IV. КОСМОЛОГИЯ И РАННЯЯ ВСЕЛЕННАЯ

Я. Б. Зельдович

1. ВВЕДЕНИЕ

В книге, посвященной столетию со дня рождения Эйнштейна, уместно начать эту главу с некоторых замечаний, касающихся его личного влияния на космологию. Уже в 1917 г., непосредственно после открытия общей теории относительности, Эйнштейн написал работу, озаглавленную «Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitatstheorie» [17].

В настоящее время мы уже знаем из опыта, что каждое значительное продвижение по шкале исследуемых масштабов ведет к новым принципам. Так это было, когда в масштабе атома приобрели первостепенное значение квантовые свойства вещества. Возможно, что теперь, в 70-е годы, к этому можно было бы добавить теорию невылетания кварков, действующую на субъядерном уровне.

Общая теория относительности была задумана как теория, необходимая для больших, может быть бесконечных, масштабов вселенной как целого. Поэтому ее применение к космологии находилось в полном соответствии с внутренней логикой науки. К тому же не требовалось никакой другой теории, специально разработанной для больших масштабов, — это было бы излишним, поскольку общая теория относительности не содержала внутренних противоречий и расхождений с экспериментом. Первоначальная статья Эйнштейна по космологии была не безупречна, но, как утверждал Бор, даже ошибки гения представляют интерес, и их исправление ведет к важным открытиям.

Эйнштейн предположил a priori неоднородность вселенной в больших масштабах; это мнение теперь подтверждается в масштабах, больших 1000 Мпс (сравните с — «горизонтом», т. е. предельной глубиной проникновения любого мыслимого наблюдения).

Но он также предположил, что вселенная статична и не эволюционирует, что оказалось неправильным. В действительности вселенная является расширяющейся системой с определенным сценарием эволюции. Противоречие с реальной ситуацией привело также Эйнштейна к теоретическим трудностям: он пришел к выводу, что ньютоновская теория гравитации неприменима к космологии, и

изменил уравнения общей теории относительности, введя «космологический член». Теперь хорошо известно, что трудности ньютоновской теории (например, «гравитационный парадокс») являются следствием предубеждения. Точный последовательный анализ показывает, что ньютоновский подход к космологии расширяющейся вселенной является вполне корректным; требуется только моральная смелость. В простом виде такая теория была построена Милном [43]. Обзор с усовершенствованием понятия однородности дан автором [73].

По иронии судьбы простой ньютоновский подход был сформулирован через десять лет после того, как были найдены гораздо более сложные общерелятивистские решения Фридмана [19, 20]. Ньютоновское доказательство было найдено тогда, когда ответ был уже известен из релятивистской теории, созданной Эйнштейном.

Один вопрос, не решенный еще и теперь, касается плотности вещества во вселенной. Кроме того, вопрос о том, является ли вселенная закрытой или открытой, не решен окончательно. Но даже довольно широкие ограничения, даваемые наблюдательными данными, приводят к информации об элементарных частицах, которая не может быть получена обычными методами лабораторной и ускорительной физики. Этот вопрос рассматривается в разд. 2.

Принятие эволюционной теории, включающей динамику расширения вселенной, дает первое приближение к структуре вселенной в больших масштабах: геометрический, кинематический и динамический фон. Следующий шаг состоит в выяснении физического содержания, присутствующих частиц и температуры среды.

Было сделано несколько попыток объяснить изобилие различных химических элементов и изотопов нуклеосинтезом в однородно расширяющемся веществе. Они были основаны на завышенных оценках постоянной Хаббла Н, которую сначала считали равной

Полученный в результате возраст лет был меньше или равен оценкам возраста Земли, Солнца и шаровых скоплений. Поэтому представление о космологическом возникновении всех элементов казалось убедительным.

Гамов [21] пытался сделать это, рассматривая ванну, полную нейтронов, в которой происходят поглощение нейтронов ядрами и последующие бета-распады. Чтобы помешать изотопам сильно реагировать с медленными нейтронами, Гамов [22, 23] ввел высокие начальные температуры и вычислил современное значение температуры, равное 6 К, что поразительно близко к действительно измеренной температуре 2,7 К. Все промежуточные стадии расчета Гамова оказались несостоятельными: возраст вселенной равен лет — гораздо больше, чем возраст Земли и Солнца лет. Космологический нуклеосинтез практически заканчивается на элементы со средними и большими атомными весами образуются в звездах.

Однако горячая модель «большого взрыва», предложенная Гамовым, была развита дальше в работах Альфера и Германа [1], Хайяши [30], Ферми и Туркевича (цитируется в работе [1]) и др. В работе, которая осталась незамеченной радиоастрономами, Дорошкевич и Новиков [16] указали, что даже при низкой температуре космологическое излучение должно превосходить излучение звезд, радиоисточников и т. д. в определенном диапазоне длин волн (например, для К между 0,1 и 20 см).

Хорошо известно, что Дикки и др. [13] независимо пришли к тому же выводу и, более того, сделали попытку найти космологическое излучение с длиной волны 3 см. Поэтому, когда Пензиас и Вильсон [54] действительно обнаружили шум на 7,3 см, Дикки и его сотрудники сразу поняли его происхождение и объявили, что теория «большого взрыва» доказана. Позднее было осознано, что наблюдавшееся ранее Мак-Келларом [42] необъяснимое возбуждение межзвездных молекул также было доказательством и к тому же давало хорошую меру космологического излучения. Горячая модель «большого взрыва» приводит к естественному делению космологического сценария. В порядке возрастающей отдаленности от нашего времени, а также возрастающей сложности рассмотрим следующие этапы.

1. Лептонная от МэВ вплоть до ситуации на сегодняшний день. Физические законы в эту эпоху хорошо известны, космология помогает установить важные детали. Лептонная эра рассматривается в разд. 3.

2. Адронная от до 0,01 с. Развитие физики частиц, включая нарушение симметрий и кварковый конфайнмент, демонстрирует возможность многих неожиданных новых качественных свойств горячей плазмы в этой области (разд. 4).

3. Последнее, но не менее важное. Планковская единица времени с как раз характеризуется прямым воздействием квантовой теории на космологию, гравитацию и метрику. Фактически остальные статьи в этой книге посвящены этому предмету. Испарение черных дыр — квантовый эффект, который продолжается за планковское время. Некоторые замечания о первичных черных дырах и квантовой гравитации даны в разд. 5.