2 Пригодна ли вселенная для жизни?
Свойства Вселенной предоставляют нам почти буквально бесконечный простор для рассуждений о возможности существования инопланетной жизни. Как возраст и размер Вселенной влияют на поиски жизни? Откуда взялись на Земле элементы, необходимые для существования живых существ, и встречаются ли эти элементы где-либо еще, кроме нашей планеты? На каком этапе существования Вселенной в ней зародилась жизнь? Если бы Солнечная система сформировалась гораздо раньше, образовалась бы наша Земля? Возникла бы на ней жизнь? И где именно во Вселенной мы можем вести поиски жизни: в ближайшем звездном окружении, в Галактике, во всей Вселенной?
Ночь темна, но с неба светят звезды
Насколько велика Вселенная? Существовала ли она вечно или только определенный промежуток времени? Ответы на эти вопросы можно отыскать в небе над нашими головами. Случалось ли вам, глядя в ночное небо, задумываться не о звездах и галактиках, а о том, почему небо между ними – черное? Вопрос о том, почему ночное небо черное, часто называют парадоксом Ольберса, и, если рассмотреть этот парадокс детально, а потом с помощью современной космологии собрать все его детали вместе, нам откроются основополагающие принципы устройства Вселенной. Если говорить упрощенно, то Вселенная не имеет пределов в пространстве. Она безгранична. Однако она зародилась в определенный момент времени, и, следовательно, у нее есть возраст. С учетом того, что скорость распространения света конечна, все вместе это означает, что в данный момент мы видим лишь ограниченную часть Вселенной, свет из которой успел до нас дойти. Граница, отделяющая ту часть Вселенной, которую можно увидеть, от области, недоступной наблюдателю, называется космологическим горизонтом.
На этом месте читатель вправе потребовать более подробных объяснений, без перескакивания с предмета на предмет. Каким же образом темнота ночного неба может навести на мысль о конечном возрасте существования наблюдаемой Вселенной? Генрих Ольберс (1758–1840) и его современники полагали, что Вселенная бесконечна в пространстве и звезды распределены равномерно по всем ее частям. В каком бы направлении мы ни смотрели на небо, в любой его точке наш взгляд должен встречать звезду. Некоторые из этих звезд будут дальше от нас, некоторые ближе, но, если бы Вселенная существовала бесконечно, мы могли бы увидеть все звезды сразу.
Но ведь более отдаленные звезды должны светить слабее? Совершенно верно. Это важное замечание, и оно поднимает вопрос о том, как астрономы объясняют тот факт, что чем дальше от нас расположен объект, тем он тусклее. Для объяснения этого явления воспользуемся понятием поверхностной яркости звезды, которое можно определить как отношение светимости звезды к ее видимому размеру. Представим, что все звезды имеют ту же поверхностную яркость, что и Солнце. Угловой размер Солнца составляет около половины градуса{11}. Если умножить поверхностную яркость Солнца на его угловой размер, то мы получим суммарную яркость нашего светила. Если мы удалимся от Солнца на значительное расстояние, его яркость останется прежней, но угловой размер уменьшится. Чем дальше от нас находятся предметы, тем меньше они нам кажутся. Очень удаленные звезды обладают такой же поверхностной яркостью, что и ближние, просто они кажутся нам гораздо меньше и поэтому светят тусклее. Но что, если в любом направлении, куда бы мы ни посмотрели, наш взгляд утыкается в звезду и все эти звезды обладают одинаковой поверхностной яркостью? В этом случае маленький видимый размер удаленных звезд уже не будет иметь значения. Если все маленькие круги, которые представляют собой звездные диски, перекрываются, тогда поверхностная яркость неба в этом направлении будет такая же, как поверхностная яркость каждой отдельной звезды. Небо будет таким же ярким, как одна большая звезда.
Но ведь на самом деле этого не происходит? Значит, где-то в рассуждениях мы допустили ошибку. Если мы проследим ход наших рассуждений, то где нам следует внести исправления? Мы можем сделать Вселенную конечной в пространстве, наметив границу. Мы можем сказать, что звезды располагаются лишь в какой-то одной части Вселенной, а не равномерно (мы можем также допустить, что более удаленные звезды обладают меньшей поверхностной яркостью и т. д., но, я думаю, вы уже догадались, куда я клоню). Мы можем предположить, что Вселенная конечна во времени, так что свет, двигаясь с конечной скоростью, еще не успел до нас добраться, и мы видим не всю Вселенную, а только ее часть. В XIX в., во времена Ольберса, астрономия не могла найти определенного ответа на этот вопрос. Требовалось выработать новый взгляд на Вселенную.
Царство туманностей
В 1929 г. Эдвин Хаббл опубликовал результаты своих наблюдений, которые указывали на то, что Вселенная расширяется, разлетаясь от нас во всех направлениях с одинаковой скоростью. В сущности, мы находимся в самом центре гигантского взрыва галактик. Хаббл заметил, что существует связь между яркостью эталонных звезд в выбранных для наблюдения галактиках и выявленным сдвигом в их спектрах. Поскольку яркость зависит от расстояния, а удаление объекта приводит к сдвигу спектра в красную сторону, мы говорим, что Хаббл открыл зависимость между расстоянием до галактики и красным смещением в ее спектре. Так что же такого особенного в нашем местоположении, что вся остальная Вселенная разбегается от нас с огромной скоростью? История современной космологии чрезвычайно захватывающая, поскольку принимавшие в ней участие физики-теоретики и астрономы-практики очень редко, если вообще когда-либо, взаимодействовали между собой. Так, в работе, которая почти полностью прошла мимо внимания Хаббла, два европейских космолога успешно перевели общую теорию относительности Эйнштейна на язык, которым можно было описать законы Вселенной{12}.
Во время Первой мировой войны Александр Фридман пошел добровольцем на фронт, где использовал свои математические познания для составления таблиц прицельного бомбометания. Почти сразу после войны, в 1922 г., Фридман опубликовал статью, в которой показал, что уравнения теории Эйнштейна, которыми описывается наша Вселенная, допускают динамические решения, а значит, с течением времени ее физические размеры могут как увеличиваться, так и уменьшаться. Более того, с точки зрения математики оказалось значительно труднее представить себе Вселенную, находящуюся в статическом состоянии. В 1927 г. Жорж Леметр показал, что в описанной Фридманом расширяющейся Вселенной должна существовать линейная зависимость между расстоянием и красным смещением, которую Хаббл обнаружил двумя годами позже.
Самым трудным для понимания моментом из объяснений Леметра оказалась концепция того, что вся материя Вселенной – то, что мы называем пространством-временем, – равномерно расширяется, увлекая за собой галактики. Наблюдатель, находящийся в одной из галактик, будет видеть, что все остальные от него удаляются. При этом наблюдатель, находящийся в соседней галактике, будет видеть в точности такую же картину. Данная концепция приводит к просто головокружительным последствиям – каждая галактика оказывается в самом центре расширения Вселенной. Более того, Леметр показал, что, если мы в качестве математической гипотезы допустим движение часов в обратную сторону, то галактики начнут сближаться друг с другом и в какой-то момент времени в прошлом они сойдутся в одной точке. В пределах его математической модели эта точка обозначает начало Вселенной, как мы его себе представляем, – то, что впоследствии назовут Большим взрывом. Время между Большим взрывом и настоящим моментом и есть возраст Вселенной.
Хаббл записал соотношение между расстоянием и красным смещением в следующем виде: скорость удаления галактики = H × расстояние до этой галактики. Значение коэффициента H для современной Вселенной астрономы называют постоянной Хаббла. Мы можем воспользоваться формулой Хаббла, чтобы задать один интересный вопрос: если скорость удаления галактик почти не менялась за время существования Вселенной, то на сколько нужно перевести время назад, чтобы галактики слились в некое начальное состояние? С учетом того что время – это расстояние, деленное на скорость, если мы возьмем формулу Хаббла, связующую эти величины, получим, что искомое значение для времени – 1/H. Современное значение постоянной Хаббла приблизительно равно 70 км/с на мегапарсек (это означает, что, если галактика находится от нас на расстоянии одного мегапарсека – 3,26 млн световых лет, она будет удаляться от нас со скоростью 70 км/с). Однако, если учесть, что за время существования Вселенной скорость разбегания галактик немного менялась, возраст Вселенной, определенный с помощью постоянной Хаббла, будет составлять 13,8 млрд лет.
Так что же, получается не 6000 лет? Не совсем. Стоит отметить, что сопоставление результатов Фридмана, Леметра и Хаббла, которое было осуществлено в 1930-х гг., впервые дало возможность научно определить возраст Вселенной. Существовавшая на тот момент неточность в измерениях привела к тому, что этот возраст был определен как 1 млрд лет, что несколько отличается от принятой на данный момент величины. Когда данные астрономов сопоставили c радиометрическими измерениями возраста земных пород и расчетами времени жизни звезд на основе новой для того времени науки – ядерной физики, был получен поразительный, но тем не менее вполне логичный результат: Земля, звезды и Вселенная в целом оказались значительно старше, чем мы могли себе вообразить. Не тысячи или миллионы лет, а в тысячу раз больше.
Если оставить в стороне невероятное потрясение, вызванное в массовом сознании этим открытием, его результатом стало решение парадокса Ольберса: Вселенная зародилась в определенный момент времени. Самый далекий свет, который мы можем наблюдать сегодня, шел до нас 13,8 млрд лет. Это граница наблюдаемой Вселенной. Что лежит за ее пределами? На этот счет есть множество гипотез. Вполне возможно, что наша Вселенная бесконечна – мы просто этого не знаем. С течением времени наблюдаемая Вселенная расширяется, но только лишь со скоростью движущегося к нам света. Надеюсь, вам нравится нынешний вид звездного неба, поскольку в ближайшее время он не изменится!{13}
Конец ознакомительного фрагмента.