Выбор катастроф

Видимый свет, который доходит до нас от любого горячего объекта, будь то огромное скопление галактик или костер, состоит из различной длины волн, от самых коротких, которые воздействуют на сетчатку нашего глаза, до самых длинных. Существуют приборы, которые могут отсортировать эти волны по порядку от самых коротких до самых длинных. Такие диапазоны называются «спектрами».

Волны различной длины воздействуют на наши глаза таким образом, что воспринимаются как цвета. Волны самой короткой длины представляются нам фиолетовым цветом. По мере увеличения длины волны мы видим по порядку: синий, голубой, зеленый, желтый, оранжевый и красный. Это знакомые нам цвета радуги, а радуга, которую мы видим в небе после дождя, является природным спектром.

Когда свет от Солнца или других звезд разлагается в спектр, в нем отсутствуют световые волны некоторой длины. Они поглощены по пути относительно холодными газами в верхней атмосфере Солнца (или других звезд). Эти отсутствующие длины волн проявляются как темные линии, пересекающие цветные диапазоны спектра.

Различные атомы в атмосфере звезды поглощают соответствующие только для них длины волн. Местонахождение характерных для каждого вида атомов длин волн в спектре можно точно определить в лаборатории, и по темным линиям в спектре любой звезды можно получить информацию о ее химическом составе.

Еще в 1842 году австрийский физик Христиан Йоган Допплер (1803—1853) доказал, что, когда тело издает звук определенной длины волны, эта волна удлиняется, если тело движется от нас, и укорачивается, если тело движется к нам. В 1848 году французский физик Арманд И. Л. Физо (1819—1896) применил этот принцип к свету.

В соответствии с эффектом Допплера-Физо длина световых волн, испускаемых звездой, которая удаляется от нас, больше, чем если бы звезда была неподвижным объектом. Это касается и темных линий, которые сдвигаются по направлению к красному концу спектра («красное смещение») относительно того, где они обычно должны находиться. В случае движения звезды в нашу сторону, темные линии сдвигаются к фиолетовому концу спектра.

Определяя положение темных линий спектра той или иной звезды, можно установить не только факт движения звезды к нам или от нас, но и с какой скоростью звезда движется, потому что чем быстрее звезда Удаляется или приближается, тем больше смещение темных линий. Эта идея впервые была использована в 1868 году английским астрономом Уильямом Хаггинсом (1824—1910), который обнаружил красное смещение в спектре звезды Сириус и определил, что она удаляется от нас с умеренной скоростью. По мере того как все больше и больше звезд испытывалось подобным образом, выяснилось, что некоторые приближаются к нам, некоторые удаляются, чего и следовало ожидать, если Галактика в целом не приближается к нам и не удаляется.

В 1912 году американский астроном Весто Мелвин Слифер (1875—1969) начал осуществлять проект по определению смещения темных линий различных галактик (даже еще до того, как было точно установлено, что маленькие светящиеся облака являются галактиками).

Можно было предположить, что галактики, как и звезды, тоже с какой-то скоростью удаляются и с какой-то скоростью приближаются; и, конечно, это оказалось верно для галактик нашей локальной группы. К примеру, первой галактикой, изученной Слифером, была Галактика Андромеды, и было установлено, что она приближается к нашей Галактике со скоростью примерно 50 километров в секунду.

Галактики за пределами нашей локальной группы, тем не менее, проявили удивительное единообразие. Слифер и те, кто за ним последовал, установили, что во всех случаях свет от этих галактик обладает красным смещением. Все, как одна, они удаляются от нас с необычайно высокой скоростью. В то время как звезды нашей Галактики движутся как бы относительно друг друга и со скоростью несколько десятков километров в секунду, даже довольно близкие галактики за пределами нашей локальной группы удаляются от нас со скоростью в несколько сот километров в секунду. Более того, чем слабее различима галактика (и предположительно, чем более она удалена), тем скорее она удаляется от нас.

К 1922 году Хаббл (который за пять лет до этого обнаружил звезды в Галактике Андромеды) доказал, что скорость удаления пропорциональна расстоянию. Так, если галактика А удалена от нас на расстояние в три раза большее, чем галактика Б, значит, галактика А удаляется от нас со скоростью в три раза большей, чем галактика Б. Как только это было установлено, расстояние до галактик стало возможно измерять просто путем измерения величины красного смещения.

Но почему все галактики удаляются от нас? Чтобы объяснить это всеобщее удаление без предположения о наличии какого-либо особого качества у нас, оставалось только принять тот факт, что Вселенная расширяется и что расстояние между соседними скоплениями галактик постоянно увеличивается. А если это так, то с любой наблюдательной станции в пределах нашего скопления галактик, а не только со станции в нашей Галактике, все другие скопления галактик должны казаться удаляющимися со скоростью, которая неуклонно увеличивается с расстоянием.

Но почему Вселенная расширяется? Если представить себе, что время движется вспять (то есть если предположить, что мы сняли фильм о расширяющейся Вселенной, а потом прокручиваем его назад), галактические скопления окажутся приближающимися друг к другу и в конечном счете объединяющимися.

Бельгийский астроном Жорж Леметр (1894—1966) предположил в 1927 году, что давно, в какой-то момент времени, все вещество Вселенной было уплотнено в единый объект, который он назвал «космическим яйцом». Оно взорвалось, и из осколков его образовались галактики. Поэтому расширяющаяся Вселенная из-за силы давнего взрыва до сих пор продолжает расширяться. Американский физик русского происхождения Джордж Гамов (1904—1969) назвал этот изначальный взрыв «Большим взрывом», и теперь все используют это выражение. Астрономы считают, что Большой взрыв произошел примерно 15 миллиардов лет назад. Энтропия космического яйца была очень низкой, и с момента Большого взрыва она начала возрастать, а энергия Вселенной истощаться, как описано в предыдущей главе.

Действительно ли Большой взрыв имел место?

Чем дальше мы проникаем в обширные глубины Вселенной, тем дальше заглядываем в прошлое. В конце концов на такое «путешествие» требуется световое время. Если бы мы могли увидеть то, что было за миллиард лет до нас, то свету, который мы бы увидели, понадобился бы миллиард лет, чтобы дойти до нас, и тогда объект, который мы бы увидели, был бы таким, каким он был миллиард лет назад. Если бы мы могли видеть то, что было в 15 миллиардах световых лет от нас, мы бы увидели то, что было за 15 миллиардов лет до нас во время Большого взрыва.

В 1965 году А. А. Пенциас и Р. В. Вильсон из «Белл Телефон Лабораторис» обнаружили еле уловимые радиоволны, равномерно поступающие со всех сторон неба. Этот радиоволновой фон, по всей вероятности, является радиацией Большого взрыва, его отголоском, дошедшим до нас через 15 миллиардов световых лет. Это открытие было принято как весомое свидетельство в пользу Большого взрыва.

Будет ли Вселенная вечно расширяться в результате этого чудовищного изначального взрыва? Я далее остановлюсь на возможности этого, но пока давайте предположим, что Вселенная и впрямь будет расширяться вечно. В таком случае как это скажется на нас? Грозит ли безграничное расширение Вселенной катастрофой?

Визуально, по крайней мере, – нет. Все без исключения, что мы видим на небе невооруженным глазом, включая Магеллановы облака и Галактику Андромеды, является частями нашей локальной группы. Все части локальной группы держатся вместе гравитационно и не участвуют в общем расширении.

Что же тогда это значит? Это означает то, что, несмотря на непрекращающееся расширение Вселенной, наше видение неба от этого не изменится. Будут в ней иные изменения, по иным причинам, но в целом наша локальная группа, содержащая свыше половины триллиона звезд, будет оставаться неизменной.

По мере расширения Вселенной астрономы будут иметь все больше и больше трудностей в различении галактик вне локальной группы и наконец совершенно потеряют их. Все галактические скопления удалятся на такое расстояние и будут двигаться от нас с такой скоростью, что уже не смогут воздействовать на нас никаким образом. Наша Вселенная будет состоять только из нашей локальной группы и будет составлять всего лишь одну пятнадцатимиллиардную часть своей теперешней величины.

Станет ли катастрофой это огромное сокращение нашей Вселенной по размеру? Непосредственно, вероятно, нет, но это повлияло бы на нашу способность разобраться с тепловой смертью.

Сравнительно маленькая Вселенная имела бы меньше шансов образовать большую область низкой энтропии, и она никак бы не могла образовать своего рода космическое яйцо, которое положило начало нашей Вселенной. Для этого не было бы достаточной массы. Чтобы привести какую-нибудь аналогию, скажем, было бы гораздо меньше шансов найти золотую жилу, копая на своем заднем дворе, нежели при возможности копать где угодно на всей поверхности Земли.

Таким образом, безграничное расширение Вселенной значительно уменьшает вероятность того, что люди уцелеют при тепловой смерти – прежде всего, если оно продлится долгое время.

В сущности, испытываешь сильное искушение сказать, что этого не произойдет: сочетание беспредельного расширения и тепловой смерти – это уже слишком много для рода человеческого и ведет к поражению даже при наиболее оптимистической трактовке событий.

Но это еще не все. А не может ли удаление галактических скоплений так изменить свойства Вселенной, что вызовет катастрофу прежде, чем наступит тепловая смерть?

Некоторые физики высказывают предположение, что гравитация является продуктом всей массы Вселенной, действующей совместно, а не только продуктом отдельных тел. Чем больше общая масса Вселенной концентрируется в меньшие объемы, тем более интенсивно гравитационное поле, образуемое любым данным телом. Равным образом, чем более рассредоточивается масса, тем слабее гравитационная сила, образуемая данным телом.

Поскольку Вселенная расширяется, масса Вселенной распределяется на все больший и больший объем, и интенсивность единичных гравитационных полей, создаваемых различными телами Вселенной, должна, согласно нашим рассуждениям, постепенно уменьшаться. Эта идея впервые была высказана английским физиком Полем А. М. Дираком (1902—1984).

Это было бы очень медленное уменьшение, и его результаты не были бы заметны людям на протяжении многих миллионов лет, но результат постепенно накапливался бы. Солнце, например, удерживается в целостности благодаря гравитационному полю. Если бы гравитационная сила стала слабее, Солнце бы медленно расширялось и стало холоднее, то же произошло бы и с другими звездами. Сила притяжения Солнца стала бы ослабевать, и постепенно Земля пошла бы по спирали прочь со своей орбиты. Сама Земля при ослаблении собственной гравитации стала бы медленно расширяться и так далее. Тогда в будущем мы могли бы столкнуться с тем, что температура Земли благодаря удалению от Солнца и охлаждению могла бы упасть и заморозить нас. Этот и другие результаты могли бы привести нас к концу еще до того, как наступит тепловая смерть.

Тем не менее до сих пор ученым не удалось обнаружить какого-либо явного признака, что гравитация со временем ослабевает или что в прошедшие времена Земля была более плотной. Вероятно, еще слишком рано говорить об этом и следует подождать других доказательств, прежде чем удостовериться в возможности того или иного пути, но я не могу отделаться от ощущения, что идея ослабевающей гравитационной силы несостоятельна. Если бы это было так, Земля становилась бы все холоднее, к тому же она была бы горячее в прошлом, а признаков этого не обнаруживается. К тому же гравитационные поля были бы все сильнее и сильнее по мере нашего продвижения в прошлое, а во времена космического яйца они были бы настолько сильны, что, по-видимому, космическое яйцо вообще не могло бы взорваться и разбросать свои осколки из-за напряжения невообразимо сильного гравитационного поля (Действительно, мы скоро увидим, что это еще вопрос, мог ли вообще иметь место Большой взрыв, если учесть существующую в настоящее время интенсивность гравитационного поля.).

Сжимающаяся Вселенная

Но погодите, можем ли мы быть уверены, что Вселенная вечно будет расширяться только потому, что она расширяется сейчас?

Предположим, например, что мы смотрим на брошенный мяч, двигающийся вверх от Земли. Он неуклонно движется вверх, но со скоростью, которая неуклонно уменьшается. Мы знаем, что в конце концов его скорость снизится до нуля и что затем он будет двигаться вниз все быстрее и быстрее.

Причина этого в том, что сила гравитации Земли неумолимо тянет мяч вниз, сначала снижая его начальный импульс двигаться вверх, пока он полностью не будет погашен, затем постоянно ускоряя движение мяча вниз. Если бы мяч был брошен вверх сильнее, гравитации понадобилось бы больше времени для противодействия первоначальному импульсу. Мячу удалось бы достигнуть большей высоты, прежде чем прийти в неподвижное состояние и затем начать падать.

Можно подумать, что не имеет значения, насколько сильно мы бросили кверху мяч, в конечном счете он все равно придет в неподвижное состояние и возвратится обратно под неумолимым воздействием гравитации. По сути дела так и гласит народная мудрость: «Что наверх попало, то и вниз упало». Это было бы верно, если бы действие гравитации было постоянным на всем пути наверх. Но это не так.

Воздействие земной гравитации снижается как квадрат расстояния от центра Земли. Объект на поверхности Земли, грубо говоря, находится на расстоянии 6400 километров от ее центра. Объект, находящийся в 6400 километрах над земной поверхностью, будет в два раза дальше от ее поверхности и воздействие на него гравитации составляло бы только 1/4 того, что на поверхности.

Объект может быть брошен вверх с такой большой скоростью, что по мере его движения вверх гравитация снижается настолько быстро, что она никогда не будет достаточно сильной, чтобы понизить его скорость до нуля. В подобных случаях объект не возвращается вниз, а навсегда покидает Землю. Минимальная скорость, при которой это происходит, это «скорость исчезновения» или вторая космическая скорость, для Земли она составляет 11,23 километра в секунду.

Вселенную тоже можно рассматривать как имеющую вторую космическую скорость. Галактические скопления притягивают друг друга гравитационно, но в результате Большого взрыва движутся в разные стороны против силы гравитации. Это значит, что мы можем рассчитывать на то, что сила гравитации замедлит мало-помалу расширение Вселенной и доведет его до полной остановки. Как только это произойдет, галактические скопления под действием своего собственного гравитационного притяжения начнут приближаться друг к другу, и таким образом начнет существование сжимающаяся Вселенная. Тем не менее, раз галактические скопления двигаются друг от друга, сила гравитации каждого скопления на своих соседей должна уменьшаться. Если бы расширение оказалось достаточ но быстрым, взаимное притяжение снизилось бы до такой степени, что ему никогда бы не удалось довести расширение до остановки. Минимальная скорость расширения, необходимая для предотвращения этой остановки, – это скорость исчезновения, вторая космическая скорость для Вселенной.

Если галактические скопления отдаляются друг от друга со скоростью большей, чем установленная для них вторая космическая скорость, то они будут отдаляться и Вселенная будет вечно расширяться, пока не достигнет тепловой смерти. Это будет «разомкнутая Вселенная» типа той, о которой мы рассуждали в предыдущей главе. Если галактические скопления разбегаются со скоростью меньше второй космической, расширение постепенно дойдет до остановки. Тогда со временем начнется сжатие, и Вселенная сформирует космическое яйцо, которое разлетится в новом Большом взрыве. Это будет «замкнутая Вселенная» (иногда называемая «осциллирующей Вселенной», то есть колеблющейся, от англ, oscillate – качаться, колебаться.).

Вопрос тогда состоит лишь в том, расширяется ли Вселенная со скоростью, которая выше второй космической скорости для Вселенной. Мы знаем скорость расширения, и, если бы мы знали величину этой второй космической скорости, мы бы имели ответ.

Эта вторая космическая скорость зависит от гравитационного притяжения космических скоплений друг к Другу а это, в свою очередь, зависит от массы отдельных галактических скоплений и от их расстояний друг от друга. Конечно, галактические скопления имеют разные размеры и находятся на разных расстояниях друг от друга.

Следовательно, мы можем представить себе, что вещество всех галактических скоплений равномерно распределено по Вселенной. Тогда мы можем определить среднюю плотность вещества во Вселенной. Чем больше средняя плотность, тем выше скорость исчезновения для Вселенной и больше вероятность того, что галактические скопления не отдаляются друг от друга так быстро, чтобы исчезнуть, и рано или поздно наступит остановка и переход к сжатию.

И вот примерно что мы можем сейчас сказать: если бы средняя плотность Вселенной была такой, как плотность хорошего объема гостиной, содержащей массу вещества, эквивалентную массе 400 атомов водорода, то это была бы достаточно высокая плотность, чтобы сохранить Вселенную замкнутой при существующей скорости расширения.

Насколько нам, однако, известно, фактическая средняя плотность Вселенной в сто раз меньше. По определенным косвенным признакам, включая количество дейтерия (тяжелого водорода) во Вселенной, большинство астрономов убеждены, что средняя плотность не может быть намного больше этой. Если это так, то сила гравитации также слишком мала, чтобы привести расширение Вселенной к остановке. Следовательно, Вселенная разомкнута, и расширение ее будет продолжаться до конечной тепловой смерти.

Следует заметить, что мы не вполне уверены в средней плотности Вселенной. Плотность равна массе, поделенной на объем, и, хотя мы знаем объем данной части Вселенной довольно хорошо, мы не так уверены в массе этой части.

Дело в том, что у нас есть способы расчета массы галактик, но мы не очень искусны в измерении тонкого разброса звезд, пыли и газа на дальних окраинах галактик и между галактиками. Может быть, мы существенно недооцениваем массу этого негалактического материала.

Действительно, в 1977 году гарвардские астрономы, изучающие рентгеновские лучи из космоса, обнаружили признаки того, что некоторые галактические скопления окружены звездными и пыльными гало, обладающими массой, которая в пять-десять раз больше, чем масса самой галактики. Если такие гало распространены это было бы существенной добавкой к массе Вселенной и возможность разомкнутой Вселенной, без сомнения, стала бы очень неопределенной.

Один из признаков того, что возможность гораздо большей массы Вселенной следует рассматривать серьезно, проявляется и в самих галактических скоплениях. Во многих случаях, когда масса галактических скоплений рассчитывается на базе массы составляющих ее галактик, оказывается, не находится достаточно гравитационного воздействия, чтобы удерживать скопление в целостности. Отдельные галактики приходится отделять и отбрасывать, поскольку они двигаются со скоростями выше, чем очевидная скорость исчезновения скопления. И все же эти галактические скопления кажутся гравитационно связанными. Естественный вывод состоит в том, что астрономы недооценивают общую массу скоплений, что есть масса вне собственно галактик, в которые она не входит.

Короче говоря, в то время как баланс очевидности все же сильно склоняется в пользу разомкнутой Вселенной, шансы для этого несколько снижаются. Шансы, что во Вселенной содержится достаточно массы, чтобы сделать ее замкнутой и осциллирующей, при все еще малом количестве, увеличиваются[2 - Если позволить себе еще раз вмешаться со своим личным мнением, то я считаю, что разомкнутая Вселенная на самом деле невозможна по причинам, которые я раскрою в следующей главе. Я считаю, что нам стоит потерпеть, и астрономы найдут недостающую массу или какие-нибудь иные недостающие свойства, и будет принята замкнутая Вселенная.].

Все же имеет ли смысл сжимающаяся Вселенная? Она сделает все галактики ближе друг к другу и в конце концов сформирует низко-энтропийное космическое яйцо. Разве это не будет означать, что сжимающаяся Вселенная игнорирует второе начало термодинамики? Это, конечно, противоречит ему, но не следует смотреть на это как на игнорирование.