бозонов, превратив их из нежелательных пришельцев в долгожданных друзей.
†††¬ 1964†г. јдлер и ¬айсбергер [10] независимо друг от друга вывели правила сумм, которые позвол€ли выразить отношение gA/gV аксиально-векторной и векторной констант св€зи в бета-распаде через полные сечени€ взаимодействи€ пионов с нуклонами. ќдна из возможностей трактовки этих вычислений (видимо, наиболее обычна€ в то врем€) состо€ла в том, чтобы рассматривать эти правила сумм как аналог давно известных дипольных правил сумм в атомной физике: полный набор адронных состо€ний подставл€етс€ в коммутационные соотношени€ аксиально-векторных токов. »менно такой подход и зафиксирован названием Ђалгебра токовї [11]. Ќо был также другой путь интерпретации правил сумм јдлера-¬айсбергера. ћожно было бы предположить, что сильные взаимодействи€ обладают приближенной симметрией, основанной на группе SU(2)†× SU(2), и что эта симметри€ спонтанно нарушена, в результате чего (помимо других следствий) нуклоны приобретают массы. ѕри этом пион отождествл€етс€ (приближенно) с голдстоуновским бозоном, обладающим малой, но отличной от нул€ массой Ч эта иде€ восходит к Ќамбу [12].
†††’от€ SU(2)†× SU(2)†Ч симметри€ спонтанно нарушена, она все еще обладает значительной предсказательной силой, но ее предсказани€ выражаютс€ в виде приближенных формул, с помощью которых можно вычисл€ть матричные элементы дл€ пионных реакций при низких энерги€х. ѕри таком подходе правила сумм јдлера-¬айсбергера получаютс€ при совместном применении предсказываемых длин рассе€ни€ в пион-нуклонных взаимодействи€х и хорошо известных правил сумм [13], которые несколькими годами ранее были выведены из дисперсионных соотношений дл€ пион-нуклонного рассе€ни€.
†††¬ этих вычислени€х, в действительности, используетс€ не только тот факт, что сильные взаимодействи€ обладают спонтанно нарушенной приближенной SU(2)†× SU(2)†Ч симметрией, но также и то, что токи в этой группе симметрии должны быть отождествлены (с точностью до посто€нного множител€) с векторным и аксиально-векторным токами в бета-распаде. (ѕри таком предположении отношение gA/gV вписываетс€ в общую картину с помощью соотношени€ √олдбергера-“реймана [14], которое дает gA/gV в терминах константы распада пиона и пион-нуклонной св€зи.) »так, в этом соответствии токов с симметрией сильных взаимодействий и физических токов бета-распада скрывалс€ вдохновл€ющий путь к пониманию глубокой св€зи между слабыми взаимодействи€ми и сильными взаимодействи€ми. ќднако в течение почти дес€тилети€ эта взаимосв€зь оставалась непон€той.
†††¬ 1965Ц1967†гг. мне доставила большую радость работа по разработке следствий из спонтанного нарушени€ симметрии дл€ сильных взаимодействий [15].
†††»менно эта де€тельность привела к моей статье 1967†г. об объединении слабых и электромагнитных взаимодействий. Ќо прежде чем перейти к рассказу о ней, € должен вернутьс€ назад по времени и показать еще одно направление исследований, св€занное с проблемой бесконечностей в квантовой теории пол€.
††† ак € полагаю, именно ќппенгеймер и ¬аллер в 1930†г. [16] впервые заметили независимо друг от друга, что квантова€ теори€ пол€ в более высоких пор€дках теории возмущений приводит к ультрафиолетовым расходимост€м в результатах дл€ собственных энергий. ѕрофессор ¬аллер рассказал мне вчера вечером, что когда он сообщил об этом результате ѕаули, тот не поверил. ƒолжно быть, тогда казалось, что эти бесконечности окажутс€ катастрофой дл€ квантовой теории пол€, котора€ только что была развита √ейзенбергом и ѕаули в 1929Ц1930†гг. », действительно, эти бесконечности привели к некоторому разочарованию в квантовой теории пол€, о чем свидетельствуют предприн€тые в 30-е годы и в начале 40-х годов многочисленные попытки поиска альтернатив. ѕроблема была решена (по крайней мере, дл€ квантовой электродинамики) после войны ‘ейнманом, Ўвингером и “омонагой [17]. Ѕыло показано, что все бесконечности исчезают, если наблюдаемым конечным значени€м массы и зар€да электрона сопоставить не те параметры m и е, которые по€вл€ютс€ в лагранжиане, а те значени€ массы и зар€да электрона, которые вычисл€ютс€ из m и е, после того как мы примем во внимание тот факт, что электрон и фотон всегда окружены облаками виртуальных фотонов и электрон-позитронных пар [18]. ћгновенно все вычислени€ удалось провести и получить результаты, прекрасно согласующиес€ с экспериментом.
†††ќднако даже после этого успеха оставалось определенное различие в мнени€х по поводу важности ультрафиолетовых расходимостей в квантовой теории пол€. ћногие считали Ч а некоторые считают и до сих пор,†Ч что проделанна€ работа позволила лишь спр€тать реальные проблемы Ђпод коверї. ¬скоре стало €сно, что существует весьма ограниченный класс так называемых Ђперенормируемыхї теорий, в которых бесконечности могут быть устранены путем изменени€ определений, т.†е. Ђперенормировкиї конечного числа физических параметров. (√рубо говор€, в перенормируемых теори€х ни одна константа св€зи не должна обладать размерностью массы в отрицательной степени. Ќо каждый раз, когда мы добавл€ем поле или пространственно-временную производную во взаимодействие, мы снижаем размерность соответствующей константы св€зи. ѕоэтому только небольшое число простых типов взаимодействи€ может быть перенормируемыми.) ¬ частности, €сно видно, что широко примен€вша€с€ фермиевска€ теори€ слабых взаимодействий была неперенормируемой. (‘ермиевска€ константа св€зи имеет размерность (масса)-2.) „увство неудовлетворенности квантовой теорией пол€ сохранилось и в 50-е и 60-е годы.
†††“еорию перенормировок € изучил, будучи аспирантом, главным образом по стать€м ƒайсона [19]. ѕоначалу мне показалось прекрасным, что только небольшое число квантовых теорий пол€ могут быть перенормируемыми. ¬ конце концов, ограничени€ такого типа мы больше всего и хотим найти. ¬ажны не математические методы, которые помогут прийти к осмысленному результату в бесконечном разнообразии физически бессмысленных теорий, а методы, которые несут с собой ограничени€, потому что именно эти ограничени€ могут указать нам путь к единственно верной теории. ¬ частности, на мен€ большое впечатление произвел тот факт, что квантовую электродинамику в каком-то смысле можно было вывести из принципов симметрии и требовани€ перенормируемости; единственным лоренц-инвариантным и калибровочно-инвариантным перенормируемым лагранжианом фотонов и электронов €вл€етс€ в точности изначальный дираковский лагранжиан квантовой электродинамики.  онечно, ƒирак пришел к своей теории не таким путем. ќн опиралс€ на информацию, полученную в течение веков экспериментировани€ с электромагнетизмом, а дл€ того чтобы придать окончательную форму своей теории, он использовал идеи простоты (более конкретно, идею, котора€ иногда называетс€ минимальной электромагнитной св€зью). ќднако надо смотреть вперед, пытатьс€ построить теории €влений, которые еще не изучены столь хорошо на эксперименте, и мы не можем здесь полагатьс€ на чисто формальные идеи простоты. я думал, что перенормируемость может оказатьс€ ключевым критерием, который и при более общем подходе потребует некой простоты от наших теорий и поможет нам выбрать одну истинно физическую теорию среди бесконечного множества разумных квантовых теорий пол€.
††† ак € по€сню в дальнейшем, € бы сказал, что сейчас это выгл€дит несколько по-иному, но € еще более, чем когда-либо, убежден в том, что использование принципа перенормируемости как ограничени€ на наши теории наблюдаемых взаимодействий €вл€етс€ хорошей стратегической линией. ѕреисполненный энтузиазма в отношении теории перенормировок, € написал свою кандидатскую диссертацию под руководством —эма “реймана в 1957†г. на тему о применении некоторой специальной версии принципа перенормируемости дл€ получени€ ограничений на слабые взаимодействи€ [20]. ј некоторое врем€ спуст€ € доказал небольшую, но довольно строгую теорему [21], котора€ завершала доказательство ƒайсона [19] и —алама [22] о сокращении всех ультрафиолетовых расходимостей во всех пор€дках теории возмущений в перенормируемых теори€х. Ќо ничто из сделанного, казалось, не решало важнейшей проблемы Ч как построить перенормируемую теорию слабых взаимодействий.
†††ј теперь € оп€ть подхожу к 1967†г. “огда € изучал следстви€ нарушенной SU(2)†× SU(2)†Ч симметрии сильных взаимодействий и обдумывал попытки развити€ идеи о том, что, возможно, симметри€ SU(2)†× SU(2) €вл€етс€ Ђлокальнойї, а не просто Ђглобальнойї симметрией, т.†е. сильные взаимодействи€ следовало бы описывать чем-то вроде теории янга Ч ћиллса, но вдобавок к векторным ρ-мезонам теории янга Ч ћиллса должны были бы по€вл€тьс€ и аксиально-векторные ј1-мезоны. „тобы придать ρ-мезону массу, было необходимо вставить обычные массовые члены д눆ρ и ј1 в лагранжиан, а спонтанное нарушение SU(2)†× SU(2)†Ч симметрии затем отщепит†ρ от ј1 с помощью механизма, подобного хиггсовскому, однако, поскольку теори€ не будет калибровочно-инвариантной, пионы останутс€ как физические голдстоуновские бозоны. Ёта теори€ приводила к интригующему результату, что отношение масс ј1/ρ должно равн€тьс€ 21/2. ѕыта€сь пон€ть этот результат вне рамок теории возмущений, € открыл определенные правила сумм, Ђправила сумм дл€ спектральных функцийї [23], которые, как оказалось, могут быть широко использованы и дл€ других целей. Ќо SU(2)†× SU(2)†Ч теори€ не была калибровочно-инвариантной, а следовательно, она не могла быть перенормируемой [24], поэтому € не про€вл€л по отношению к ней большого энтузиазма [25].  онечно, если бы € не подставл€л массовый член д눆ρ Ч ј1 в лагранжиан, то така€ теори€ была бы калибровочно-инвариантной и перенормируемой и ј1 обладал бы массой. Ќо тогда не было бы пионов, а ρ-мезон был бы безмассовым, в очевидном противоречии (если не сказать большего) с наблюдени€ми.
†††» вот как-то в конце 1967†г. (мне кажетс€, это было, когда € вел машину, направл€€сь на работу в ћ“»[68]) мне пришла в голову мысль о том, что € использовал верные идеи в неподход€щей проблеме. Ѕезмассовым должен быть не ρ-мезон, а фотон, причем его партнером будет не ј1, а массивный промежуточный бозон, который с времен ёкавы прочили на роль переносчика слабых взаимодействий. —лабые и электромагнитные взаимодействи€ можно было бы тогда описать [26] единым образом в терминах точной, но спонтанно нарушенной калибровочной симметрии. ( онечно, это не об€зательно должна быть группа SU(2)†× SU(2).) » эта теори€ была бы перенормируемой подобно квантовой электродинамике, потому что она калибровочно-инвариантна, как и квантова€ электродинамика.
†††Ѕыло нетрудно развить конкретную модель, котора€ воплощала эти идеи. ” мен€ было мало уверенности в правильности моего понимани€ сильных взаимодействий, поэтому € решил сконцентрировать свое внимание на лептонах. —уществуют два левосторонних лептона электронного типа νeL и еL и один правосторонний лептон электронного типа eR. ѕоэтому € начал с группы U(2)†× U(1); все унитарные 2†× 2-матрицы действуют на левосторонние лептоны е-типа, тогда как все унитарные 1†× 1-матрицы воздействуют на правосторонний лептон е-типа. ѕодраздел€€ U(2) на унимодул€рные преобразовани€ и фазовые преобразовани€, можно было сказать, что группа была SU(2)†× U(1)†× U(1). Ќо тогда одна из групп U(1) могла быть соотнесена обычному лептонному числу, а поскольку лептонное число оказываетс€ сохран€ющимс€ и не существует никакой безмассовой векторной частицы, обладающей им, то € решил исключить его из группы. ѕри этом остаетс€ лишь четырехпараметрическа€ группа SU(2)†× U(1). —понтанное нарушение симметрии SU(2)†× U(1) до группы U(1) обычной электромагнитной калибровочной инвариантности привело бы к по€влению масс у трех из четырех векторных калибровочных бозонов: зар€женных бозонов W± и нейтрального бозона, который € назвал Z0. «на€ силу обычных слабых взаимодействий зар€женных токов, подобных бета-распаду, которые обусловлены обменом W±, можно определить массу W±. ќна оказалась равной около 40 √э¬/sinΘ, где†Θ Ч угол смешиван舆γ Ч Z0.
†††„тобы продвинутьс€ дальше, приходитс€ прин€ть определенную гипотезу о механизме нарушени€ SU(2)†× U(1). ¬ перенормируемой SU(2)†× U(1)†Ч теории единственным полем, с помощью которого можно было бы придать электрону массу за счет отличных от нул€ вакуумных средних, €вл€етс€ SU(2)†Ч дублет частиц (φ+0) с нулевым спином. ѕоэтому дл€ простоты € предположил, что эти пол€ €вл€ютс€ единственными скал€рными пол€ми в теории. ћасса Z0-бозона при этом оказалась равной 80 √э¬/sin2Θ. “аким образом, была зафиксирована сила взаимодействий слабых нейтральных токов. ƒействительно, точно так, как и в квантовой электродинамике, как только выбрано Ђменюї полей в теории, все детали такой теории полностью определ€ютс€ принципами симметрии и перенормируемостью, если задать еще несколько свободных параметров: зар€ды и массы лептонов, фермиевскую константу св€зи бета-распада, угол смешивани€†Θ и массу скал€рной частицы. ≈стественность такой теории хорошо демонстрирует тот факт, что практически така€ же теори€ была независимо развита —аламом [27] в 1968†г.
†††—ледующей проблемой была перенормируемость. ѕравила ‘ейнмана дл€ теорий янга-ћиллса с ненарушенными калибровочными симметри€ми были разработаны [28] де ¬иттом, ‘аддеевым и ѕоповым и другими, причем было известно, что такие теории перенормируемы. ќднако в 1967†г. € еще не знал, как можно доказать, что это свойство перенормируемости не портитс€ при спонтанном нарушении симметрии. я усиленно работал над этой задачей в течение нескольких лет, частично вместе с моими студентами [29], но продвинулс€ в решении вопроса не намного. ќгл€дыва€сь назад, можно пон€ть, что основна€ трудность заключалась в том, что при квантовании векторных полей € использовал калибровку, котора€ известна сейчас под названием унитарной калибровки [30]. “ака€ калибровка имеет р€д существенных преимуществ, например, она дает истинный спектр частиц в теории, но у нее есть и крупный недостаток, состо€щий в том, что свойство перенормируемости в такой калибровке практически невозможно вы€снить.
†††Ќаконец, в 1971 году 'т ’оофт [31] показал в своей прекрасной статье, как можно разрешить эту проблему. ќн придумал калибровку, в которой (наподобие Ђфейнмановской калибровкеї в квантовой электродинамике) правила ‘ейнмана €вно приводили только к конечному числу типов ультрафиолетовых расходимостей. Ќеобходимо было также показать, что эти бесконечности удовлетвор€ли практически тем же ограничени€м, что и лагранжиан теории, так что они могли бы быть устранены путем переопределени€ параметров этой теории. (Ёто казалось естественным, но доказательство не было простым, потому что калибровочно инвариантную теорию можно проквантовать лишь после того как выбрана определенна€ калибровка, так что совсем не очевидно, что ультрафиолетовые расходимости удовлетвор€ют тем же ограничени€м, вытекающим из калибровочной инвариантности, что и сам лагранжиан.) ¬скоре доказательство было завершено [32] в работах Ћи и «инн-∆юстена, а также 'т ’оофта и ¬елтмана. —овсем недавно Ѕекки, –уэ и —тора [33] придумали из€щный метод проведени€ такого доказательства, использующий глобальную суперсимметрию калибровочных теорий, котора€ сохран€етс€ даже при выборе какой-либо специфической калибровки.
†††ћне придетс€ признать, что, когда € впервые увидел статью 'т ’оофта в 1971†г., € не поверил, что им найден путь доказательства перенормируемости. Ќо это была уже мо€ беда, а не вина 'т ’оофта: € просто не был достаточно хорошо знаком с формализмом интегралов по траектори€м, на котором основывалась работа 'т ’оофта, и мне хотелось увидеть вывод фейнмановских правил в калибровке 'т ’оофта из канонического квантовани€. ¬скоре это было показано (дл€ ограниченного класса калибровочных теорий) в статье Ѕена Ћи [34]. ѕосле статьи Ћи € уже был готов к воспри€тию мысли о том, что перенормируемость единой теории практически доказана.
†††  тому времени многие физики-теоретики поверили в общий подход, развиваемый —аламом и мною, т.†е. в то, что слабые и электромагнитные взаимодействи€ управл€ютс€ некой группой точных локальных калибровочных симметрий, эта группа спонтанно нарушена до U(1), за счет чего все векторные бозоны, за исключением фотона, приобретают массу, и така€ теори€ перенормируема. ќставалось, правда, еще не €сным, действительно ли природа выбрала ту специфическую модель, которую мы предлагали.  онечно, только эксперимент мог дать ответ на этот вопрос.
†††”же в 1967†г. было €сно, что наилучший путь проверки теории Ч поиск слабых взаимодействий, обусловленных нейтральными токами. ѕереносчиком взаимодействи€ в этом случае €вл€етс€ промежуточный нейтральный векторный бозон Z0.  онечно, возможность про€влени€ нейтральных токов не была абсолютно новой. ≈ще в 1937†г. √амов и “еллер,  еммер и ¬ентцель, а позже, в 1958†г., Ѕладмен и Ћейте-Ћопес выдвигали гипотезы [35] о возможных нейтральных токах. ¬ начале 60-х годов подобные попытки были предприн€ты [36] √лэшоу и —аламом и ”ордом в поисках единой теории слабых и электромагнитных взаимодействий. ” них по€вл€лись нейтральные токи, обладавшие многими из тех свойств, которые —алам и € обнаружили при построении единой теории в 1967Ц1968†гг. Ќо поскольку теперь в качестве одного из предсказаний нашей теории вытекало определенное значение массы Z0 бозона, то можно было сделать конкретное предсказание силы этих нейтральных токов. “аким образом, имелась специфическа€ цель, к которой следовало направить усили€ экспериментаторов.
†††Ќекоторое врем€ спуст€, в 1971†г., € провел анализ экспериментальных возможностей [37]. –езультаты оказались весьма впечатл€ющими. ѕроведенные ранее эксперименты установили верхние границы скоростей протекани€ процессов, обусловленных нейтральными токами. ќни оказались довольно низкими, и потому у многих физиков сложилось впечатление, что с высокой степенью достоверности нейтральных токов вообще не существует. ќднако, в действительности, теори€, развита€ в 1967Ц1968†гг., предсказывала весьма малые скорости, реально настолько малые, что соответствующие процессы к тому времени и не могли быть обнаружены. Ќапример, опыты [38], поставленные несколькими годами ранее, привели к значению 0,12†± 0,06 дл€ верхнего предела отношени€ сечени€ процесса упругого рассе€ни€ мюонных нейтрино протонами, обусловленного нейтральными токами, к сечению соответствующего процесса с рождением мюона, вызванного зар€женными токами. я показал, что предсказываема€ величина этого отношени€ лежит в пределах от 0,15 до 0, 25 в зависимости от†Θ Ч угла смешиван舆γ Ч Z0. ѕоэтому имелись все основани€ дл€ того, чтобы попытатьс€ измерить эту величину несколько точнее.
††† ак всем уже хорошо известно, нейтральные токи были, наконец, открыты в 1973†г. «атем последовали годы детального экспериментального изучени€ конкретных свойств нейтральных токов. ќбзор результатов этих экспериментов [40] увел бы мен€ слишком далеко от предмета моей лекции, поэтому € только скажу, что они со все большей точностью подтверждали выводы теорий дл€ реакций с нейтральными токами во взаимодействи€х нейтрино с нуклонами и нейтрино с электронами, а после прекрасного эксперимента [41] группы —Ћј -»ейль, проведенного в прошлом году, по€вилось также подтверждение правильности теории и в электрон-нуклонных реакци€х с нейтральными токами.
†††¬се это прекрасно. Ќо должен сказать, что € не был бы слишком удивлен, если бы оказалось, что правильна€ теори€ базируетс€ на какой-то другой спонтанно нарушенной калибровочной группе с совершенно отличными нейтральными токами. ќдной из таких возможностей могла бы быть предложенна€ ƒжорджи и √лэшоу [42] весьма хитроумна€ SU(2)†Ч “еори€, в которой вообще не было нейтральных токов. ¬ажной мне представл€лась лишь сама иде€ о точной спонтанно нарушенной калибровочной симметрии, котора€ св€зывает слабые и электромагнитные взаимодействи€ и обеспечивает перенормируемость этих взаимодействий. ¬ правильности этой идеи € был убежден, хот€ бы только потому, что она соответствовала моим представлени€м о том, какой должна быть природа.
†††¬ начале 70-х годов, еще до открыти€ нейтральных токов, были получены два других важных теоретических результата, св€занных с обсуждаемой проблемой. ѕоэтому € упом€ну о них здесь. ќдин из них был получен в известной работе √лэшоу, »лиопулоса и ћайани об очарованном кварке [43]. ¬ их работе содержалось решение проблемы (котора€ в противном случае могла бы стать серьезным преп€тствием) нейтральных токов, измен€ющих странность. я оставл€ю эту тему дл€ лекции профессора √лэшоу. ƒругой теоретический результат имел непосредственное отношение к сильным взаимодействи€м. ќднако это возвращает нас назад к одной из тем моей лекции, к теме о симметри€х.
†††¬ 1973†г. ѕолитцер, а также √росс и ¬ильчек [44] обнаружили замечательное свойство теории янга- ћиллса, которое они назвали Ђасимптотической свободойї: эффективна€ константа св€зи [45] падает до нул€ по мере того, как характерна€ энерги€ процесса растет к бесконечности.  азалось, это могло бы объ€снить известный экспериментальный факт о поведении нуклона в процессах глубоко неупругого рассе€ни€ электронов высоких энергий, когда он про€вл€ет себ€ как бы состо€щим из практически свободных кварков [46]. ќднако возникала одна проблема. ƒл€ того чтобы векторные бозоны в калибровочной теории сильных взаимодействий стали массивными, хотелось бы ввести в схему сильно взаимодействующие скал€рные пол€. ј они-то как раз и разрушили бы асимптотическую свободу. ƒруга€ трудность, котора€ особенно беспокоила мен€, заключалась в том, что в единой теории слабых и электромагнитных взаимодействий фундаментальна€ слаба€ св€зь оказываетс€ того же пор€дка величины, что и зар€д электрона е, а потому эффекты, св€занные с виртуальными промежуточными векторными бозонами, приведут к чересчур большим (пор€дка 1/137) нарушени€м четности и закона сохранени€ странности при сильных взаимодействи€х этих скал€рных частиц друг с другом и с кварками [47].  ак-то весной 1973†г. мне пришла в голову мысль (независимо развита€ также √россом и ¬ильчеком), что можно вообще не рассматривать сильно взаимодействущие скал€рные пол€, если позволить калибровочной симметрии сильных взаимодействий остатьс€ ненарушенной. ѕри этом векторные бозоны, или Ђглюоныї, остаютс€ безмассовыми.  роме того, приходитс€ полагатьс€ на рост сильных взаимодействий по мере роста рассто€ни€, чтобы объ€снить, почему кварки и безмассовые глюоны не обнаружены на опыте [48]. ѕредположив отсутствие сильно взаимодействующих скал€рных частиц, три Ђцветаї кварков (как это следовало из более ранних работ разных авторов [49]) и калибровочную группу симметрии SU(3), мы приходим к специфической теории сильных взаимодействий. Ёта теори€ известна сейчас под названием квантовой хромодинамики ( ’ƒ).
†††— тех пор экспериментальные исследовани€ все в большей степени подтверждали  ’ƒ как правильную теорию сильных взаимодействий. «десь мен€ все же больше будет интересовать ее вли€ние на понимание нами принципов симметрии. ќграничени€, вытекающие из требований калибровочной инвариантности и перенормируемости, оказались (в который уже раз) необычайно мощными. Ёти ограничени€ заставл€ют лагранжиан теории прин€ть столь простую форму, что сильные взаимодействи€ в  ’ƒ должны сохран€ть странность, быть инвариантными относительно зар€дового сопр€жени€ и (за исключением проблем [50], св€занных с инстантонами) сохран€ть четность. ”казанные симметрии не приходитс€ выдумывать как априорные принципы. ѕросто не видно никакого пути возможного усложнени€ лагранжиана, который бы привел к их нарушению. ѕри одном дополнительном предположении, об относительно малых массах u- и d-кварков, сильные взаимодействи€ оказываютс€ удовлетвор€ющими также приближенной SU(2)†× SU(2)†Ч симметрии алгебры токов, котора€ после спонтанного нарушени€ приводит к группе изоспина. ≈сли масса s-кварка тоже не слишком велика, то получаетс€ весь восьмеричный путь в качестве приближенной симметрии сильных взаимодействий. Ѕолее того, описыва€ слабые и электромагнитные взаимодействи€ также с помощью калибровочной теории, с необходимостью получаем, что слабые токи как раз €вл€ютс€ токами, св€занными с этими симметри€ми сильных взаимодействий. ƒругими словами, вс€ картина приближенных симметрий сильных, слабых и электромагнитных взаимодействий, котора€ так сильно озадачивала нас в 50-е и 60-е годы, теперь в значительной мере оказываетс€ объ€сненной как простое следствие калибровочной инвариантности сильных, слабых и электромагнитных взаимодействий плюс услови€ перенормируемости. ѕон€тие о внутренних симметри€х достигло сейчас того же уровн€, что и симметри€ пространства-времени во времена Ёйнштейна. ¬се приближенные внутренние симметрии объ€снены с динамической точки зрени€. Ќа фундаментальном уровне вообще нет никаких приближенных или частичных симметрий, а есть лишь точные симметрии, управл€ющие всеми взаимодействи€ми.
†††“еперь € хочу снова загл€нуть немного вперед и прокомментировать возможное развитие в будущем идей симметрии и перенормируемости.
†††ѕеред нами еще стоит открытым вопрос о том, €вл€ютс€ ли элементарными те скал€рные частицы, которые ответственны за спонтанное нарушение электрослабой калибровочной симметрии SU(2)†× U(1). ≈сли они элементарны, тогда полуслабо распадающиес€ Ђхиггсовские бозоныї с нулевым спином должны быть обнаружены при энерги€х, сравнимых по величине с теми, которые нужны дл€ рождени€ промежуточных векторных бозонов. — другой стороны, возможно, что эти скал€ры Ч составные частицы [51]. ’иггсовские бозоны будут в этом случае неразличимыми достаточно массивными состо€ни€ми с очень большой шириной, аналогичными возможному s-волновому максимуму в ππ-рассе€нии. ¬озможно, существуют также и более легкие, медленнее распадающиес€ скал€рные частицы совсем другого типа, известные под названием псевдоголдстоуновских бозонов [52].
†††ј может быть, существует совершенно новый класс Ђсверхсильныхї взаимодействий [53], привод€щих к силам св€зи сверхмощным в том смысле, что асимптотическа€ свобода начинает здесь работать не при нескольких сотн€х ћэ¬, как в  ’ƒ, а при нескольких сотн€х √э¬? Ёти Ђсверхсильныеї силы будут восприниматьс€ новым семейством фермионов и приводить к тому, что массы этих фермионов окажутс€ равными пор€дка нескольких сотен √э¬. ѕоживем Ч увидим.
†††»з четырех (сейчас Ч трех) типов взаимодействий только гравитаци€ противитс€ включению ее в схему перенормируемой квантовой теории пол€. Ёто может просто означать, что мы еще не достаточно глубоко разбираемс€ в математической трактовке общей теории относительности. ќднако существует друга€ возможность, котора€ представл€етс€ мне более заманчивой. √равитационна€ посто€нна€ определ€ет единицу энергии, известную под названием планковской энергии и равную около 1019 √э¬. ѕри такой энергии гравитаци€ превращаетс€ практически в сильное взаимодействие, так что уже более нельз€ игнорировать ультрафиолетовые расходимости теории, если имеешь дело с энергией пор€дка планковской. ¬озможно, существует целый мир с новой физикой и неожиданными степен€ми свободы при столь огромных энерги€х, а обща€ теори€ относительности не €вл€етс€ адекватной схемой дл€ понимани€ физики этих степеней свободы при сверхвысоких энерги€х.  огда мы изучаем гравитацию или другие привычные €влени€ при массах частиц и их энерги€х, не превышающих “э¬ или около того, мы, видимо, обучаемс€ только Ђэффективнойї теории пол€, т.†е. такой, в которой сверхт€желые степени свободы не про€вл€ютс€ в €вной форме, а параметры св€зи не€вно подразумевают суммирование по этим открытым степен€м свободы.
†††„тобы проверить, насколько такое предположение осмысленно, будем считать его верным и зададим вопрос о том, какие типы взаимодействий (как мы могли бы ожидать, исход€ из такой гипотезы) про€в€тс€ при обычных энерги€х. Ђ«аинтегрировавї сверхвысокоэнергичные степени свободы фундаментальной теории, мы, как правило, приходим к очень сложной эффективной теории пол€. ¬ действительности она оказываетс€ настолько сложной, что содержит все взаимодействи€, допускаемые принципами симметрии. Ќо там, где из анализа размерностей следует, что константа св€зи должна выражатьс€ определенной степенью некой массы, эта сама€ масса оказываетс€, веро€тнее всего, типичной сверхбольшой массой, такой, как 1019 √э¬. Ѕесконечное многообразие неперенормируемых взаимодействий в этой эффективной теории обладает константами св€зи с размерност€ми массы в отрицательных степен€х, так что обусловленные ими эффекты подавлены при обычных энерги€х как степени отношени€ энергии к сверхбольшим массам. ѕоэтому единственными взаимодействи€ми, которые мы можем обнаружить при обычных энерги€х, €вл€ютс€ перенормируемые в обычном смысле взаимодействи€ плюс те из неперенормируемых взаимодействий, которые привод€т хот€ и к ничтожно малым, но в чем-то экзотическим эффектам, обнаруживаемым именно за счет их экзотичности.
†††ќдна из возможностей зарегистрировать очень слабое взаимодействие про€вл€етс€, когда это взаимодействие когерентное и дальнодействующее, так что оно может суммироватьс€ и приводить к макроскопическим эффектам. Ѕыло показано [54], что единственными частицами, обмен которыми приводит к таким силам, €вл€ютс€ безмассовые частицы со спинами 0, 1 или 2. Ѕолее того, одной лишь лоренц-инвариантности достаточно, чтобы продемонстрировать, что дальнодействующие силы, обусловленные произвольной частицей с нулевой массой и спином, равным 2, должны описыватьс€ общей теорией относительности [55]. »так, с этой точки зрени€ нам не следует чересчур удивл€тьс€ тому, что гравитаци€ €вл€етс€ единственным (из известных сейчас) взаимодействием, которое, кажетс€, не описываетс€ перенормируемой теорией пол€,†Ч это почти единственное сверхслабое взаимодействие, которое могло быть обнаружено. ј тот факт, что гравитаци€ хорошо описываетс€ общей теорией относительности в макроскопических масштабах, не должен приводить нас к заключению о том, что обща€ теори€ относительности верна при 1019 √э¬.
†††Ќеперенормируемые эффективные взаимодействи€ можно также зарегистрировать, если они нарушают какие-либо законы сохранени€, €вл€ющиес€ точными без учета таких взаимодействий. ѕервоочередными кандидатами на нарушение €вл€ютс€ законы сохранени€ барионного и лептонного чисел. —хема SU(3)†Ч и SU(2)†× U(1)†Ч калибровочных симметрий сильных, слабых и электромагнитных взаимодействий приводит к замечательному следствию, глас€щему, что все перенормируемые взаимодействи€ известных частиц автоматически сохран€ют число барионов и лептонов. ќднако тот факт, что обычное вещество оказываетс€ весьма стабильным, и что распад протона не обнаружен, еще не должен привести к выводу о фундаментальном характере законов сохранени€ чисел барионов и лептонов. — той точностью, с которой они были проверены, законы сохранени€ барионов и лептонов могут быть объ€снены как динамические следстви€ других симметрий точно так же, как сохранение странности было объ€снено в рамках  ’ƒ. Ќо могут существовать сверхт€желые частицы, и эти частицы могут обладать необычными свойствами преобразований SU(3) или SU(2)†× U(1). ¬ этом случае не видно никаких оснований, почему бы при их взаимодействи€х сохран€лись числа барионов и лептонов. —омневаюсь, что барионное и лептонное числа останутс€ неизменными. ƒействительно, сам факт, что ¬селенна€, видимо, содержит избыток барионов над антибарионами, должен заставить нас подозревать, что процессы с несохранением числа барионов действительно имели место. ≈сли эффекты слабого несохранени€ барионного или лептонного числа, такие, как распад протона или наличие массы у нейтрино, будут открыты экспериментально, в нашем распор€жении останутс€ только калибровочные симметрии как единственные истинные внутренние симметрии природы. “акой вывод € бы рассматривал как наиболее удовлетворительный.
†††»де€ о новой шкале сверхбольших масс возникла несколько другим образом [56]. ≈сли Ђвеликое объединениеї сильных и электрослабых калибровочных взаимодействий как-либо окажетс€ возможным в той или иной форме, то следует ожидать, что все калибровочные константы св€зи SU(3) и SU(2)†× U(1) будут сравнимы по величине. (¬ частности, если SU(3) и SU(2)†× U(1) €вл€ютс€ подгруппами большей простой группы, то отношени€ квадратов констант св€зи задаютс€ рациональными числами пор€дка единицы [57].) ќднако така€ возможность кажетс€ противоречащей очевидному факту, что сильные взаимодействи€ сильнее слабых и электромагнитных взаимодействий. ¬ 1974†г. ƒжорджи,  винн и € предположили, что масштаб великого объединени€, при котором все константы св€зи станов€тс€ сравнимыми по величине, лежит при огромной энергии. ѕоэтому истинна€ причина того, что константа сильной св€зи настолько больше электрослабых св€зей при обычных энерги€х, кроетс€ в асимптотической свободе  ’ƒ, в которой эффективна€ константа св€зи медленно возрастает по мере того, как энерги€ падает от масштаба великого объединени€ к привычным значени€м.  онстанта сильной св€зи мен€етс€ очень медленно (как 1/(ln ≈)1/2), поэтому масштаб великого объединени€ должен быть огромным. ћы нашли, что дл€ довольно широкого класса теорий великое объединение происходит где-то поблизости от 1016 √э¬. Ёта энерги€ не слишком сильно отличаетс€ от планковской энергии 1019 √э¬. ¬рем€ жизни протона оценить с достаточно большой точностью трудно, но мы дали приблизительное значение, равное 1032 лет, которое, видимо, удастс€ проверить экспериментально уже через несколько лет. (Ёти оценки были улучшены более подробными вычислени€ми, проделанными разными авторами [58].) ћы также вычислили значение параметра смешивани€ sin2Θ, которое оказалось равным примерно 0,2. ќно не сильно отличаетс€ от значени€ 0,23 ± 0,02, полученного сейчас в эксперименте [40]. ¬ажной задачей будущих экспериментов с нейтральными токами €вл€етс€ улучшение той точности, с которой известна величина sin2Θ. »нтересно узнать, действительно ли она согласуетс€ с предсказанным значением.
†††ƒл€ того чтобы элементарные скал€рные частицы, по€вл€ющиес€ в теории великого объединени€, приводили к спонтанному нарушению электрослабой калибровочной симметрии при нескольких сотн€х √э¬, необходимо (и достаточно), чтобы они не приобрели сверхбольших масс при спонтанном нарушении калибровочной группы великого объединени€ [59]. ¬ этом нет ничего невозможного, но € не смог до конца продумать вопрос, почему это должно иметь место. (Ёта проблема может быть св€зана с давней загадкой, почему квантовые поправки не привод€т к огромной космологической посто€нной. ¬ обоих случа€х мы имеем дело с аномально малым Ђсу-перперенормируемымї членом в эффективном лагранжиане, который следует положить равным нулю. ¬ случае с космологической посто€нной это требование должно выполн€тьс€ с точностью до 10-50.) ≈сли же нет таких элементарных скал€рных частиц, которые не приобретают сверхбольших масс при нарушении калибровочной группы великого объединени€, тогда, как € уже упоминал, должны по€вл€тьс€ сверхмощные силы, чтобы образовать составные голдстоуновские и хиггсовские бозоны, которые св€заны со спонтанным нарушением SU(2)†× U(1). “акие силы могут по€вл€тьс€ довольно естественным образом в теори€х великого объединени€. ¬ качестве одного из примеров предположим, что велика€ калибровочна€ группа разрушаетс€ не до пр€мого произведени€ SU(3)†× SU(2)†× U(1), а до SU(4)†× SU(3)†× SU(2)†× U(1). ѕоскольку группа SU(4) больше группы SU(3), ее константа св€зи растет с уменьшением энергии быстрее, чем  ’ƒ-константа. ѕоэтому SU(4)†Ч сила становитс€ большой при намного более высоких энерги€х, чем несколько сотен ћэ¬, когда сильными станов€тс€ взаимодействи€ в  ’ƒ. ќбычные кварки и лептоны были бы нейтральными относительно SU(4). ќни не чувствовали бы этой силы. Ќо другие фермионы могли бы нести квантовые числа SU(4) и поэтому обладали бы большими массами. ћожно даже представить себе последовательность все возрастающих подгрупп великой калибровочной группы, котора€ заполнила бы огромную энергетическую область вплоть до 1015 или 1019 √э¬ массами частиц, рождающихс€ при таких последовательно усиливающихс€ взаимодействи€х.
†††≈сли существуют элементарные скал€ры, вакуумные ожидани€ которых ответственны за массы обычных кварков и лептонов, то эти массы в членах пор€дка†α будут чувствовать радиационные поправки, обусловленные сверхт€желыми векторными бозонами великой калибровочной группы. ¬озможно, что объ€снить значени€ величин, подобных mе/mμ, без полной теории великого объединени€ не удастс€. — другой стороны, если таких элементарных скал€ров нет, то почти все детали теории великого объединени€ оказываютс€ забытыми в эффективной теории пол€, описывающей физику при обычных энерги€х. “огда может оказатьс€ возможным вычисление масс кварков и лептонов просто через свойства процессов при доступных энерги€х.   сожалению, до сих пор никому не удалось показать, как можно получить таким способом что-либо напоминающее наблюдаемую картину распределени€ масс [60].
†††ќтставив в сторону все эти неопределенности, предположим, что существует истинно фундаментальна€ теори€, характеризуема€ шкалой энергий пор€дка от 1016 до 1019 √э¬, при которой сильные, электрослабые и гравитационные взаимодействи€ объедин€ютс€. ¬озможно, это будет обычна€ перенормируема€ квантова€ теори€ пол€, но в насто€щий момент, если мы учитываем гравитацию, не €сно, как ее построить. ќднако если она перенормируема€, то чем же тогда задаетс€ бесконечный набор констант св€зи, которые необходимы, чтобы поглотить все ультрафиолетовые расходимости такой теории?  ак € считаю, ответ заключаетс€ в том, что квантова€ теори€ пол€, котора€ родилась около п€тидес€ти лет назад в результате объединени€ квантовой механики с теорией относительности, оказалась прекрасным, но не очень здоровым ребенком.  ак указывали много лет назад Ћандау и „еллен, квантова€ теори€ пол€ при сверхвысоких энерги€х подвержена болезн€м всех сортов Ч тахионы, духи и т.†п.†Ч и нужны специальные лекарства дл€ того, чтобы она выжила. ќдин из способов избежать возможных болезней квантовой теории пол€ состоит в том, чтобы сделать ее перенормируемой и асимптотически свободной. ќднако имеютс€ и другие способы. Ќапример, даже бесконечный набор констант св€зи может стремитьс€ к некой фиксированной, отличной от нул€ точке по мере роста к бесконечности энергии, при которой они измер€ютс€. Ќо требование наличи€ такого характерного поведени€ обычно накладывает столь много ограничений на эти константы, что в результате остаетс€ только конечное число свободных параметров [61] Ч в точности как дл€ теорий, перенормируемых в обычном смысле слова. “аким образом, € думаю, что тем или иным способом квантова€ теори€ пол€ окажетс€ упр€мо ограничивающей возможные подходы, так что она позволит описать лишь небольшое число возможных миров, среди которых, как мы надеемс€, находитс€ и наш мир.
††† ажетс€, € склонен быть чересчур оптимистичным относительно будущего физики. » ничто так не заставл€ет мен€ быть оптимистом, как открытие нарушенных симметрий. ¬ седьмой книге своего труда Ђ√осударствої ѕлатон описывает прикованных в пещере узников, которые могут видеть лишь тени, отбрасываемые на стены пещеры предметами из внешнего мира. ј когда узников выпускают из пещеры на свет, глаза их настолько поражены си€нием, что в течение некоторого времени они думают, будто тени, которые они видели в пещере, действительно достовернее тех вещей, которые им сейчас показывают. Ќо постепенно их воспри€тие мира про€сн€етс€, и они начинают понимать, насколько прекрасен насто€щий мир. ћы как раз находимс€ в такой пещере, прикованные ограничени€ми на возможные типы экспериментов, доступных нам. ¬ частности, мы можем изучать вещество лишь при относительно низких температурах, когда симметрии, по всей видимости, спонтанно нарушены, и потому природа не представл€етс€ здесь очень простой или единой. ћы не можем выбратьс€ из этой пещеры, но если долго и терпеливо смотреть на тени на ее стенах, то можно, по крайней мере, уловить формы симметрии, которые, даже будучи разрушенными, €вл€ютс€ точными принципами, управл€ющими всеми €влени€ми природы, про€влением красоты внешнего мира.
†††«десь удалось привести ссылки лишь на малую часть статей, посв€щенных тематике, обсуждавшейс€ мною в этой лекции. ƒополнительные ссылки можно найти в следующих обзорах:
†††Abers ≈.S., Lee ¬.W. Gauge Theories.†Ч Phys. Rept. Ser. —, 1973, v. 9, є†1.
†††Marciano W., Pagels H. Quantum Chromodynamics.†Ч Ibid., 1978, v. 36, є†3.
†††T а у l о r J.—. Gauge Theories of Weak Interactions.†Ч Cambridge Univ. Press, 1976.

÷итированна€ литература

†††[1]†Tuve M.A., Heydenberg N., Hafstad L.R.†Ч Phys. Rev., 1936, v. 50, p. 806.
†††¬reit G., Condon E.V., Present B.D.†Ч Ibid., p. 825.
†††Breit G., Fepnberg E.†Ч Ibid., p. 850.
†††[2]†Gell Ч Mann M.†Ч Phys. Rev., 1953, v. 92, p. 833.
†††Nakano “., Nishijima K.†Ч Progr. Theor. Phys., 1955, v. 10, p. 581.
†††[3]†Lee T.D., Yang C.N.†Ч Phys. Rev., 1956, v. 104, p. 254.
†††Wu C.S. et al.†Ч Ibid., 1957, v. 105. p. 1413.
†††Garwin R., Lederman L., Weinrich M.†Ч Ibid., p. 1415.
†††Friedman J.I., Telegdi V. L.†Ч Ibid., p. 1681.
†††[4]†Gell Ч Mann M. Cal. Tech. Synchrotron Laboratory Report CTSL-20 Ч 1961, (unpublished).
†††Neeman Y.†Ч Nucl. Phys., 1961, v. 26, p. 222.
†††[5]†Fоск V.†Ч Zs. Phys., 1927, Bd. 39, S. 226.
†††Weуl H.†Ч Ibid., 1929, Bd. 56, S. 330.
†††Ќазвание Ђкалибровочна€ инвариантностьї основано на аналогии с более ранними гипотезами:
†††Weyl Ќ.†Ч In: Raum, Zeit, Materie.†Ч 3rd ed.†Ч Springer, 1920. —м. также:
†††London F.†Ч Zs. Phys., 1927, Bd. 42, S. 375. ќбзор истории вопроса даетс€ в лекции „.Ќ. янга в City College, 1977.
†††[6]†Yang —.N., Mills R.L.†Ч Phys. Rev., 1954, v. 96, p. 191.
†††[7]†Gоldstоne J.†Ч Nuovo Cimento, 1961, v. 19, p. 154.
†††[8]†Goldstone J., Salam A., Weinberg S.†Ч Phys. Rev., 1962, v. 127, p. 965.
†††[9]†Higgs P.W.†Ч Phys. Lett., 1964, v. 12, p. 132; v. 13, p. 508; Phys. Rev., 1966, v. 145, p. 1156.
†††Kibble T.W.B.†Ч Phys. Rev., 1967, v. 155, p. 1554.
†††Guralnik C.S., Hagen C.R., Kibble T.W.B.†Ч Phys. Rev. Lett., 1964, v. 13, p. 585.
†††Englert F., Brout B.†Ч Ibid., p. 321.
†††—м. также: Anderson P.W.†Ч Phys. Rev., 1963, v. 130, p. 439.
†††[10]†Adler S.L.†Ч Phys. Rev. Lett., 1965, v. 14, p. 1051; Phys. Rev. Ser. B, 1965, v. 140, p. 736.
†††Weisberger W.I.†Ч Phys. Rev. Lett., 1965, v. 14, p. 1047; Phys. Rev., 1966, v. 143, p. 1302.
†††[11]†Gell Ч Mann M.†Ч Physics, 1964, v. 1, p. 63.
†††[12]†Nambu Y, Jona-Lasinio G.†Ч Phys. Rev., 1961, v. 122, p. 345; 1961, v. 124, p. 246.
†††Nambu Y., Lurie D.†Ч Ibid., 1962, v. 125, p. 1429.
†††Nambu Y., Shrauner E.†Ч Ibid., 1962, v. 128, p. 862.
†††—м. также: Gell Ч Mann M., Levy M.†Ч Nuovo Cimento, 1960. v. 16, p. 705.
†††[13] Goldberger ћ.L., Miyazawa Ќ., ќеhmе R.†Ч Phys. Rev., 1955 v. 99, p. 986.
†††[14] Goldberger M.L., Treiman S.B Ч Ibid., 1958, v. Ill, p. 354.
†††[15] Veinberg S.†Ч Phys. Rev. Lett., 1966, v. 16, p. 879; v. 17, p. 336; 1967, v. 18, p. 188; Phys. Rev., 1967, v. 166, p. 1568.
†††[16] Oppenheimer J.R.†Ч Phys. Rev., 1930, v. 35, p. 461.
†††Waller I.†Ч Zs. Phys., 1930, Bd. 51, S. 168; Bd. 62, S. 673.
†††[17] Feyman R.P.†Ч Rev. Mod. Phys., 1948, v. 20, p. 367; Phys. Rev., 1948, v. 74, p. 939; 1430; 1949, v. 76, p. 749, 769; 1950, v. 80, p. 440.
†††Schwinger J.W.†Ч Ibid., 1948, v. 73, p. 146; v. 74, p. 1439; 1949, v. 75, p. 651; v. 76, p. 790; 1951, v. 82, p. 664, 914; 1953, v. 91, p. 713; Proc. Nat. Acad. Sci., 1951, v. 37, p. 452.
†††Tomonaga S.†Ч Progr. Theor. Phys., 1946, v. 1, p. 27.
††† оba Z., Tati “., Tomonaga S.,†Ч Ibid., 1947, v. 2, p. 101.
†††Kanazawa S., Tomonaga S.†Ч Ibid., 1948, v. 3, p. 276.
†††Koba Z., Tomonaga S.†Ч Ibid, 1948, v. 3, p. 290.
†††[18]†–анее выдвигались предположени€ о том, что бесконечности можно удалить из квантовой теории пол€ таким способом. —м. Weisskopf V.F.†Ч  оп. Dansk. Vid. Mat.-Fys. Mcdd., 1936, Bd. 15, Nr. 6, особенно с. 34 и с.†5Ц6.
†††Kramers Ќ. (не опубликовано).
†††[19]†Dyson F.J.†Ч Phys. Rev., 1949, v. 75, p. 486, 1736.
†††[20]†Weinberg S.†Ч Ibid., 1957, v. 106, p. 1301.
†††[21]†Weinberg S.†Ч Ibid., 1960. v. 118, p. 838.
†††[22]†Salam A.†Ч Ibid., 1951. v. 82, p. 217; v. 84, p. 426.
†††[23]†Weinberg S.†Ч Phys. Rev. Lett., 1967, v. 18, p. 507.
†††[24]†ќ пеперенормируемости теорий с внутренне нарушенными калибровочными симметри€ми см.:
†††Komar A., Salam ј.†Ч Nucl. Phys., 1960, v. 21, p. 624.
†††Umezawa H., Kamefuchi S.†Ч Ibid., 1961, v. 23, p. 399.
†††Kamefuchi S., O'Raifeartaigh L., Salam A.†Ч Ibid., 1961, v. 28, p. 529.
†††Salam A.†Ч Phys. Rev., 1962, v. 128, p. 331.
†††Veltman M.†Ч Nucl. Phys. Ser. B, 1968, v. 7, p. 637; v. 21, p. 288.
†††Boulware D.†Ч Ann. of Phys., 1970, v. 56, p. 140.
†††[25]†Ёта работа была вкратце упом€нута в [23] (сноска).
†††[26]†Weinberg S.†Ч Phys. Rev. Lett., 1967, v. 19, p. 1264.
†††[27]†Salam A. In: Elementary Particle Physics: Nobel Symposium No. 8/Ed. N. Svartholm Ч Stockholm: Almnuist and Wilsell, 1968. Ч P. 367.
†††[28]†De Witt B.†Ч Phys. Rev. Lett., 1964, v. 12, p. 742; Phys. Rev., 1967, v. 162, p. 1195.
†††Faddeev L.D., Popov V.N.†Ч Phys. Lett. Ser. B, 1967, v. 25, p. 29.
†††—м. также: Feynman B.P.†Ч Acta Phys. Pol., 1963, v. 24, p. 697.
†††Mandelstam S.†Ч Phys. Rev., 1968, v. 175, p. 1580.
†††[29]†—м.: Stuller L. Ph. D. Thesis M. I. T.†Ч 1971 (не опубликовано).
†††[30]†ћо€ работа с унитарной калибровкой описана в статье: Weinberg S.†Ч Phys. Rev. Lett., 1971, v. 27, p. 1688, а более детально в статье: Weinberg S.†Ч Phys. Rev. Ser. D, 1973, v. 7, p. 1068.
†††[31]†'t Ќооft G.†Ч Nucl. Phys. Ser. B, 1971, v. 35, p. 167.
†††[32]†Lee B.W., Zinn Ч Justin J.†Ч Phys. Rev. Ser. D, 1972, p. 3121, 3137, 3155.
†††'t Hooft G.,Veltman M.- Nucl. Phys. Ser. B, 1972, v. 44, p. 189, v. 50, p. 318.
†††[33]†Beechi C., Rouet A., Stora R.†Ч Comm. Math. Phys., 1975, v. 42, p. 127.
†††[34]†Lee B.W.†Ч Phys. Rev. Ser. D, 1972, v. 5, p. 823.
†††[35]†Gamow G., Teller E.†Ч Phys. Rev., 1937, v. 51, p. 288.
†††Kemmer N.†Ч Phys. Rev., 1937, v. 52, p. 906.
†††Wentzel G.†Ч Helv. Phys. Acta, 1937, v. 10, p. 108.
†††Bludman S.†Ч Nuovo Cimento, 1958, v. 8, p. 234.
†††[36]†Glashоw S. L.†Ч Ibid., 1961, v. 22, p. 519.
†††Salam A., Ward J.C.†Ч Phys. Lett., 1964, v. 13, p. 168.
†††[37]†Weinberg S.†Ч Phys. Rev., 1972, v. 5, p. 1412.
†††[38]†Cundy D.—. et al.†Ч Phys. Lett. Ser. B, 1970, v. 31, p. 478.
†††[39]†ѕервые сведени€ о нейтральных токах были получены на пузырьковой камере Ђ√аргамельї в ÷≈–Ќе:
†††Hasert F.J. et al., Phys. Lett. Ser. B, 1973, v. 46, p. 121, 138.
†††—м. также: Musset P.†Ч J. de Phys., 1973, t. 11/12, p. T34.
†††ѕримерно в то же врем€ безмюонные событи€ наблюдались группой HPWF в лаборатории им. ‘ерми, но после задержки с публикацией их статьи они перестроили детектор и после этого вначале не смогли обнаружить сигнал от нейтральных токов. Ёта группа опубликовала сведени€ о нейтральных токах в статье:
†††Benvenuti A. et al.†Ч Phys. Rev. Lett., 1974, v. 32, p. 800.
†††[40]†ќбзор данных см.: ¬altау —.†Ч In: Proc. of the 19th Intern. Conference on High Energy Physics.†Ч Tokyo,†1978. “еоретический анализ см.: Abbott L.F., Barnett R.M.†Ч Phys. Rev. Ser. D, 1979, v. 19, p. 3230; Laпдасker P., Kim J.E, Levine M., Williams H.H., Sidhu D.P. (в печати), и более ранние ссылки, приведенные там.
†††[41]†–геsсоtt —.Y. et al.†Ч Phys. Lett. Ser. B, 1978, v. 77, p. 347.
†††[42]†Glashow S.L., Georgi H.L.†Ч Phys. Rev. Lett., 1972, v. 28, p. 1494. —м. также: Schwinger J.†Ч Ann. of Phys., 1957, v. 2, p. 407.
†††[43]†Glashow S.L., Iliopoulos J., Maiani L.†Ч Phys. Rev. Ser. D, 1970, v. 2, p. 1285. Ёта стать€ упоминалась в [37] как работа, в которой даетс€ возможное решение проблемы нейтральных токов, мен€ющих странность. ќднако в то врем€ € скептически относилс€ к кварковой модели. ѕоэтому в работе [37] барионы включались в теорию только в виде SU(2)†Ч дублета из протона и нейтрона, а странные частицы полностью игнорировались.
†††[44]†–оlitzег Ќ.D.†Ч Phys. Rev. Lett., 1973, v. 30, p. 1346.
†††Gross D.J., Wilсzek F.†Ч Ibid., p. 1343.
†††[45]†Ёффективные константы св€зи, завис€щие от энергии, были введены в работе:
†††Gell- Mann ћ., Low F.≈.†Ч Phys. Rev., 1954, v. 95, p. 1300.
†††[46]†Bloom E.D. et al.†Ч Phys. Rev. Lett., 1969, v. 23, p. 930.
†††¬reidenbасh M. et al.†Ч Ibid., p. 935.
†††[47]†Weinberg S.†Ч Phys. Rev. Ser. D, 1973, v. 8, p. 605.
†††[48]†Gross D.J., Wilczek F.†Ч Ibid., p. 3633.
†††Weinberg S.†Ч Phys. Rev. Lett., 1973, v. 31, p. 494.
†††ѕодобна€ иде€ была выдвинута до открыти€ свойства асимптотической свободы в работе: Fritzsch Ќ., Gell-Mann ћ., Leutwyler Ќ.†Ч Phys. Lett. Ser. ¬, 1973, v. 47, p. 365.
†††[49]†Greenberg O.W.†Ч Phys. Rev. Lett., 1964, v. 13, p. 598.
†††Han M.Y., Nambu Y.†Ч Phys. Rev. Ser. B, 1965, v. 139, p. 1006.
†††Bardeen W.A., Fritzsch H., Gell-Mann M.†Ч In: Scale and Conformal Symmetry in Hadron Physics/Ed. R. Gatto.†Ч N. Y.: J. Wiley, 1973. Ч P. 139. (и т.†д.)
†††[50]†'t Ќооft G.†Ч Phys. Rev. Lett., 1976, v. 37, p. 8.
†††[51]†“акой Ђдинамическийї механизм спонтанного нарушени€ симметрии впервые обсуждалс€ в работах:
†††Nambu Y., Jona-Lasinio G.†Ч Phys. Rev., 1961, v. 122, p. 345.
†††Schwinger J.†Ч Ibid., 1962, v. 125, p. 397; v. 128, p. 2425, и в контексте современных калибровочных теорий в работах:
†††Jackiw R., Johnson   Ч Ibid. Ser. D, 1973, v. 8, p. 2386.
†††Cornwall J. M., Norton R. E.†Ч Ibid., p. 23338.
†††—ледстви€ нарушени€ симметрии были рассмотрены в работах:
†††Weinberg S.†Ч Ibid., 1976, v. 13, p. 975; 1979, v. 19, p. 1277.
†††Susskind L.†Ч Ibid., 1979, v. 20, p. 2619.
†††[52]†Weinberg S.†Ч см. в [51]. ¬озможность по€влени€ псевдоголдстоуновских бозонов впервые была отмечена в другом контексте в работе: Weinberg S.†Ч Phys. Rev. Lett., 1972, v. 29, p. 1698.
†††[53]†Weinberg S. см. в [51]. ћодели с такими взаимодействи€ми обсуждались также в работе: Susskind L.†Ч —м. в [51].
†††[54]†Weinberg S.†Ч Phys. Rev. Ser. ¬, 1964, v. 135, p. 1049.
†††[55]†Weinberg S.†Ч Phys. Lett., 1964, v. 9, p. 357; Phys. Rev. Ser. B, 1965, v. 138, p. 988; In: Lectures in Particles and Field Theory/Ed. S. Deser, K. Ford.†Ч Prentice-Hall, 1965, p. 988; и ссылка [54]. ѕрограмма вывода общей теории относительности из квантовой механики и специальной теории относительности была завершена работой:
†††Boulware D., Deser S.†Ч Ann. Phys., 1975, v. 89, p. 173. Ч я знаю, что подобные идеи развивались –. ‘ейнманом в неопубликованных лекци€х, прочитанных в  алифорнийском технологическом институте.
†††[56]†Gеогдi Ќ., Quinn Ќ., Weinberg S.†Ч Phys. Rev. Lett., 1974, v. 33, p. 451.
†††[57]†ѕример простой калибровочной группы слабых и электромагнитных взаимодействий (дл€ которых sin2Θ = 1/4) была дана в работе: Weinberg S.†Ч Phys. Rev. Ser. D, 1972, v. 5, p. 1962. »мелось несколько конкретных моделей слабых, электромагнитных и сильных взаимодействий, основанных на простых калибровочных группах, в том числе:
†††–ati J.—., Sаlam ј.†Ч Ibid., 1974, v. 10, p. 275.
†††Georgi H., Glashow S.L.†Ч Phys. Rev. Lett., 1974, v. 32, p. 438.
†††Georgi H.†Ч In: Particles and Fields.†Ч American Institute of Physics, 1975.
†††Fritzsch H., Minkowski P.†Ч Ann. d. Phys., 1973, Bd. 93, S. 193.
†††Georgi H., Nanopoulos D.V.†Ч Phys. Lett. Ser. B, 1979, v. 82, p. 392.
†††Gursey F., Ramond P., Sikivie P.†Ч Ibid., 1975, v. 60, p. 177.
†††Gursey F., Sikivie P.†Ч Phys. Rev. Lett., 1976, v. 36, p. 775.
†††Ramond P.†Ч Nucl. Phys. Ser. B, 1976, v. 110, p. 214. (и т.†д.)
†††[58]†Buras A., Ellis J., Gaillard M.K., Manopoulos D.V.†Ч Ibid., 1978, v. 135, p. 66.
†††Ross D.†Ч Ibid., 1978, v. 140, p. 1.
†††Marciano W.J.†Ч Phys. Rev. Ser. D, 1979, v. 20, p. 274.
†††Goldman “., Boss D.†Ч CALT 68-704 (в печати).
†††Jarlskоg C., Yndurain F.J.†Ч CERN preprint (в печати).
†††Machacek M.†Ч Harvard preprint HUTP Ч 79/A021 (в печати в ЂNuclear Physicsї).
†††—тать€ готовитс€ к печати, феноменологи€ распада нуклона в общем случае обсуждалась в работах:
†††Weinberg S.†Ч Phys. Rev. Lett., 1979, v. 43, p. 1566.
†††Wilсzek F., Zee A.†Ч Ibid., 1979, v. 43, p. 1571.
†††[59]†Gildener E., Weinberg S.†Ч Phys. Rev. Ser. D, 1976, v. 13, p. 3333.
†††Weinberg S.†Ч Phys. Lett. Ser. ¬., 1979, v. 82, p. 387,
†††ћеханизм нарушени€ симметрии впервые обсуждалс€ в работе: Coleman S., Weinberg ≈.†Ч Phys. Rev. Sor. U. 1976, v. 7, p. 1888.
†††[60]†Ёта проблема изучалась недавно в работах:
†††Dimopoulos S., Susskind L.†Ч Nucl. Phys. Ser. B, 1979, v. 155, p. 237.
†††Eiсhten E., Lane K.†Ч Phys. Lett, (в печати). Weinberg S. (не опубликовано).
†††[61]†Weinberg S. In: General Relativity: An Einstein Centenary Survey/Ed. S.W. Hawking, W. Israel.†Ч Cambridge, Univ. Press, 1979 Ч Ch. 16.

†††—пасибо, что скачали книгу в бесплатной электронной библиотеке Royallib.ru
†††ќставить отзыв о книге
†††¬се книги автора


—носки

ѕримечани€

1
†††«а эти достижени€ —. ¬айнберг удостоен в 1979†г. Ќобелевской премии по физике.
2
†††¬ обоих случа€х автор имеет в виду, что нулю равна только масса поко€ нейтрино и фотона. ћасса этих частиц равна их энергии, деленной на квадрат скорости света, а энерги€ может быть любой, в том числе близкой к нулю.†Ч ѕрим. ред.
3
†††ќ современных попытках найти это число на основании данных лабораторной физики см. дополнение редактора 6. Ч ѕрим. ред.
4
†††»меютс€ в виду звезды Ђпервого поколени€ї. ¬ дальнейшем в состав межзвездного газа вошли и другие элементы, но процесс образовани€ звезд продолжалс€, по€вились звезды Ђвторого поколени€ї более сложного состава.†Ч ѕрим. ред.
5
†††«десь и далее в аналогичных случа€х автор употребл€ет английский глагол Ђсоокї, означающий Ђприготовл€ть пищуї. »меетс€ в виду, конечно, процесс образовани€ химических элементов в ранней ¬селенной.†Ч ѕрим. пер.
6
†††ќ возможности определени€ движени€ скоплени€ галактик под пр€мым углом к лучу зрени€ см. дополнение редактора 5. Ч ѕрим. ред.
7
†††Ќезависимость цвета от доплеровского сдвига имеет место только при определенном соотношении между излучени€ми разной длины волны. ¬ общем случае цвет зависит от скорости движени€, но звезды, которые мы наблюдаем в √алактике, движутс€ слишком медленно.†Ч ѕрим. ред.
8
†††«аметьте, что нашу √алактику прин€то писать с прописной буквы, а другие галактики Ч со строчной.†Ч ѕрим. ред.
9
†††ћальстрем Ч сильное течение с водоворотами, образующеес€ во врем€ приливов в узости между Ћофотенскими островами вблизи берегов Ќорвегии.†Ч ѕрим. пер.
10
†††Ћучше вз€ть 300 миллионов световых лет и более в качестве рассто€ни€, начина€ с которого справедлив  осмологический ѕринцип.†Ч ѕрим. ред.
11
††† раткое изложение того, как ньютонова механика может быть применена к рассмотрению бесконечных систем, дано в дополнении редактора 1. Ч ѕрим. ред.
12
††† раткую справку о жизни и де€тельности ј. ј. ‘ридмана можно найти в дополнении редактора 2. Ч ѕрим. ред.
13
†††ѕодразумеваетс€ движение по геодезической линии (длина которой между двум€ точками равна кратчайшему рассто€нию между ними) в искривленном пространстве. Ёто соответствует пр€мой линии в евклидовом пространстве.†Ч ѕрим. ред.
14
†††¬ земных услови€х эта скорость называетс€ второй космической скоростью и равна 11,2†км/с.†Ч ѕрим. ред.
15
†††ƒословный перевод строки из поэмы ƒж. ћильтона (1608Ц1674) ЂII Penserosoї (Ђ«адумчивыйї). ѕо просьбе —. ¬айнберга приводим соответствующий отрывок из поэмы в переводе ё.  орнеева (цит. по изданию: ƒжон ћильтон. ѕотер€нный рай. —тихотворени€. —амсон-борец. ћ., ’уд. лит., 1976, с. 400):

ЂЕ ѕорой сижу у ночника
¬ старинной башне €, пока
√орит ћедведица Ѕольша€,
» дух ѕлатона возвращаю
¬ наш мир с заоблачных высот,
√де он с бессмертными живет,
»ль тщусь, ид€ за “рисмегистом
ѕутем познани€ тернистым,
«аставить слушатьс€ мен€
“ех демонов воды, огн€,
«емли и воздуха, чь€ сила
—тихии движет и светилаЕї

†††(√ермес “рисмегист Ч вымышленный автор теософского учени€ IIIЦIV†в. н.†э., считалс€ покровителем магии.)†Ч ѕрим. пер.
16
†††“очнее, два-три дес€тка летЕ†Ч ѕрим. ред.
17
†††¬ 1978 году они стали лауреатами Ќобелевской премии.†Ч ѕрим. ред.
18
†††ћ“» Ч ћассачусетский технологический институт. —Ўј.†Ч ѕрим. пер.
19
†††Ёоны (древнегреч.)†Ч гигантские интервалы времени.†Ч ѕрим. пер.
20
†††ƒалее это свойство фотона автор называет просто Ђспином фотонаї.†Ч ѕрим. пер.
21
†††ѕоглощение фотона свободным электроном невозможно (из-за закона сохранени€ энергии-импульса), и это оказываетс€ существенным (см. дополнение редактора 3).†Ч ѕрим. ред.
22
†††“очнее, квантование испускани€ и поглощени€ энергии веществом. »де€ квантовани€ энергии самого вещества возникла позднее.†Ч ѕрим. ред.
23
†††„тобы поглотить в процессе фотосинтеза одну молекулу углекислого газа —ќ2, растени€м нужно четыре фотона из видимого солнечного света.†Ч ѕрим. ред.
24
†††“Ќ“ Ч тринитротолуол, тротил Ч взрывчатое вещество, широко употребл€емое в технике.†Ч ѕрим. ред.
25
†††ћаксимум распределени€ соответствует условию hν = 2,82 kT (см. математическое дополнение 4).†Ч ѕрим. ред.
26
††† вантовые эффекты значительны и до достижени€ максимума. ѕри длине волны 0,27†см интенсивность в 2,7 раза меньше, чем по формуле –эле€ Ч ƒжинса, а при длине волны 0,15†см Ч в 7,4 раза меньше, а это Ч следствие квантовых эффектов.†Ч ѕрим. ред.
27
†††Ёлектронно-возбужденное состо€ние.†Ч ѕрим. ред.
28
†††—м. дополнение редактора.†Ч ѕрим. ред.
29
†††Ќј—ј Ч Ќациональное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства —Ўј.†Ч ѕрим. пер.
30
†††ќб измерени€х, обнаруживших эффект анизотропии излучени€, см. дополнение редактора 5 Ч ѕрим. ред.
31
†††ѕолное давление, складывающеес€ из давлени€ излучени€ и давлени€ вещества, не уменьшилось. —обиранию прозрачного вещества в сгустки преп€тствует только давление самого вещества, но не давление излучени€. »менно это имеет в виду автор, говор€ об уменьшении полного Ђэффективногої давлени€.†Ч ѕрим. ред.
32
†††¬ соответствии с плавным распределением частиц по энергии в тепловом равновесии количество частиц и античастиц также плавно мен€етс€ с температурой и становитс€ значительным уже при 1/4 температуры, которую автор называет пороговой.†Ч ѕрим. ред.
33
†††«десь и ниже автор имеет в виду массу поко€.†Ч ѕрим. ред.
34
†††—ущественно, что рассматриваетс€ чиста€ вода без примесей.†Ч ѕрим. ред.
35
†††»ногда эту же величину называют барионным зар€дом.†Ч ѕрим. ред.
36
†††¬ насто€щее врем€ этот закон подвергаетс€ сомнению. ¬опрос чрезвычайно важен дл€ космологии. —м. дополнение редактора 6 Ч ѕрим. ред.
37
†††¬ последнее врем€ обнаружена еще одна частица типа мюона, но значительно более т€жела€ Ч тау-лептон (масса mτ ~ 1780 ћэ¬). ѕредполагаетс€, что существует соответствующий третий тип нейтрино и антинейтрино ντ и анти-ντ, а также выполн€етс€ соответствующий закон сохранени€ Ђтритонногої лептонного числа.†Ч ѕрим. ред.
38
†††—м. дополнение редактора 6. Ч ѕрим. ред.
39
†††ѕо поводу концентрации нейтрино см. дополнение редактора 7. Ч ѕрим. ред.
40
†††јвтор имеет в виду два сорта нейтрино и антинейтрино. ”чет третьего сорта дал бы 7/4 + 3 × (7/8) +1 = 43/8, что мало мен€ет дальнейшее.†Ч ѕрим. ред.
41
†††¬ действительности, после образовани€ дейтери€ основные реакции таковы: D + D → “ + р; T + D → 4Ќе + р; D + D →†3Ќе +†n;†n + 3Ќе → “ + р и T + D†→ 4Ќе + р. Ёти реакции, не требующие испускани€ кванта, более веро€тны по сравнению с приведенными в тексте реакци€ми присоединени€ D + D†→ “ + γ; “ + р†→ 4Ќе + γ. Ч ѕрим. ред.
42
†††«десь автор употребл€ет слово Ђbottleneckї, что буквально означает Ђгорлышко бутылкиї.†Ч ѕрим. пер.
43
†††—м. примечание редактора в сноске 41.
44
†††—трого говор€, существуют медленно распадающиес€ €дра 5Ќе, 8Li, 8¬, но веро€тность их образовани€ очень мала.†Ч ѕрим. ред.
45
†††ѕо отношению к массе вещества.†Ч ѕрим. ред.
46
†††—м. дополнение редактора 8 Ч ѕрим. ред.
47
†††ƒополнительные данные по истории создани€ теории гор€чей ¬селенной см. в дополнении редактора 9 Ч ѕрим. ред.
48
†††÷≈–Ќ Ч ≈вропейский ÷ентр ядерных »сследований (∆енева).†Ч ѕрим. пер.
49
††† алтех Ч  алифорнийский технологический институт, —Ўј.†Ч ѕрим. пер.
50
†††¬ насто€щее врем€ убедительно доказано существование п€того сорта кварков Ч Ђкрасивыхї, и по соображени€м симметрии считаетс€ весьма веро€тным существование шестого сорта.†Ч ѕрим. ред.
51
†††–ечь идет о работе я.Ѕ. «ельдовича, Ћ.Ѕ. ќкун€ и —.Ѕ. ѕикельнера, опубликованной в журнале Ђ”спехи физических наукї (1965, т. 87, вып. 1, с. 113).†Ч ѕрим. ред.
52
†††3а создание этой теории —. ¬айнберг (а также ј. —алам и Ў. √лешоу) был удостоен в 1979 году Ќобелевской премии по физике.†Ч ѕрим. ред.
53
†††ѕо этому поводу см. дополнение редактора 10. Ч ѕрим. ред.
54
†††ќ попытках обнаружени€ гравитационных волн и о последних достижени€х в этой области см. дополнение редактора 11 Ч ѕрим. ред.
55
†††ќ будущем ¬селенной см. дополнение редактора 12. Ч ѕрим.
†††ред.
56
†††јвтор имеет в виду плотность энергии на единицу длины волны. ќбычно радиоастрономы относ€т плотность энергии к интервалу частот , и тогда плотность пропорциональна λ-2. Ч ѕрим. ред.
57
†††— точки зрени€ наблюдател€, движущегос€ с источником.†Ч ѕрим. ред.
58
†††«десь включено давление излучени€.†Ч ѕрим. ред.
59
†††–ассматриваетс€ только давление вещества.†Ч ѕрим. ред.
60
†††–ечь идет о наход€щихс€ в равновесии и взаимодействующих частицах е+, е- и γ. Ч ѕрим. ред.
61
†††«десь учтены два сорта нейтрино†νe и†νμ и их античастицы. ¬еро€тно, существует еще один сорт†ντ и ν-τ. Ч ѕрим. ред.
62
†††≈сли бы мы мысленно выделили эллипсоид вместо шара, то действительно результат оказалс€ бы иным. Ёто обсто€тельство можно считать про€влением так называемого гравитационного парадокса, т.†е. трудности, возникающей при применении ньютоновой теории т€готени€ к безграничной среде с посто€нной плотностью вещества.
63
†††¬ид функции†φ закона ’аббла непосредственно доказывает изотропию, т.†е. равноценность всех направлении, и сферическую симметрию относительно начала координат. “олько после следующего шага Ч доказательства однородности решени€ Ч можно доказать также изотропию относительно любой точки среды.
64
†††–ешение, в котором трехмерное пространство €вл€етс€ плоским, можно рассматривать как предельный случай пространства отрицательной кривизны при кривизне, стрем€щейс€ к нулю.
65
†††“от факт, что нет Ђбарионногої пол€, св€занного с барионным зар€дом (как электрическое поле св€зано с электрическим зар€дом), отмечали еще Ћи и янг в 1956 году. “акое Ђбарионноеї поле измен€ло бы законы небесной механики, проверенные с огромной точностью. »зменение св€зано в первую очередь с тем, что различные вещества имеют различный барионный зар€д на единицу массы.
66
†††Weinberg Steven. Conceptual Foundation of the Unified Theory of Weak and Electromagnetic Interactions: Nobel Lecture. December 8, 1979. Ч ѕеревод ».ћ.ƒремина.
67
†††ѕроекци€ спина на направление движени€.†Ч ѕрим. перев.
68
†††ћассачусетский технологический институт.†Ч ѕрим. перев.