Всё, что движется. Прогулки по беспокойной Вселенной от космических орбит до квантовых полей - Алексей Михайлович Семихатов
Шрифт:
Интервал:
Закладка:
Правомерен и другой вопрос: к чему «в конце концов» приведет это разбегание? Сама возможность всерьез задаваться таким вопросом про Вселенную – впечатляющий показатель прогресса в понимании мира и законов движения в нем. За два столетия до уравнений Эйнштейна не меньше должны были впечатлять ответы на вопросы про поведение тел в Солнечной системе, начиная с триумфального предсказания Галлея о возвращении кометы. От кометы до Вселенной за двести лет развития картины мира![144] В каждом случае основное средство – это уравнения, которым подчиняется поведение, и «начальные условия», т. е. данные о состоянии в какой-либо момент времени, например «сейчас». Притягивающее вещество с неизбежностью замедляет расширение; вопрос в том, какая тенденция победит: случившееся разлетание или «съедающее» его замедление. Стянется ли все в один комок? Останется ли мир расширяющимся и поэтому практически пустым?
Уравнения Фридмана определяют темп расширения исходя из имеющихся энергии-движения-сил, распределенных по пространству: благодаря этим уравнениям характер и судьба расширения Вселенной связаны со средней плотностью энергии в ней. Если средняя плотность энергии больше некоторой определенной, то расширение со временем сменится сжатием. Итог – все-таки «один комок» (который получится безумно горячим). Такие модели мира называют замкнутыми; описываемый ими мир пространственно искривлен и интуитивно является «выпуклым»: сумма углов больших треугольников превышает 180°, как, например, это имеет место на глобусе. Если, наоборот, плотность энергии мала, то расширение никогда не прекратится; такие модели называют открытыми; сумма углов треугольника меньше 180°. В случае открытых моделей, правда, нельзя с уверенностью сказать, какую «форму» имеет «все» трехмерное пространство и бесконечно ли оно: это «всё» должно по необходимости распространяться за пределы наблюдаемой Вселенной, и поэтому утверждения о его глобальной структуре невозможно сопоставить с наблюдениями. Темп расширения такой вселенной в будущем будет убывать, приближаясь к некоторому постоянному значению. Промежуточная возможность – тоже «открытая» Вселенная, но при этом с плоским – т. е. неискривленным – пространством (но с искривленным пространством-временем!), где сумма углов каждого треугольника есть точно 180°, а ее дальнейшее расширение, хоть и никогда не остановится, будет происходить в темпе, постепенно приближающемся к нулю. Напрашивается грубая, но не полностью бессмысленная аналогия с одним из первых упражнений по исследованию движения тел в условиях гравитации – задачей Кеплера: при не слишком большой энергии движения в сравнении с энергией притяжения тело движется по замкнутым эллипсам, а при больших значениях энергии движения – по незамкнутым гиперболам, когда тело уходит прочь, постепенно замедляясь до некоторой ненулевой скорости; в граничном случае параболы движение все-таки незамкнутое, но «замирает» по мере удаления от притягивающего центра.
Решение, описывающее открытую вселенную, Фридман нашел в 1924 г., примерно за год до своей смерти (от тифа из-за немытой груши, купленной на железнодорожной станции при возвращении в Петроград из свадебного путешествия по Крыму). Уравнения Фридмана остаются в точности теми же, какими они были получены почти сто лет назад, а вот наблюдательные возможности с тех пор расширились необычайно. Решения уравнений Фридмана для расширяющейся вселенной определенно говорят, что имеющаяся в ней энергия/материя, уж сколько есть, замедляет расширение своим притяжением. А с использованием нескольких остроумных идей (включающих наше понимание механизма сверхновых типа Ia) для этого факта была придумана наблюдательная проверка: ставилась задача узнать, насколько велико замедление. Результат, полученный двумя группами астрономов в самом конце XX в., не попал ни в один из обсуждавшихся трех сценариев расширения. Темп расширения Вселенной, по-видимому, увеличивается последние несколько миллиардов лет. Аналог этой ситуации в задаче про тело в поле притяжения – ускорение по мере удаления, т. е. отталкивание. Что же во Вселенной мы проглядели, что способно к расталкиванию далеких друг от друга космических объектов? Какая вообще материя способна расталкивать видимые нами объекты? Вроде бы никакая, потому что всякая масса/энергия порождает кривизну так, что участники движения ощущают притяжение.
Однако мы недаром упражнялись на этой прогулке в записи таблиц. Материя может говорить с пространством-временем десятью разными голосами: таблица энергии-движения-сил, появившаяся ранее, содержит не только энергию E и не только три компоненты количества движения P, Q, R, но еще и давления p, q, r; и, для полноты, еще касательные натяжения. И мы просто не успели остановиться и, выдохнув и вдохнув, еще раз сказать себе: кривизну создают все десять явлений. Уравнения Эйнштейна – это действительно штука с глубоким внутренним устройством; кроме энергии и количества движения, в них участвуют еще шесть величин, и сейчас самое время о них вспомнить. Касательные натяжения нам едва ли подходят, потому что мы продолжаем описывать мир, одинаковый по всем направлениям, а вот с давлением перспективы есть.
Энергия искривляет пространство-время. Количество движения искривляет пространство-время. Давление и натяжение искривляют пространство-время
Когда мы выбрали пыль в качестве наполнителя вселенных, мы тем самым нарочно забыли о давлении, т. е. положили его равным нулю перед тем, как решать уравнения Эйнштейна (в том конкретном виде для рассматриваемых вселенных, который называется уравнениями Фридмана). Попробуем теперь то же самое, но с давлением. Вселенная по-прежнему «вся одинаковая», поэтому все три буквы для давления p, q, r равны одна другой. А всего параметров у вселенной получается два: плотность и давление, причем давление участвует в производстве кривизны независимо от плотности. Если оно положительно, то эффект добавляется к тому притяжению, которое создает плотность энергии. Но если давление отрицательно, то его вклад создает расталкивание. Баланс между плотностью и давлением среды может оказаться таким, что на больших расстояниях побеждает расталкивание. Похоже, что у нас нет выбора, кроме как признать, что в космосе имеется нечто, производящее отрицательное давление.
Среда с отрицательным давлением сопротивляется не ее сжатию за счет каких-то внешних усилий (как обычные газы с положительным давлением: накачайте-ка велосипедные
