Із чого почався Всесвіт і чи його вік скінченний? Як він розвивався і що з ним відбувається тепер? Де відбувся Великий вибух і чи всюди у Всесвіті закони фізики однакові? У цій книжці прочитаєте короткий курс про історію та сучасний стан космології — науки про Всесвіт та місце людства у ньому: чотиривимірний простір-час, створення Всесвіту під час Великого вибуху, його еволюцію, характеристики, як вимірювати відстані до далеких астрономічних об’єктів, як зважити світло тощо. Сучасні українські науковці підготували для вас цікавий екскурс у складний світ науки та спробували відповісти на популярні запитання, зокрема про «темний бік» нашого Всесвіту: темну енергію, темну матерію та чорні діри.
***
Вступ. Витоки космології
Цю книжку присвячено космології — науці про структуру і еволюцію Всесвіту, його минуле та майбутнє. Космологія — дуже молода наука: їй виповнилося всього сто років. Своєю появою вона завдячує публікації 1917 року роботи Альберта Ейнштейнаи «Космологічні прояви загальної теорії відносності» [1965]. У ній вперше закони фізики були застосовані до всього Всесвіту одразу. Конкретно мова йшла про рівняння загальної теорії відносності (ЗТВ), яку незадовго до цього придумав Ейнштейн.
Сказати по правді, ніщо не заважало цій науці з’явитися на 250 років раніше, одразу після відкриття сером Ісааком Ньютоном закону всесвітнього тяжіння. Фізики XVII–XIX століть міркували про нескінченний Всесвіт, заповнений зорями з планетними системами.
Такий Всесвіт існував безперервно і все, що потрібно було для прогнозування його майбутнього стану, — це знання законів механіки і поточного стану всіх об’єктів. Однак, гравітація в ньютонівській механіці має одну особливість: це завжди сила тяжіння, яка ніколи не стає силою відштовхування. Тому, окремі зорі в нескінченному Всесвіті врешті мали б зібратися докупи через взаємне тяжіння. На реальному небі видимі неозброєним оком зорі розташовані приблизно рівномірно. Ця проблема начебто вирішувалася простим, але невірним міркуванням: оскільки Всесвіт нескінченний, то кожна частинкатяжіє до нескінченного числа інших частинок. Якщо частинки заповнюють Всесвіт з постійною щільністю, то сумарна сила компенсується і при розгляді динаміки Всесвіту загалом, гравітаційним тяжінням можна знехтувати.
Ця ідея є настільки ж продуктивною, наскільки продуктивними є спроби поставити олівець на кінчик грифеля. В обох випадках причиною невдачі є нестійкість рівноваги. Навіть якщо ми якось примудримося поставити олівець вертикально на гострий кінець грифеля, то будь-яке найменше відхилення від вертикалі спричинить момент сили, який відхилить олівець у тому ж напрямку, збільшуючи відхилення і руйнуючи початкову рівновагу. У техніці цей ефект називається додатним зворотним зв’язком.
Ще ближчою є аналогія з перевернутою склянкою води. Напевно, вам відомий класичний дослід, у якому склянку з водою, накриту листівкою або щільною картонкою, перевертають догори дном, і вода залишається в склянці завдяки силі атмосферного тиску, еквівалентній вазі 10,3 метрів води. Але мало хто замислюється, навіщо для цього досліду необхідна картонка. Причина у так званій нестійкості Релея–Тейлора: коли більш щільна рідина (вода) поміщена над менш щільною рідиною (повітрям [1]), будь-яке відхилення поверхні від пласкої буде експоненційно збільшуватися з часом, швидко руйнуючи межу між ними. Цей процес широко відомий як виливання рідини. Ось для чого потрібна картонка: вона не створює жодних сил, але фіксує форму межі між водою і повітрям, перешкоджаючи розвитку нестійкості Релея–Тейлора.
У Всесвіті виникають два прояви подібної нестійкості, що називається гравітаційною нестійкістю. Один з них проявляється в тому, що через випадкові причини утворюються області підвищеної густини або атрактори, до яких починають рухатися сусідні зорі, і зони більш низької густини, відомі як порожнечі або войди. Другий проявляється в тому, що взаємне тяжіння зірок, що заповнюють нескінченний Всесвіт, призводить не лише до зростання збурень густини, але і до прискореного стиснення всього Всесвіту, тобто до зменшення середньої відстані між зорями. Цей результат також можна отримати, проаналізувавши потенційну енергію Всесвіту, яка є мінімальною, коли уся матерія збирається докупи.
Звичайно, вченим того часу було відомо, що відхилення від рівномірного розподілу густини матерії з часом призводять до їх збільшення, але у той час цей механізм розглядався лише у масштабах, що не перевищували розміри Сонячної системи. Відповідно до гіпотези Лапласа, планети Сонячної системи утворилися з початкової газопилової туманності саме під впливом взаємного гравітаційного тяжіння. До більших масштабів подібні міркування не застосовували.
У розглянутій картині світу зростання неоднорідності густини матерії призводило до утворення планет, які не падали на Сонце тільки тому, що оберталися навколо нього. На відстанях порядку відстаней до найближчих зірок Всесвіт вже розглядався як щось однорідне, і вважалося, що сила тяжіння якогось тіла до різних зірок повністю компенсується.
Єдиною проблемою, яка порушувала цю майже ідеальну картину, був так званий парадокс Ольберса, сформульований 1823 року німецьким астрономом-любителем Хайнріхом Ольберсом, лікарем за фахом. Суть його полягала в тому, що в нескінченному незмінному Всесвіті замість нічного неба ми бачили б розпечену небесну сферу, що світиться, як поверхня Сонця. Пояснюється це так: розділимо Всесвіт на концентричні сферичні шари постійної товщини із Землею в центрі.
Кількість зірок у них буде зростати пропорційно квадрату відстані, а потік світла, що падає на Землю від кожної зірки, спадатиме обернено пропорційно до квадрату відстані. Тому світловий потік від кожного шару буде однаковий, оскільки відповідні множники компенсують один одного. Кількість шарів нескінченна, тому і загальна сума буде нескінченною. Єдина причина, за якої освітленість буде все ж скінченною, це те, що ближчі зорі закриватимуть собою більш далекі. Іншими словами, куди б ми не подивилися, рано чи пізно наш промінь зору повинен натрапити на якусь зорю.
Проте кожен з вас прекрасно знає, що нічне небо виглядає зовсім інакше. Простим вирішенням парадокса Ольберса було списати його на поглинання світла хмарами міжзоряного пилу, але це рішення звучить переконливо лише для тих, хто не знає фізики. За тривалий час цей пил, поглинаючи випромінювання, нагрівся б до температури навколишніх зірок і сам став би світним об’єктом.
Згодом, прогрес в астрономії кінця XVIII століття став причиною появи моделі Всесвіту Вільяма Гершеля, відповідно до якої зірки не заповнювали весь Всесвіт, а утворювали єдине зоряне скупчення — Галактику лінзоподібної форми. Одразу ж виникло питання: чому зірки не падають на центр Галактики? Відповідь була такою ж самою, що і на питання, чому планети не падають на Сонце: вони обертаються навколо нього. Аналогічно і окремі зірки Галактики обертаються навколо її центру. Видимий рух Сонця навколо центру Галактики був також виявлений Гершелем 1783 року. З незначними уточненнями ця картина світобудови вважалася загальноприйнятою до початку XX століття. Ідея Галактики вирішувала парадокс Ольберса, оскільки матерія тепер займала скінченний об’єм у Всесвіті.
Однак після відкриття інших галактик парадокс Ольберса знову став актуальним. Отже, космологія, яка потенційно могла з’явитися ще в кінці XVII століття, виникла лише на початку XX-го. Зазвичай нові науки з’являються в найпростішому формулюванні й лише згодом переходять до складніших моделей, розрахунків та використовують сучасніші фізичні теорії. Наприклад, фізика твердого тіла століттями отримувала результати, ґрунтуючись на класичній фізиці, і лише в середині XX століття стала успішно використовувати квантову механіку.
Космологія є в цьому сенсі унікальною, бо з’явилася відразу в своєму найскладнішому варіанті — у вигляді релятивістської космології, заснованої на загальній теорії відносності. І лише через десятиліття космологи на свій превеликий подив виявили, що можна розглядати набагато простішу нерелятивістську космологію. Це можливо тому, що однорідний Всесвіт розвивається у будь-якій своїй частині однаково, і для вивчення його розвитку як цілості, достатньо вивчити розвиток невеликої частини простору, наприклад, одного кубічного сантиметра.
А у вивченні одного кубічного сантиметра стають неважливі кривина простору-часу та інші складні питання загальної теорії відносності. Але це є справедливим тільки для однорідного та ізотропного Всесвіту. У подібному Всесвіті немає обраних місць або виділених напрямків: кожна точка не краща та не гірша за будь-яку іншу і кожний напрямок не кращий та не гірший за будь-який інший. Ця властивість називається принципом Коперника.
Хоча не всі результати релятивістської космології можуть бути отримані в рамках нерелятивістської космології, але основні поняття виводяться досить просто. Для їх виведення, розуміння і аналізу досить знань з фізики на рівні молодших курсів університету. Тому, в цій книзі, у випадках, коли бажання написати певні формули ставало непереборним, ми обмежувалися нерелятивістською космологією.
Питання: Яка принципова різниця між космологією та іншими розділами фізики?
Відповідь: Космологія вивчає унікальний змінний у часі об’єкт, що існує в єдиному екземплярі, частиною якого ми є. Отже, ні про повторюваність, ні про відтворюваність, ні, тим більше, про активні експерименти, не може бути й мови. Тому до космологічних теорій дуже складно застосувати критерій фальсифікованості, виконання якого вимагається від будь-яких наукових теорій. Аналогічна ситуація зустрічається і в деяких інших наукових дисциплінах, на кшталт історії та еволюційної біології.
[1] У гідродинаміці гази також часто називаються рідинами.
