Мир вечный, но плоский: Нобелевская по физике глазами дилетанта и академика Старобинского
Половина Нобелевской премии досталась человеку, попытавшемуся понять сразу все на свете и изрядно в этом преуспевшему. Академик Алексей Старобинский специально для «Сноба» объяснил, что именно сделал Джеймс Пиблс для физической космологии
Первая половина Нобелевской премии по физике досталась Мишелю Майору и Дидье Кело, доказавшим, по существу, то, о чем некогда рассуждал Джордано Бруно со столь печальными для себя последствиями. Но для современных искателей поверхностного научно-популярного знания планеты — это все же мелковато. Нашим читателям хочется понять не какие-то там звездные системы — на это жизни не хватит, — а все мироздание разом. Такие знания позволяют худо-бедно рассуждать о Боге, смысле жизни и других волнующих предметах.
Однако, чтобы использовать такие знания по назначению, надо хоть немного в чем-то разбираться, и автор этих строк, признавая собственную беспомощность, обратился к академику Алексею Старобинскому, физику-теоретику, немало сделавшему для теоретической космологии, за объяснениями. Ему мы и дадим слово в этой заметке. Впрочем, нам придется вставить и собственные слова, заполняя тем самым гэп между дремучим невежеством — предполагаемым состоянием читателя научно-популярных заметок — и невежеством-плюс, олицетворяемым автором.
Алексей Старобинский:
Вклад Джеймса Пиблса определен как «теоретические открытия в физической космологии». Из этой формулировки сразу видно, что речь идет не о каком-то одном «гениальном скачке», а о совокупности работ, в сумме внесших важный вклад в установление современной картины строения Вселенной в настоящее время и ее эволюции в прошлом, а именно на стадии доминирования нерелятивистской материи (какой — это отдельный вопрос) и предшествовавшей ей стадии горячего Большого взрыва (стадии доминирования излучения и ультрарелятивистских частиц и античастиц в тепловом равновесии с большой и даже очень большой — в более далеком прошлом — температурой). Сразу подчеркну, что это еще далеко не полная история Вселенной — горячему Большому взрыву предшествовала холодная де-Ситтеровская (инфляционная) стадия, но за нее Нобелевские премии (в отличие от премии Кавли) еще не присуждались, поскольку она пока еще не считается окончательно и однозначно подтвержденной наблюдениями.
Мир общим планом
Автор-дилетант: Что такое вообще эта самая «картина строения Вселенной»? Наука физика занимается простыми вещами вроде двух шаров, летящих друг к другу из пустого пространства, чтобы столкнуться и навеки разлететься в никуда. Из подобных задачек нелегко собрать картину реальности, потому что на самом деле реальность сложна и хаотична. Вот прямо сейчас в поле моего зрения трехлитровая банка с наливкой из черноплодки, спящая кошка, серое осеннее небо и ржавеющая решетка для мангала — выведите-ка уравнение, которое все это опишет.
Физики тоже такого не могут, однако к ХХ веку они научились решать много разных задач вроде той, про шары. В какой-то момент им показалось, что, если не всматриваться в детали мироздания — в кошку или в банку с наливкой, — а взглянуть на Вселенную в целом, она может показаться довольно простой, как в одной из их задачек. Например, однородным пространством, равномерно заполненным материей (все же зависит от масштаба — чем дальше отойдешь, тем меньше видно детали и тем монотоннее картинка). Еще физики знали, что Вселенная расширяется, это было установлено астрономами.
И вот совсем простая задачка: посчитайте-ка энергию маленького шарика, который находится на поверхности расширяющейся сферы в пространстве, заполненном некой субстанцией. Это может в принципе сделать старательный первокурсник, даже не знающий теории Эйнштейна. Если он все правильно запишет, а потом немного преобразует формулу, у него может получиться штука, которая называется «первым уравнением Фридмана». Из него следует удивительный факт: если плотность нашей упрощенной среды, в которой живет воображаемый шарик, меньше некой критической плотности, то расширение, которое мы постулировали в начале, будет продолжаться бесконечно, а если плотность больше, расширение сменится сжатием. Повторяю, для этого вывода не нужен даже Эйнштейн, пытливый читатель может сам в этом убедиться.
Александр Фридман вывел свои уравнения еще в 1920-х, и он-то, в отличие от нас, общую теорию относительности знал очень хорошо. Это помогает, потому что некая конфигурация переменных из его уравнения оказывается ровно тем самым, что в теории Эйнштейна называется «кривизной пространства». Что это такое? В обычном пространстве, где правит школьная геометрия, параллельные прямые всегда параллельны, а сумма углов треугольника — ровно 180 градусов. Это значит, что «его кривизна равна нулю». Если кривизна больше нуля, параллельные прямые будут сходиться, как меридианы на глобусе, а сумма углов станет больше 180 градусов. Если же кривизна меньше нуля, параллельные расходятся, а треугольник до 180 градусов не дотягивает.
Ну так вот, из того же уравнения можно догадаться, что кривизна пространства нулевая только в том случае, если плотность равна критической. Если она больше, то пространство имеет положительную кривизну (и, возможно, оно даже замкнутое, то есть в нем конечное число «мест», как на круглой Земле). При этом, как мы помним, оно не может расширяться бесконечно, а когда-нибудь схлопнется в точку и прекратит свое существование. Если же плотность меньше... ну, вы понимаете. Остается узнать, в каком пространстве мы живем на самом деле, — какая там плотность материи, какая кривизна, — и общая картина прояснится.
Далее: чтобы в точности понять Вселенную, как она есть сейчас, неплохо бы разобраться, как она дошла до такого состояния. А для этого придется проследить ее развитие с самого начала — разобраться, как из горячего и плотного сгустка не пойми чего получились атомы и галактики. Кстати, о том, что началось все с Большого взрыва, первым, кажется, догадался Эдгар По еще в XIX столетии. В прозаической поэме «Эврика» он отметил, что это единственное возможное объяснение, почему ночное небо не заполнено сплошняком звездами, а выглядит черным. Это, считал По, оттого, что мир имел начало и произошел из первичной частицы, которая в какой-то момент взорвалась.
Примерно с таким багажом вступила космология в ХХ век: было понятно, что Вселенная расширяется, что она возникла из плотного и горячего сгустка, а потом остывала и что уравнения Эйнштейна и другие простые законы физики управляли всем этим действом от начала и до сегодняшнего дня. Этой историей занимались множество физиков, так что кому-то даже покажется немного нечестным, что из них лишь Джеймс Пиблс получил Нобелевку. Среди них были и физики из России: уже упомянутый Фридман, Георгий Гамов, Евгений Лившиц, Андрей Дорошкевич, Игорь Новиков, Яков Зельдович. Да хоть бы и тот же Старобинский, хоть и в немного другом аспекте большого вопроса «Как устроено все на свете?».
Впрочем, наша статья не обо «всем на свете», а именно о Пиблсе. О том, что именно сделал он сам, рассказывает академик Старобинский.
Фундамент
Алексей Старобинский:
Итак, каков же по моему мнению основной вклад Пиблса в современную стандартную космологическую модель, точнее, в ту ее часть, которая подтверждена многочисленными наблюдениями? Я бы отнес сюда четыре его статьи 1966–1970 гг. по трем важным разделам космологии. Сразу замечу, что эти статьи не только не исчерпывают всего его вклада в теоретическую космологию, но даже и отнюдь не самые цитируемые — но об этом ниже.