На 70 лет причины, по которым Эйнштейн ввел число λ, стали неактуальными. Но это не дискредитировало само понятие. Напротив, сейчас число λ кажется менее надуманным и узкоспециализированным, чем считал его Эйнштейн. Теперь мы понимаем, что пустое пространство может быть каким угодно, только не простым. В нем в латентном состоянии находятся все виды частиц. Любая частица вместе с парной античастицей может быть создана при правильной концентрации энергии. На еще более мелких масштабах пустое пространство может оказаться кипящей неразберихой струн, обнаруживающихся в дополнительных измерениях. С нашей современной точки зрения самая главная загадка состоит в том, почему число λ так мало. Почему бы всем сложным процессам, пусть даже они происходят в пустом пространстве, не иметь намного большего суммарного воздействия? Почему бы космосу не быть таким плотным, как атомные ядра или нейтронные звезды (в этом случае он замкнулся бы на себя в пределах 10–20 км)? Или даже, возможно, почему бы космосу не быть таким плотным, как Вселенная в первые 10–35 секунд – в эпоху, значение которой для обобщающих теорий мы обсудим в следующих главах? На самом деле это значение меньше плотности ультраранней Вселенной в 10120 раз – возможно, это было самое большое изменение порядка оцениваемой величины во всей науке в целом. Может быть, число λ точно и не равно нулю, но оно, конечно, очень мало и может конкурировать только с очень ослабленным тяготением межгалактического пространства.
Некоторые физики-теоретики предполагают, что пространство имеет сложную микроструктуру из крошечных черных дыр, которые способны компенсировать любую другую энергию в вакууме, что ведет к тому, что число λ точно равняется нулю. Однако эти доводы станут беспочвенны, если выяснится, что наша Вселенная действительно ускоряется и число λ не равно нулю, и заставят нас осторожнее относиться к высказываниям вроде: «Поскольку что-то является очень маленьким, обязательно должна быть веская причина того, почему оно точно равняется нулю».
ЕСЛИ ЧИСЛО λ НЕ РАВНО НУЛЮ
Во время написания этой книги (в 1999 г.) мнение о том, что число λ не равно нулю, было широко распространено, но при этом не преобладало. Наблюдения за сверхновыми вполне могли содержать неучтенные ошибки. Но другие доказательства, пусть даже формальные и непрямые, укрепляют позиции ускоряющейся Вселенной. Реликтовое излучение – «остаточное свечение» после Большого взрыва – распределено по небу не совершенно однородно: существует небольшая разница температур, вызванная неоднородностями, которые потом превратились в галактики и их скопления. Ожидаемый размер самых заметных участков этих неоднородностей может быть вычислен. То, насколько крупными они кажутся на небе – составляют ли в поперечнике один или два градуса, – зависит от того, сколько источников тяготения, влияющих на фокусировку, находится вдоль луча зрения. Измерения такого рода не удавалось осуществить до конца 1990-х гг. (наблюдения проводятся в сухой высокогорной местности, Антарктике или во время длительных полетов воздушных шаров), и они свидетельствуют против модели Вселенной низкой плотности. Если бы число Ω действительно равнялось 0,3, а число λ было бы точно равно 0, то зародыши скоплений галактик выглядели бы меньше, чем на самом деле. Тем не менее любая латентная энергия в вакууме вносит свой вклад в фокусировку. Если бы число λ составляло около 0,7, мы получили бы удобную согласованность этих результатов точно так же, как с помощью наблюдений сверхновых доказываем ускорение расширения.
Тяготение – доминирующая сила для планет, звезд и галактик. Но в еще более крупных масштабах Вселенной средняя плотность так мала, что другая сила может взять верх. Космическое число λ, описывающее самую слабую силу во Вселенной, одновременно являющуюся и самой таинственной, кажется, контролирует расширение Вселенной и ее окончательную судьбу. «Самый большой промах» Эйнштейна может превратиться в конце концов в триумфальное открытие. Если подобное произойдет, то это будет не первый случай, когда работы Эйнштейна оказывают влияние, которое он сам не смог предвидеть. Самое значительное предвидение ОТО состоит в том, что она предсказала черные дыры, но об отношении Эйнштейна к этому явлению Фримен Дайсон писал так{15}:
Эйнштейн был не просто настроен скептически, он был откровенно враждебен к идее черных дыр. Он считал решение уравнений для черных дыр позором, который следует убрать из теории для улучшения ее выражения в виде формул, а не следствием из теории, которое следует подтвердить наблюдениями. Он никогда не выражал ни малейшего энтузиазма по поводу черных дыр ни в качестве понятия, ни в качестве физического явления.
Если число λ не равно нулю, мы сталкиваемся со следующей проблемой: почему значение, о котором мы можем судить из наблюдений, меньше на много порядков, чем то, что кажется «естественным» значением? Наша сегодняшняя Вселенная немногим отличалась бы, если бы была еще меньше (хотя долгосрочные прогнозы, о которых мы поговорим ниже, кое в чем были бы другими). Тем не менее значительно более высокое значение λ имело бы катастрофические последствия: вместо того чтобы начать соперничать с тяготением после того, как сформируются галактики, число λ с бо́льшим значением взяло бы верх над гравитацией гораздо раньше, во время этапов высокой плотности. Если бы число λ начало доминировать до того, как галактики сконденсировались в расширяющейся Вселенной, или если бы оно обеспечило силу отталкивания, достаточную для того, чтобы разрушить их, тогда не было бы никаких галактик. Наше существование требует, чтобы число λ не было слишком большим.
ОТДАЛЕННОЕ БУДУЩЕЕ
Геологи заглядывают в историю Земли, изучая отложения пластов; климатологи могут отследить изменения климата за последний миллион лет, «вгрызаясь» в идущие один за другим слои антарктического льда. Подобным же образом астрономы могут изучать космическую историю, делая снимки галактик, находящихся на разном расстоянии: те, которые находятся от нас дальше (имеют большее красное смещение), мы видим на более ранних этапах их развития. Трудной задачей для теоретиков (см. главу 8) является понимание галактик и их развития, а также создание компьютерных моделей, которые достоверно передают реальность.
Большинство галактик сейчас вступили в пору сонной зрелости, достигли состояния равновесия, когда их «метаболизм» замедлился. Формируется меньше новых звезд, и светит мало голубых звезд. Но что насчет отдаленного будущего? Что произойдет, если мы заглянем в момент, когда Вселенная будет в десять раз старше – т. е. ее возраст достигнет сотни миллиардов лет, а не десятка миллиардов? Мое любимое предположение (до того как появились более значимые доказательства) подразумевало, что в далеком будущем расширение остановится и сменится повторным сжатием, ведущим к «Большому хлопку», в котором все объекты Вселенной ждет та же самая судьба, что и астронавта, падающего в черную дыру. В этом случае нашей Вселенной для продолжения существования отведен конечный промежуток времени, а также она имеет границы. Но этот сценарий требует, чтобы значение числа Ω превысило единицу, что идет вразрез с доказательствами, накопленными в последние годы. Темная материя, несомненно, существует, но, кажется, ее недостаточно, чтобы составить всю критическую плотность: по всей видимости, Ω все-таки меньше единицы. Помимо всего прочего, дополнительное космическое отталкивание, описываемое числом λ, может на самом деле ускорять расширение Вселенной.
Кажется, расширение будет продолжаться бесконечно. Мы не можем предсказать, что будет с жизнью через десять миллиардов (или более) лет: она может исчезнуть, но, с другой стороны, может и развиться в состояние, когда станет способна влиять на весь космос и, возможно, сможет даже изменить эти прогнозы. Мы можем рассчитать окончательную судьбу неодушевленной Вселенной: даже самые медленно горящие звезды умрут, и все галактики нашей Местной группы – наш Млечный Путь, Туманность Андромеды и десяток более мелких галактик – сольются в единую систему. Бо́льшая часть первоначального газа к тому времени будет связана мертвыми остатками звезд. Некоторые из них станут черными дырами, другие – очень холодными нейтронными звездами или белыми карликами.
Если заглянуть еще дальше, те процессы, которые сегодня идут слишком медленно, чтобы быть заметными, войдут в свои права. Столкновения звезд внутри обычной галактики сейчас случаются чрезвычайно редко (к счастью для нашего Солнца), но они будут происходить время от времени. Спокойное существование нашей Галактики станет иногда освещаться мощными вспышками, каждая из которых будет говорить о столкновении двух мертвых звезд. Потеря энергии через гравитационное излучение (эффект, предсказанный ОТО) сейчас идет неощутимо медленно, если не считать нескольких двойных звезд, с тесными орбитами, по которым они движутся с большой скоростью. Но при наличии достаточного времени это явление сожмет все звездные и планетные системы. Возможно, даже атомы не будут существовать вечно. Вследствие этого белые карлики и нейтронные звезды истощатся из-за распада частиц, их составляющих. В конце концов распадутся и черные дыры. Поверхность дыры слегка расплывчата из-за квантовых эффектов, в результате чего она излучает. В нашей сегодняшней Вселенной этот эффект идет слишком медленно, чтобы нас заинтересовать, если только действительно не существуют мини-дыры размером с атом. Масштаб времени для полного распада черной дыры, равной по массе звезде, составляет 1066 лет, а черная дыра, равная по массе миллиону Солнц, исчезнет за 1093 лет.
В конце концов через 10100 лет единственное, что останется от нашей Местной группы галактик, – это всего лишь облачко темной материи и несколько электронов и позитронов. Все галактики внутри Местной группы подвергнутся внутреннему распаду и удалятся от нас. Но скорость, с которой они будут распыляться, полностью зависит от значения числа λ. Если λ будет равняться нулю, сила обычного тяготения замедлит удаление: хотя галактики станут неуклонно расходиться, их скорости (и красное смещение) будут постепенно уменьшаться, хотя так и не дойдут до нуля. Если у наших отдаленных потомков будут достаточно мощные телескопы, чтобы обнаружить галактики с большим красным смещением, несмотря на свойственное им потускнение и постоянно возрастающую дистанцию, они действительно смогут увидеть больше, чем видно на нашем сегодняшнем небе. Спустя, скажем, 100 млрд лет мы сможем видеть на 100 млрд св. лет: те объекты, которые сейчас находятся за пределом видимости (из-за того, что свету не хватило времени добраться до нас), появятся в поле зрения.
Но если число λ не равно нулю, космическое отталкивание будет тянуть галактики друг от друга с
ГЛАВА 8
ПЕРВИЧНАЯ «РЯБЬ»: ЧИСЛО Q
Вселенная была создана в менее чем оформленном состоянии, но была наделена даром изменяться из неоформленной материи в поистине великолепный набор структур и форм жизни.
ТЯГОТЕНИЕ И ЭНТРОПИЯ
В природе, как и в музыке или живописи, даже самые замечательные творения не бывают ни строгими и абсолютно идеальными, ни совершенно хаотическими и непредсказуемыми. Они сочетают и то и другое. Искусно «выстроенная» космическая среда, которую мы видим вокруг, не полностью упорядочена, но и не является местом, которым правит исключительно случай. Всего существует 92 вида атомов, а не только простые водород, дейтерий и гелий, которые появились в момент Большого взрыва. Атомы теперь оказались в сложных организмах земной биосферы, в звездах, а некоторые рассеяны в пустоте межгалактического пространства. Разница температур также огромна: у звезд поверхность жарко пылает (а ядро еще горячее), но температура темного пространства близка к абсолютному нулю – оно подогрето всего до 2,7 °K реликтовым излучением, оставшимся после Большого взрыва.
Вся эта замысловатая многогранность развилась из скучного аморфного огненного шара, и это может показаться нарушением «священного» физического принципа – второго закона термодинамики. Этот закон описывает непоколебимое стремление к единообразию и отход от схем и структур: если что-то является горячим, то оно стремится остыть; если что-то является холодным, оно нагревается. Чернила и воду легко смешать, в то время как обратный процесс – возможность взбалтывать мутную жидкость до того, чтобы краска собралась в темную каплю, – поразил бы нас. Упорядоченные структуры смешиваются и теряют порядок, но не наоборот. Используя термины физики, мы сказали бы, что энтропия не уменьшается. Ее заметное понижение в каком-то отдельном месте всегда уравновешивается увеличением энтропии в других местах. Классический пример этого принципа – паровой двигатель, где упорядоченное движение поршня всегда сопровождается потерей тепла.