Предисловие

Давний спор религий, философов и учёных о возникновении и ходе развития Вселенной сводился в основном к вопросу: о "Начале" её существования: либо в виде некоторого акта её разового "Творения" из ничего, либо о ее безначальном "вечном" существовании, как единой материальной сущности (Геракли́т, Кант, Энгельс). В этих, преимущественно философских, спо́рах не всегда прослеживались до конца физические (энергетические) аргументы циклических процессов во Вселенной. С точки зрения оценки энергетики наиболее крупных макропроцессов, происходящих в наблюдаемой нами части Вселенной, решение этого основного вопроса зависит от ответа на происхождение запасов космического водорода, являющегося не только основным атомным топливом горящих звёзд, но и материалом для создания ещё и холодных образований будущих поколений новых звёзд. Если потребности энергетики "конечного" существования Вселенной после "Большого взрыва" теоретически удовлетворяются разовыми запасами водородного топлива, созданного самим взрывом (с неизбежным концом энтропийной Вселенной по Клаузису), то теория вечной горячей Вселенной требует особого ответа на вопрос: как обеспечиваются запасы её главного топлива - водорода? Ответ на этот вопрос может быть найден только при условии явного наличия такого циклического процесса превращений совокупности главных видов (форм) энергий Вселенной, преобразования которых обеспечивают в её огромных просторах и временах воспроизводство основных материальных элементов её "горячего" существования: создания новых звезд и их "эликсира жизни" - водорода. Следовательно, необходимо проанализировать основные явно видимые макропроцессы энтропии и а́нтиэнтропии, протекающие во Вселенной.

Космология

Космология — область астрофизики, занимающаяся изучением Вселенной в целом: её рождением, эволюцией и будущей судьбой. Основу этой дисциплины составляют математика, физика и астрономия. В своих задачах она часто смыкается с философией и теологией. Космология стремится представить картину мира, объясняющую, почему Вселенная имеет именно те свойства, которые она имеет.

Современная космология стремится обеспечить получение данных о Вселенной в целом путём изучения вещества на больши́х расстояниях, скоростей галактик в зависимости от их расстояний от нас и космического фонового излучения. Основных проблем космологии две: с одной стороны, объект её исследования, Вселенная, уникален, поэтому её нельзя изучать с помощью статистических методов; с другой, как в целом и во всей астрофизике, длительные периоды эволюции рассматриваемых явлений не позволяют вести́ прямых наблюдений. В основе современной космологии лежит, так называемый, космологический принцип - постулат, согласно которому, Вселенная одинакова для всех наблюдателей, независимо от их положения; если не принимать во внимание локальных неоднородностей, это означает, что Вселенная однородна (имеет повсюду одно и то же распределение вещества) и изотропна (одинакова во всех направлениях).

Теоретическая космология занимается разработкой моделей, которые подтверждают (или опровергают) наблюдения. Изучение особенностей Вселенной основано на общей теории относительности, сформулированной Альбертом Эйнштейном. И действительно, на больши́х расстояниях сила тяготения является основной природной силой, а также определяет геометрию пространство — время, на основе различных вариантов которой можно построить разные модели Вселенной.

Практически в последние пятьдесят лет главное внимание было уделено теории стационарной (статической) Вселенной и теории Большого взрыва. Теперь общепринято, что наблюдения уверенно подтверждают теорию Большого взрыва.

Теория горячей Вселенной

В 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл (1889–1953) открыл, что большинство галактик удаляется от нас, причем тем быстрее, чем дальше расположена галактика (закон Хаббла). Это было интерпретировано как всеобщее расширение Вселенной, начавшееся примерно 15 млрд. лет назад. Встал вопрос о том, как выглядела Вселенная в далеком прошлом, когда галактики только начали удаляться друг от друга, и даже ещё раньше. Хотя математический аппарат, основанный на общей теории относительности Эйнштейна и описывающий динамику Вселенной, был создан ещё в 1920-е годы Виллемом де Ситтером (1872–1934 гг.), Александром Фридманом (1888–1925 гг.) и Жоржем Леме́тром (1894–1966 гг.), о физическом состоянии Вселенной в раннюю эпоху её эволюции ничего не было известно. Не было даже уверенности, что в истории Вселенной существовал определенный момент, который можно считать «началом расширения». Развитие ядерной физики в 1940-е годы позволило начать разработку теоретических моделей эволюции Вселенной в прошлом, когда её вещество, как предполагалось, было сжато до высокой плотности, при которой были возможны ядерные реакции. Эти модели, прежде всего, должны были объяснить состав вещества Вселенной, который к тому времени уже был достаточно точно измерен по наблюдениям спектров звёзд: в среднем они состоят на 2/3 из водорода и на 1/3 из гелия, а все остальные химические элементы вместе взятые составляют не более 2%. Знание свойств внутриядерных частиц – протонов и нейтронов – позволяло рассчитывать варианты начала расширения Вселенной, различающиеся исходным содержанием этих частиц, температурой вещества и находящегося с ним в термодинамическом равновесии излучения. Каждый из вариантов давал свой состав исходного вещества Вселенной.

Существуют две принципиально разные возможности для условий, в которых протекало начало расширения Вселенной: её вещество могло быть либо холодным, либо горячим. Следствия ядерных реакций при этом в корне отличаются друг от друга. Хотя идею о возможности горячего прошлого Вселенной высказывал ещё в своих ранних работах Леме́тр, исторически первой в 1930-е годы была рассмотрена возможность холодного начала. В первых предположениях считалось, что всё вещество Вселенной существовало сначала в виде холодных нейтронов. Позже выяснилось, что такое предположение не соответствует наблюдениям. Дело в том, что нейтрон в свободном состоянии распадается в среднем за 15 минут после возникновения, превращаясь в протон, электрон и антинейтрино. В расширяющейся Вселенной возникшие протоны стали бы соединяться с ещё оставшимися нейтронами, образуя я́дра атомов дейте́рия. Дальше цепочка ядерных реакций привела бы к образованию ядер атомов гелия. Более сложные атомные я́дра, как показывают расчёты, при этом практически не возникают. В результате всё вещество превратилось бы в гелий. Такой вывод находится в резком противоречии с наблюдениями звезд и межзвездного вещества. Распространенность химических элементов в природе отвергает гипотезу о начале расширения вещества в виде холодных нейтронов.

В 1946 году в США «горячий» вариант начальных стадий расширения Вселенной предложил физик русского происхождения Георгий Гамов (1904–1968 г.). В 1948 г. была опубликована работа его сотрудников – Ральфа Альфера и Роберта Хермана, в которой рассматривались ядерные реакции в горя́чем веществе в начале космологического расширения с целью получить наблюдаемое в настоящее время соотношение между количеством различных химических элементов и их изотопов. В те годы стремление объяснить происхождение всех химических элементов их синтезом в первые мгновения эволюции вещества было естественным. Дело в том, что тогда ошибочно оценивали время, протекшее с начала расширения Вселенной, всего в 2 – 4 млрд. лет. Это было связано с завышенным значением постоянной Хаббла, вытека́вшим в те годы из астрономических наблюдений. Сравнивая возраст Вселенной в 2 – 4 млрд. лет с оценкой возраста Земли – около 4 млрд. лет, – приходилось предполагать, что Земля, Солнце и звёзды образовались из первичного вещества с уже готовым химическим составом. Считалось, что этот состав не изменился сколь-нибудь существенно, так как синтез элементов в звездах – процесс медленный и для его осуществления перед образованием Земли и других тел уже не было времени. Последующий пересмотр шкалы внегалактических расстояний привел и к пересмотру возраста Вселенной. Теория эволюции звезд успешно объясняет происхождение всех тяжелых элементов (тяжелее гелия) их нуклеосинтезом в звёздах. Отпа́ла необходимость объяснять происхождение всех элементов, включая и тяжелые, на ранней стадии расширения Вселенной. Однако суть гипотезы горячей Вселенной оказалась верной. С другой стороны, содержание гелия в звездах и межзвездном газе составляет около 30% по массе. Это гораздо больше, чем можно объяснить ядерными реакциями в звёздах. Значит гелий, в отличие от тяжелых элементов, должен синтезироваться в начале расширения Вселенной, но при этом – в ограниченном количестве. Основная идея теории Гамова как раз и состоит в том, что высокая температура вещества препятствует превращению всего вещества в гелий. В момент 0,1 сек. после начала расширения температура была около 30 млрд. кельвинов. В таком горячем веществе имеется много фотонов большой энергии. Плотность и энергия фотонов столь велики, что происходит взаимодействие света со светом, приводящее к рождению электронно-позитронных пар. Аннигиляция пар может в свою очередь приводить к рождению фотонов, а также к возникновению пар нейтрино и антинейтрино. В этом «бурлящем котле» находится обычное вещество. При очень высоких температурах не могут существовать сложные атомные я́дра. Они были бы моментально разбиты окружающими энергичными частицами. Поэтому тяжелые частицы вещества существуют в виде нейтронов и протонов. Взаимодействия с энергичными частицами заставляют нейтроны и протоны быстро превращаться друг в друга. Однако реакции соединения нейтронов с протонами не идут, так как возникающее при этом ядро дейтерия тут же разбивается частицами большой энергии. Так, из-за большой температуры в самом начале обрывается цепочка, ведущая к образованию гелия. Только когда Вселенная, расширяясь, охлаждается до температуры ниже миллиарда кельвинов, некоторое количество возникающего дейте́рия уже сохраняется и приводит к синтезу гелия. Расчёты показывают, что температуру и плотность вещества можно согласовать так, чтобы к этому моменту доля нейтронов в веществе составляла около 15% по массе. Эти нейтроны, соединяясь с таким же количеством протонов, образуют около 30% гелия. Остальные тяжелые частицы остались в виде протонов – ядер атомов водорода. Ядерные реакции заканчиваются по прошествии первых пяти минут после начала расширения Вселенной. В дальнейшем, по мере расширения Вселенной, температура её вещества и излучения снижается.

Из работ Гамова, Альфера и Хермана 1948 года следовало: если теория горячей Вселенной предсказывает возникновение 30% гелия и 70% водорода как основных химических элементов природы, то современная Вселенная неизбежно должна быть заполнена остатком («реликтом») первобытного горячего излучения, причём современная температура этого реликтового излучения должна быть около 5 Кельвинов. Однако на гипотезе Гамова анализ разных вариантов начала космологического расширения не закончился.

В начале 1960-х годов остроумная попытка снова вернуться к холодному варианту была предпринята Я.Б. Зельдо́вичем, который предположил, что первоначальное холодное вещество состояло из протонов, электронов и нейтрино. Как показал Зельдо́вич, такая смесь при расширении превращается в чистый водород. Гелий и другие химические элементы, согласно этой гипотезе, синтезировались позже, когда образовались звёзды. Заметим, что к этому моменту астрономы уже знали, что Вселенная в несколько раз старше Земли и большинства окружающих нас звёзд, а данные об обилии гелия в дозвёздном веществе были в те годы ещё очень неопределенными. Казалось бы, решающим тестом для выбора между холодной и горячей моделями Вселенной мог стать поиск реликтового излучения. Но почему-то долгие годы после предсказания Гамова и его коллег никто сознательно не пытался обнаружить это излучение. Открыто оно было совершенно случайно в 1965 году радиофизиками из американской компании «Белл» Р.Уи́лсоном и А. Пе́нзиасом, награжденными в 1978 году Нобелевской премией.