Энрико Ферми как-то раз за обедом в компании коллег-физиков поднял вопрос о том, почему мы до сих пор не нашли и не встретили никаких инопланетян. Сначала разговор шёл об участившихся свидетельствах о наблюдении «летающих тарелочек», а потом учёные начали обсуждать внеземную жизнь. В какой-то момент Ферми спросил: «А где все?» Его сотрапезники рассмеялись в ответ, но затем этот вопрос стал будоражить умы многих людей.

Родился т. н. «парадокс Ферми» — можно выдвинуть множество аргументов в пользу того, что в нашей Галактике должна существовать достаточно продвинутая внеземная цивилизация (и не одна), способная расселиться по множеству планет у множества звёзд, и каким-то образом обнаружить своё присутствие для других обитателей. Однако все эти аргументы разбиваются о простую практическую проверку — несмотря на все наши технологические достижения, мы до сих пор не получили ни одного неопровержимого свидетельства подобной деятельности.

Вселенная расширяется. Это общепризнанный факт, о котором учёные знают уже почти столетие. Впервые этот факт был предложен русским физиком Александром Фридманом в 1922 году, а затем независимо от него в 1927 году бельгийским астрономом Жоржем Леметром. Подтверждающие наблюдения были впервые опубликованы в 1929 году американским астрономом Эдвином Хабблом.

Хотя расширение космоса признаётся научным сообществом практически повсеместно, две очень точные оценки скорости расширения Вселенной расходятся друг с другом. Это называется «хаббловской напряжённостью», и оно может стать первым серьёзным намёком на то, что космологи что-то упустили в своей теории создания и эволюции Вселенной. Хотя объяснение разногласий можно было бы списать на ошибку в одной или обеих оценках, последние измерения указывают на то, что расхождение действительно существует, что заставляет учёных серьёзно взглянуть на всю ситуацию.

Шаровая молния — явление уникальное. Оно достаточно редкое для того, чтобы его видел далеко не каждый человек, но при этом теоретически доступное для наблюдения всем жителям планеты. У него не то чтобы нет объяснений — скорее, проблема в том, что за века, прошедшие с самых первых сохранившихся свидетельств очевидцев, учёные выдвинули слишком много различных гипотез, способных объяснить этот феномен. При этом это явление сложно воспроизвести в лаборатории, ещё сложнее привлечь к наблюдениям очевидцев, а когда шаровая молния появляется вблизи обычных людей, у них с собой не оказывается научных приборов — за одним исключением, о котором ниже.

Хотя почти у каждого человека в последние лет 20 с собой всегда есть телефон с видеокамерой, качественных видео с демонстрацией шаровой молнии почему-то не появилось — те, что можно найти, отличаются плохим качеством.

Возраст Вселенной составляет 13,8 миллиарда лет, а это значит, что свету с самого дальнего края наблюдаемой Вселенной потребовалось 13,8 миллиарда световых лет, чтобы достичь нас. Но за это время Вселенная продолжала расширяться, и хотя сегодня учёные считают, что скорость этого расширения падает, из-за того, что по всему объёму Вселенной постоянно появляется новое пространство, воспринимаемая скорость разбегания далёких объектов постоянно растёт. Сейчас край наблюдаемой Вселенной переместился и находится на расстоянии 46,5 миллиарда световых лет.

Это огромное пространство включает в себя, по разным оценкам, от 200 миллиардов до 2 триллионов галактик. И в каждой галактике в среднем насчитывается около 100 миллиардов звёзд.

Учёные используют различные инструменты и методы, называемые «лестницей космических расстояний", для оценки расстояний между объектами в необъятном космосе. Они начинают с расстояний, которые можно измерить напрямую. Например, с помощью отражения радиоволн от близлежащих тел в Солнечной системе, отмечая время, необходимое для возвращения волн на Землю.

На протяжении почти 60 лет Большой взрыв остаётся самой успешной теорией, объясняющей происхождение всего на свете. Начавшись с горячего, плотного, богатого материей и излучением состояния, Вселенная с тех пор расширялась и охлаждалась. В процессе эволюции в ней сначала образовались протоны и нейтроны, первые лёгкие элементы, стабильные атомы и, в конце концов, звезды, галактики, планеты и сложная химия, способная породить жизнь. Спустя 13,8 миллиарда лет после того, как всё началось, мы наблюдаем за всё ещё расширяющейся Вселенной и пытаемся понять, откуда всё это взялось и как стало таким, каким мы его видим сегодня.

Но если Вселенная расширяется всё это время, то во что? Или куда?

Простой ответ на этот вопрос столь же краток, сколь и неудовлетворителен: Вселенная расширяется сама в себя, а не в какую-либо «внешнюю» среду. Это ещё один пример того, как общая теория относительности противоречит нашему повседневному опыту и интуиции.

По имеющимся данным гравитационного линзирования можно реконструировать массу скопления галактик. Большая часть массы находится не внутри отдельных галактик, показанных здесь в виде пиков, а в межгалактической среде внутри скопления, где, по-видимому, находится тёмная материя

В прошлом году физик-теоретик Раджендра Гупта из Оттавского университета (Канада) опубликовал довольно необычное предположение о том, что возраст Вселенной, который в настоящее время принято оценивать в 13,8 млрд лет, определён ошибочно из-за игры света, скрывающей её истинную древность. Кроме того, его предположение избавляет нас от необходимости объяснять наличие скрытых сил и материи.

Более новый анализ, проведённый Гуптой, показывает, что колебания с самых ранних моментов времени, сохранившиеся в крупномасштабных космических структурах, подтверждают его утверждения.

«Результаты исследования подтверждают, что наша предыдущая работа о возрасте Вселенной в 26,7 миллиарда лет позволила нам обнаружить, что для существования Вселенной не требуется тёмная материя», — говорит Гупта.

«В стандартной космологии считается, что ускоренное расширение Вселенной вызвано тёмной энергией, но на самом деле это происходит из-за ослабления сил природы по мере её расширения, а не из-за тёмной энергии».

В современной физике антивещество определяется как материя, состоящая из античастиц — партнёров соответствующих частиц в «обычной» материи, и может рассматриваться как материя с обратным зарядом, чётностью и временем. Антиматерия возникает в таких природных процессах, как столкновения космических лучей и некоторые виды радиоактивного распада. В лабораторных экспериментах также было успешно получено несколько различных антиатомов.

На ускорителях учёные получали мизерное количество античастиц, однако в целом антиматерии за всё время экспериментов было получено всего несколько нанограммов. Макроскопическое количество антивещества никто ещё не получал — из-за высокой стоимости и сложности производства и хранения (так что до придуманного Дэном Брауном сценария ещё далеко).

Столкновение любой частицы с её античастицей приводит к их взаимной аннигиляции, порождая высокоэнергетические фотоны (гамма-лучи), нейтрино, а иногда и менее массивные пары частица-античастица. Большая часть общей энергии аннигиляции выходит в виде ионизирующего излучения. При наличии окружающей материи энергия этого излучения поглощается и преобразуется в другие формы энергии, такие как тепло или свет. Количество выделяемой энергии обычно пропорционально общей массе столкнувшихся материи и антиматерии, в соответствии с известным уравнением эквивалентности массы и энергии, E=mc².

В своей книге: «Оптика: трактат об отражениях, преломлениях, изгибаниях и цветах света», опубликованной на английском языке в 1704 году, Исаак Ньютон анализирует фундаментальную природу света на примере преломления света призмами и линзами, дифракции света близко расположенными листами стекла и поведения цветовых смесей с помощью спектральных ламп или пигментных порошков. Книга «Оптика» стала вторым крупным трудом Ньютона по физическим наукам и считается одной из трёх основных работ по оптике периода научной революции. В конце книги Ньютон приводит список «вопросов» — нерешённых на тот момент физических задач. В частности, он пишет:

«И для отрицания такой среды мы имеем авторитет тех древнейших и знаменитейших философов древней Греции и Финикии, которые сделали вакуум, атомы и тяготение атомов первыми принципами своей философии, молчаливо приписывая тяготение какой-то иной причине, чем плотная материя. Позднейшие философы отбрасывают рассмотрение такой причины… придумывая [вместо неё] гипотезы для механического объяснения всего сущего [Но] главное дело натурфилософии — без притворных гипотез доказывать явления, выводить причины из следствий, пока мы не придём к самой первой причине, которая, конечно, не механическая.»

«И не только для того, чтобы раскрыть механизм мира, но и главным образом для того, чтобы разрешить такие вопросы, как «Что находится в местах, пустых от материи?» и «Почему солнце и планеты тяготеют друг к другу без плотной материи между ними? Почему природа ничего не делает напрасно? И откуда берётся весь тот порядок и красота, которые мы видим в мире? Для чего существуют кометы? И почему планеты движутся все одним и тем же путём в концентрических орбитах, а кометы — разными путями в очень эксцентрических орбитах? И что мешает неподвижным звёздам падать друг на друга?»

Последнее поколение астрономов сходится на том, что звёздные системы, подобные нашей Солнечной системе, скорее типичны для Вселенной. Исследования экзопланет как с помощью транзитного метода, так и с помощью метода звёздных колебаний показали, что не только у большинства звёзд есть планеты, но и что миры большинства из них отличаются массами, размерами и орбитальными периодами. Вполне возможно, что у них встречаются газовые гиганты во внутренних областях систем, множество миров в пределах орбиты Меркурия или планеты, расположенные гораздо дальше, чем даже Нептун от Солнца.

Вероятно, миры, вращающиеся вокруг других звёзд, гораздо разнообразнее, чем мы могли бы предположить, глядя только на Солнечную систему. Возможно, существуют даже звёзды с десятками или сотнями планет, вращающихся вокруг них; мы надеемся обнаружить это по мере совершенствования наших наблюдений.

Наука постоянно развивается, теоретические модели совершенствуются как благодаря работе теоретиков, так и благодаря постоянному прогрессу в наблюдениях. Не является исключением и космология – наука о природе Вселенной, её происхождении и эволюции. Развитие это не идёт равномерно. Особенно активный толчок космология получила в конце XX века благодаря появлению новых технологий, приборов и возможностей наблюдения. Но и до этого она плодотворно развивалась – в основном за счёт теоретической работы.

Центральным столпом космологии является теория Большого взрыва, признанная сегодня большинством физиков. Но хотя в своём первоначальном виде она появилась уже почти сто лет назад, сегодня её понимают уже совсем не так, как раньше.

В 1916 г. Альберт Эйнштейн опубликовал общую теорию относительности, которая давала единое описание гравитации как геометрического свойства пространства и времени. В то время Эйнштейн верил в статичность Вселенной, но обнаружил, что его первоначальная формулировка теории не допускает подобного. Это объясняется тем, что массы, распределённые по Вселенной, гравитационно притягиваются и, следовательно, должны двигаться друг к другу с течением времени.

Разные элементарные частицы нашей Вселенной обладают разными свойствами, и в сумме этих свойств набирается довольно много. Кварки, согласно квантовой хромодинамике (КХД), могут иметь «цвета», принимающие одно из трёх значений или «зарядов»: красный, зелёный и синий. Антикварк может принимать один из трёх антицветов: антикрасный, антизеленый и антисиний (обозначаются как голубой, пурпурный и жёлтый, соответственно). Глюоны представляют собой смесь двух цветов, например, красного и антизеленого, что и составляет их цветовой заряд. В КХД восемь глюонов из девяти возможных комбинаций цвета и антицвета считаются уникальными.

Все три цвета, смешанные вместе, или любой из этих цветов и его дополнение (или отрицание) являются «бесцветными» или «белыми» и имеют чистый цветовой заряд, равный нулю. Вследствие свойства сильного взаимодействия, называемого цветовым ограничением, у свободных частиц цветовой заряд равен нулю.

Многие частицы обладают массой (в каком-то смысле это тоже некий вид заряда), но есть и такие, которые её лишены — к примеру, фотоны, переносящие электромагнетизм и глюоны, переносящие сильное взаимодействие, а возможно и гравитоны – гипотетические переносчики гравитационного взаимодействия.

Законы механики и всемирного тяготения Ньютона прекрасно описывают практически все земные явления, а также движения Луны и планет. В этом смысле Ньютон обеспечил прекрасный синтез двух ранее различных наборов явлений: земных и небесных. Однако, как и в случае со всеми теориями, сочетание экспериментальных результатов и концептуальных рассуждений в конечном итоге заставило отойти от теории тяготения Ньютона и заменить её общей теорией относительности (ОТО) Эйнштейна.

Со временем в теории Ньютона вскрылось в общей сложности три проблемы. Во-первых, концептуальная: согласно Ньютону сила тяготения между двумя телами была пропорциональна произведению инерционных масс тел. Таким образом, инерционная масса выполняла двойную функцию. В первую очередь она по определению, была мерой сопротивления объекта изменению скорости. А кроме того, инерционная масса была чем-то вроде «гравитационного заряда». Подобно тому, как электрический заряд определяет силу электростатических сил между двумя заряженными объектами, инерционная масса (она же гравитационный заряд) определяет силу соответствующей гравитационной силы. Именно по этой причине, как установил Галилей, все предметы падают на Землю с совершенно одинаковой скоростью. Причина такого двойного действия — полная загадка в контексте ньютоновской механики, но, по сути, тривиальное следствие эйнштейновской гравитации.

О каких законах, принципах и свойствах квантового мира обычно вспоминают люди, думая о физике элементарных частиц?

Кто-то, скорее всего, вспомнит принцип неопределённости Гейзенберга. Он гласит, что существует предел точности, с которой можно одновременно знать некоторые пары физических свойств частиц — например, положение и импульс. Другими словами, чем точнее измеряется одно свойство, тем менее точно может быть известно другое.

Говоря более формально, принцип неопределённости представляет собой одно из множества математических неравенств, накладывающих фундаментальное ограничение на произведение точности некоторых связанных пар измерений квантовой системы, таких как положение, x, и импульс, p. Такие парные переменные называются дополнительными или канонически сопряжёнными переменными. Принцип неопределённости, впервые введённый в 1927 году немецким физиком Вернером Гейзенбергом, утверждает, что чем точнее определено положение частицы, тем менее точно можно предсказать её импульс, исходя из начальных условий, и наоборот.

Расширение Вселенной — это увеличение со временем расстояния между гравитационно несвязанными частями наблюдаемой Вселенной (галактиками и их скоплениями). Сложно представить, но Вселенная не расширяется «во что-либо», и «вокруг неё» не обязательно должно существовать какое-то «дополнительное» пространство – вся Вселенная просто становится больше.

Любому наблюдателю из любой части Вселенной покажется, что все галактики, кроме ближайших друг к другу (связанных гравитацией), удаляются со скоростями, в среднем пропорциональными их расстоянию от наблюдателя. Хотя объекты не могут двигаться быстрее света, это ограничение действует только для локальных систем отсчёта и не ограничивает скорости рецессии космологически удалённых объектов – в данном случае между ними появляется дополнительное пространство.

Космическое расширение является ключевой характеристикой космологии Большого взрыва. Математически оно может быть смоделировано с помощью метрики Фридмана-Леметра-Робертсона-Уокера, где оно соответствует увеличению масштаба пространственной части метрики пространства-времени Вселенной (которая определяет размер и геометрию пространства-времени). В этих рамках стационарные объекты со временем разбегаются друг от друга, поскольку пространство расширяется. Это представить ещё сложнее, но в рамках этой метрики можно принять эквивалентное расширению Вселенной описание, при котором пространство не расширяется, а объекты просто раздвигаются друг от друга.

Энергия нулевой точки, или нулевая энергия — это минимально возможная энергия, которой может обладать квантовомеханическая система. В отличие от классической механики, квантовые системы постоянно колеблются вокруг состояния наименьшей энергии — об этом говорит принцип неопределённости Гейзенберга. Поэтому даже при абсолютном нуле атомы и молекулы сохраняют некоторое колебательное движение. Кроме атомов и молекул, этими свойствами обладает и пустое пространство — вакуум. Согласно квантовой теории поля, Вселенную можно представить не как набор изолированных частиц, а как непрерывные колеблющиеся поля: поля материи, квантами которой служат фермионы (т. е. лептоны и кварки), и поля сил, квантами которых являются бозоны (например, фотоны и глюоны). Все эти поля обладают энергией нулевой точки. С какой-то точки зрения можно сказать, что все эти колеблющиеся поля напоминают нам старую теорию об эфире — некоторые системы позволяют обнаружить эту энергию.

Понятие энергии нулевой точки важно и для космологии, и в настоящее время в физике отсутствует полная теоретическая модель для понимания энергии нулевой точки в этом контексте. В частности, источником серьёзных разногласий служит расхождение между теоретической и наблюдаемой энергией вакуума. Физики Ричард Фейнман и Джон Уилер рассчитали, что излучение нулевой точки вакуума на порядок превышает ядерную энергию, а энергии одной лампочки будет достаточно для того, чтобы вскипятить весь Мировой океан. Однако, согласно общей теории относительности Эйнштейна, любая подобная энергия должна оказывать гравитационный эффект, а экспериментальные данные о расширении Вселенной, тёмной энергии и эффекте Казимира показывают, что эта энергия исключительно слабая.

Симуляция внешнего вида чёрной дыры и окружающего её аккреционного диска, выполненная в 1979 году Ж.-П. Люмине

Идею о существовании в космосе настолько массивного тела, что даже свет не может его покинуть, вкратце изложил английский астроном и священник Джон Мичелл в письме, опубликованном в ноябре 1784 года. Упрощённые расчёты Мичелла предполагали, что у такого тела может быть плотность, сравнимая с солнечной, после чего он сделал вывод, что оно образуется, когда диаметр звезды превышает диаметр Солнца в 500 раз, а скорость убегания с её поверхности превышает скорость света в вакууме. Мичелл назвал эти тела тёмными звёздами. Он правильно отметил, что такие сверхмассивные, но не излучающие тела можно будет обнаружить по их гравитационному воздействию на близлежащие видимые тела. Первоначально учёные того времени были воодушевлены предложением о том, что гигантские, но невидимые «тёмные звёзды» могут скрываться на виду, но энтузиазм поутих, когда в начале XIX века стала очевидной волновая природа света, поскольку если бы свет был волной, а не частицей, то было бы непонятно, как гравитация влияет на убегающие световые волны.

Вселенная, даже наблюдаемая нами её часть, непредставимо огромна. В ней существуют триллионы галактик, разбросанных в пространстве несколько десятков миллиардов световых лет в поперечнике. Дальше, за пределами наблюдаемого нами космического горизонта, Вселенная, конечно, ещё больше: ещё больше галактик, ещё больше звёзд, ещё больше планет, возможно, даже бесконечное их число. Но существует также очень большое, возможно, даже бесконечное число возможных квантовых исходов, которые могут произойти в пределах Вселенной. Может ли существовать достаточно галактик, звёзд и «копий» известных нам объектов, чтобы вместить все эти квантовые возможности?

Независимо от того, как долго вы будете считать (если только вы не Чак Норрис) или насколько большое число вы можете себе представить, оно всегда будет бесконечно далеко от «бесконечности». Ещё один из самых удивительных математических фактов заключается в том, что не все бесконечности одинаковы. Некоторые виды бесконечности действительно больше других: как будто они каким-то образом являются большей степенью «бесконечности», чем другие бесконечности. Давайте для начала разберёмся в бесконечностях, а затем перейдём к мультивселенной и понятию бесконечного числа параллельных вселенных.

В своей жизни вы наверняка сталкивались с дождём, а также такими яркими проявлениями плохой погоды, как гром и молния. Не возникал ли у вас когда-нибудь вопрос, почему молния с разных расстояний выглядит примерно одинаково (конечно, чем ближе, тем ярче), а звук грома от ударившей неподалёку молнии — резкий, как удар молотка по железу — совсем не похож на раскатистый звук от идущей вдалеке грозы?

Можно придумать несколько объяснений этого явления, но только одно из них будет правильным.

Звук, в общем-то, это волна, проходящая через какую-либо среду: газ (например, воздух), жидкость (например, воду) или твёрдое тело (например, Землю). Если вы когда-нибудь интересовались сейсмическими волнами, проходящими через Землю, то вы можете знать по крайней мере о двух типах волн.

В начале прошлого века благодаря работам Хаббла и других астрономов стало понятно, что Вселенная, во-первых, не ограничивается Млечным путём (последний – не Галактика, а просто галактика, одна из многих), а во-вторых, все галактики разлетаются друг от друга, как точки на поверхности надуваемого воздушного шарика. Но если шарик надувается, значит в прошлом он был меньше.

В случае со Вселенной это означает, что в прошлом она была меньше, а следовательно, горячее и плотнее. Чем дальше в прошлое, тем всё это сильнее проявляется, и в какой-то момент нашей мысленной экстраполяции назад по шкале времени мы доходим до единой точки — так называемой сингулярности.

В итоге у нас выстраивается логичная цепочка: сингулярность — Большой взрыв — Вселенная началась.

Но с последней трети XX века наблюдения начали выдавать нам больше вопросов, чем ответов. В результате в 1980-х космологи разработали теорию космической инфляции, согласно которой никакой сингулярности не было, а Большому взрыву предшествовало другое, особое состояние Вселенной – инфляционное. В XXI веке мы постепенно начинаем получать доказательства существования Вселенной до Большого взрыва.

Запущенный в космос телескоп «Джеймс Уэбб» оправдал все надежды астрономов и любителей космоса, и даже более. В частности, он позволил обнаружить множество кандидатов на самые удалённые галактики – а значит, и самые ранние галактики во Вселенной. Эти галактики интересны как для понимания эволюции этих космических структур, так и тем, что в них телескоп теоретически может разглядеть самые первые звёзды.