Космотологии

Введение

Космология - это та общая часть математики, физики, астрономии и философии, в которой изучается структура и эволюция Вселенной как единого целого. Математика дала космологии тензорное исчисление и дифференциальную геометрию многомерных пространств, физика - общую теорию относительности (ОТО), астрономия - объективные характеристики крупномасштабной структуры Вселенной, философия - общие методы научных исследований и мировоззренческие обобщения.

Целостное представление о Вселенной ставит космологию в особое положение по отношению к другим наукам. Действительно, если любая другая наука может исследовать свой предмет со всех сторон и в полном объёме, то космологии доступна только часть Вселенной, т. е. только часть своего предмета исследования (и то только изнутри, поскольку познающего субъекта невозможно отделить от предмета исследования). Так как целое обладает такими качествами, которых нет у его частей, и именно этими качествами оно, собственно говоря, отличается от этих частей - то становится понятным наличие тех затруднений, которые космология испытывала во все времена.

А смысл этих затруднений всегда сводился к одному: никакая физическая теория не могла в полной мере объяснить наблюдаемые свойства Вселенной. Если же теорию каким-либо образом приспосабливали для описания одних свойств Вселенной, то появляющиеся при этом следствия не согласовывались с другими известными её свойствами или выходили за пределы здравого смысла.

Усугубляет ситуацию и тот факт, что четырехмерное пространство-время в ОТО (которая является теоретическим фундаментом современной космологии) описывается десятью переменными, в то время как сама теория предлагает только шесть независимых уравнений. А ведь даже школьники знают, что если число переменных больше числа уравнений, то такая система не имеет однозначного решения. Поэтому неудивительно, что на одних только уравнениях ОТО объективную картину мира никому построить до сих пор не удалось.

Отсутствие однозначности в теории приводило к необходимости выдвижения ряда предположений или гипотез для объяснения тех или иных свойств Вселенной. И здесь хотя бы кратко необходимо сказать о гипотезах вообще.

Несмотря на то, что теоретическая физика использует математические методы исследований, она не является разделом математики и даже более того - коренным образом отличается от математики. Критерием истинности математической теории является соответствие рассуждений автора некоторым законам логики. Критерием же физической теории является эксперимент, наблюдаемые свойства реального мира. Соответственно, с точки зрения логики можно построить бесконечное количество математических теорий, а с точки зрения практики - только такие теории, которые последовательно всё более и более точно описывают объективную реальность, т. е. природу.

Иными словами, физическое знание имеет не индуктивную, а гипотетико-дедуктивную структуру. Законы физики первоначально выступают как некоторые гипотезы о структуре мира, из которых методами дедукции выводятся эмпирически проверяемые следствия. Проверка следствий означает проверку всей теоретической системы.

Таким образом, создание любой фундаментальной физической теории всегда начинается с выдвижения гипотезы. Новаторство же научных гипотез, как подметили сами учёные, находится в обратной зависимости от значимости исследуемого объекта: чем больше значимость, тем консервативнее гипотезы и, наоборот, чем меньше значимость, тем больше смелости и новаторства в предлагаемых гипотезах. Космология как наука обо всей Вселенной олицетворяет собой основы мировоззрения цивилизованного человечества. Поэтому в ней так консервативны гипотезы и с таким большим трудом пробивают себе дорогу новые концепции.

Достаточно вспомнить революционные взгляды Галилея (о вращении Земли), Коперника (о планетной системе с центральным Солнцем), Бруно (о множественности звёздных миров), которые последнему даже стоили жизни. А общепринятая ныне концепция расширяющейся Вселенной пробивала себе дорогу в жизнь с начала 20-х годов и только к концу 60-х годов стала господствующей в космологии. Сколько же времени понадобится, чтобы изменить эту концепцию? И наступит ли когда-либо конец созданию новых моделей Вселенной?

В отличие от частных научных гипотез, научная картина мира не может превратиться в строгую теорию, так как это была бы теория всей действительности, всех мыслимых астрономических, биологических и любых иных явлений. Но действительность неисчерпаема и процесс её познания бесконечен. Поэтому и космология как основная составная часть научной картины мира никогда не сможет перейти в ранг строгой и законченной теории потому, что она является результатом слишком далёких экстраполяций известного на такие обширные (бесконечные) объёмы неизвестного, в которых могут существовать совершенно пока неизвестные нам законы природы и формы самой материи.

Чтобы изучить целое по его части, требуется непрерывная интеграция представлений о предмете исследования с самых разных точек зрения на каждом этапе его изучения и непрерывное согласование следствий разрабатываемой теории с объективной реальностью.

Несоблюдение принципа соответствия (перехода новой или более общей теории в старую или в менее общую теорию при некоторых менее общих условиях), появление внутренних противоречий (нескольких выводов из одной теории, которые исключают друг друга), сингулярностей (нулей и бесконечностей там, где их не может быть в принципе) и парадоксов (абсурдных выводов из, казалось бы, правильной теории) при применении созданной теории к описанию целого указывает на ложность того пути, по которому пошли исследователи.

Именно такая ситуация и сложилась к настоящему времени в космологии, официальная концепция которой базируется на идее Большого Взрыва, т. е. взрыва всей Вселенной, который якобы произошёл 20 млрд. лет тому назад и привёл в движение все её массы.

А с чего начиналось научное исследование Вселенной?

Первый истинно научный подход к изучению Вселенной связан с именем Ньютона. Его закон всемирного тяготения, прекрасно описывающий движение звёзд и планет, столкнулся, однако, с непреодолимыми трудностями, когда был применен ко Вселенной в целом. Если бы Вселенная обладала конечными размерами, то все её массы под действием сил тяготения устремились бы к общему центру и собрались бы в одном месте. Но на практике испокон веков люди видели на небе одни и те же созвездия и, естественно, считали Вселенную статической, неизменной. Чтобы преодолеть разрыв между теорией и наблюдениями, Ньютон постулировал, что Вселенная бесконечна, так что не существует единого центра, на который могло бы всё падать.

Однако и это не спасло космологию Ньютона от внутренних противоречий. Уже в 1744 г. швейцарский астроном Шезо высказал предположение, а в 1826 г. немецкий врач и любитель астрономии Ольберс сформулировал так называемый фотометрический парадокс. Этот парадокс заключается в том, что если допустить бесконечность Вселенной, то в соответствии с теоретическими рассуждениями небо должно было бы сиять так же ярко, как поверхность Солнца, чего на самом деле не наблюдается.

Действительно, если Вселенная бесконечна и равномерно заполнена звёздами, то, в каком бы направлении неба мы ни посмотрели, наш луч зрения, в конце концов, должен будет упереться в поверхность какой-либо звезды, поэтому-то ночное небо и должно сиять необычайно ярко. А несовпадение, казалось бы, правильной теории с очевидным фактом и составляет суть всякого парадокса.

В 1895 г. немецким астрономом Зеелигером был сформулирован гравитационный парадокс, который ещё убедительнее показал полную несостоятельность теории тяготения Ньютона для описания свойств Вселенной в целом. Суть этого парадокса заключается в свойстве сферически-симметричной материальной оболочки - наподобие мыльного пузыря - не создавать во внутренней полости никакого гравитационного поля (в соответствии с законом тяготения Ньютона). С использованием этого свойства можно доказать существование какой угодно по величине и направлению силы, действующей со стороны гравитирующей среды на выделенную точку. Вот эта неоднозначность в доказательстве и породила упомянутый парадокс.

Есть ещё одна проблема, по поводу которой не утихают споры и в настоящее время. Со времён Ньютона известно, что ускоренное движение и сила тяготения создают как бы один и тот же эффект, а равенство инертной и тяжёлой масс проверено с высочайшей точностью. (Для тех, кто забыл, напомним, что инертная масса входит во второй закон Ньютона, а тяжёлая - в закон всемирного тяготения).

Численное равенство двух, казалось бы, различных масс наводило на мысль о существовании какого-то фундаментального закона. Ещё в начале XVII века ирландский философ Беркли высказал предположение, а через сто пятьдесят лет австрийский физик Мах сформулировал гипотезу о том, что никакой инертной массы не существует, а инертные свойства материальных тел обусловливаются их гравитационным взаимодействием со всеми другими массами Вселенной. С лёгкой руки Эйнштейна эта гипотеза получила название принципа Маха.

Принцип Маха сыграл большую эвристическую роль при создании Эйнштейном ОТО, но после создания теории никакие попытки доказать или опровергнуть этот принцип успеха не имели.

Как бы там ни было с принципом Маха, а ОТО все же удовлетворительно объяснила те локальные явления, которые не укладывались в рамки теории Ньютона, и предсказала новые. Однако первая же попытка Эйнштейна в 1917 г. применить свою теорию ко всей Вселенной, считавшейся статической, потребовала модификации уравнений ОТО путём добавления к ним слагаемого с так называемой космологической постоянной - настолько малой, что о необходимости её ведения в теорию нет единого мнения до сих пор.

По физическому смыслу это слагаемое должно было описывать действие неких гипотетических сил отталкивания, препятствующих сжатию Вселенной под действием сил тяготения. Если рассматривать расстояния порядка размеров Солнечной системы или даже Галактики, то это слагаемое практически не играло бы в их судьбе никакой роли. Но в космологических масштабах его влияние должно было быть огромным.

Относительно целесообразности введения в ОТО космологической постоянной в учёном мире не было единого мнения в связи с тем, что был неясен смысл гипотетических сил отталкивания и, кроме того, последующие исследования показали, что и введение этой величины (именно в виде константы!) не спасает модель статической Вселенной, поскольку любые флуктуации плотности (которые во Вселенной существуют всегда хотя бы за счёт квантовых эффектов) приводят к самопроизвольному сжатию или расширению всей материи или отдельных её частей. Таким образом, модель статической Вселенной в то время не получилась, но проблема космологической постоянной осталась.

В 1922 г. советский математик и геофизик Фридман нашёл нестационарные решения уравнений ОТО. Согласно этим решениям, Вселенная не может быть статической - она должна эволюционировать: либо сжиматься, либо расширяться. В 1929 г. американский астроном Хаббл обнаружил, что с увеличением расстояний до галактик практически линейно увеличивается и смещение их спектров излучения в красную сторону, что в соответствии с известным эффектом Доплера было истолковано как их взаимное удаление, т. е. расширение Вселенной. С тех пор в космологии фигурирует постоянная Хаббла, характеризующая скорость этого расширения.

В 1948 г. американским физиком Гамовым было предложено для модели расширяющейся Вселенной «горячее начало» - теория Большого Взрыва. Эта теория получила наибольшее признание после открытия в 1965 г. американскими радиоастрономами Пензиасом и Вильсоном микроволнового фонового излучения космоса с эффективной температурой около 3 К. Это излучение приходит к нам со всех точек звёздного неба с одинаковой интенсивностью (за вычетом скорости движения Земли совместно с Солнечной системой и Галактикой). Считают, что оно является реликтом, т. е. спутником Большого Взрыва, выделившимся в раннюю эпоху расширения Вселенной.

Удивительное совпадение решений уравнений ОТО с астрономическими открытиями разных лет послужило причиной того, что в настоящее время общепринята только одна космологическая модель - модель расширяющейся Вселенной. Разновидности проявляются лишь в вопросе о том, сменится ли расширение сжатием и закончится Большим Хлопком или будет продолжаться вечно. Однако более глубокие исследования и в этой модели Вселенной выявляют ряд слабых мест, которые традиционными подходами не удаётся обойти.

Так, теория Большого Взрыва, который произошёл по оценкам специалистов порядка 20 млрд. лет тому назад, приводит к проблеме сингулярности, связанной с тем, что Вселенная начала расширяться из точки с бесконечной плотностью материи, что уже само по себе противоречит здравому смыслу. Неясен и смысл «рождения» Вселенной. Возникает закономерный вопрос: а что было до этого?

С другой стороны, из теории следует, что если бы в первые мгновения после взрыва плотность материи всего лишь на 10-53 % превосходила некоторую критическую, то расширение Вселенной давным-давно сменилось бы сжатием и мы теперь наблюдали бы не удаление галактик друг от друга, а их быстрое сближение. Напротив, если бы плотность взорвавшейся материи была хотя бы на 10-53 % меньше этого критического значения, то современная средняя плотность Вселенной была бы существенно меньше наблюдаемой и зарождение жизни в ней стало бы невозможным.

И, наконец, изотропия (одинаковость по всем направлениям) реликтового излучения привела к проблеме космологического горизонта. Смысл этой проблемы заключается в том, что к нам приходит излучение звёзд из таких отдалённых и противоположно расположенных областей пространства, которые на протяжении всей истории Вселенной (если допустить её рождение) не успели оказать влияние друг на друга даже с помощью самых быстрых, т. е. световых сигналов. Почему же тогда свойства этих областей одинаковы?

К этому следует ещё добавить проблему существования выделенной инерциальной системы отсчёта (связанной с тем же фоновым микроволновым излучением и глобальной системой галактик), которая не вкладывается в рамки ОТО, но проявляется в реальной Вселенной, и многое другое. Но и того, что уже названо, достаточно для возникновения недоверия к современным космологическим моделям, в основе которых лежит идея Большого Взрыва.