Воспоминания

Фридман за полтора года до смерти прочитал заметку Эйнштейна, но, к сожалению, не дожил до наблюдательного открытия «разбегания» галактик. Он умер в 1925 году в возрасте 37 лет от брюшного тифа. Во время первой мировой войны Фридман был летчиком-испытателем, Георгиевский кавалер, награжден золотым оружием. П. Л. Капица уверял меня однажды, что Фридман — незаконнорожденный сын одного из великих князей. Так ли это — я не знаю.

Наряду с работами Александра Фридмана в формировании представлений о расширяющейся Вселенной, в выяснении их космологического, астрофизического и общефилософского значения большую роль играли работы Джорджа Леметра (первая работа которого относится к 1927 году и увязана с наблюдательными данными Хаббла и Хьюмансона).

Продолжая мысленно процесс расширения Вселенной в прошлое, мы неизбежно приходим к начальному состоянию очень большой плотности с физическими условиями, отличающимися кардинально от того, что мы наблюдаем в повседневной жизни, или можем сейчас осуществить в лаборатории, или предполагаем, например, в недрах звезд. Сколько времени прошло с этого момента? Наиболее вероятная оценка — от 13 до 20 миллиардов лет. Приведенное число неоднократно уточнялось после первых оценок Хаббла и Хьюмансона, но и сейчас известно еще, по ряду причин, не очень точно. Но качественная картина расширения Вселенной может считаться установленной. Это факт огромного, принципиального значения!

Наблюдаемая картина мира характеризуется двумя особенностями: крайне неоднородным распределением вещества в относительно малых масштабах, сложной иерархической структурой, ступенями которой являются планеты, звезды, галактики, скопления галактик, — и практически однородным распределением вещества в масштабах, превосходящих размеры скопления галактик (в последнее время появились теории, согласно которым Вселенная в еще больших масштабах, чем доступные наблюдению, разбита на области с существенно различными свойствами). «Большая космология» ставит себе задачей объяснить эти особенности, объяснить, почему галактики, звезды и планеты именно такие, какими мы их наблюдаем, а не иные, как конкретно они образовались. Последние десятилетия в «большой космологии» все активней используются достижения теории элементарных частиц; с другой стороны, грандиозные космологические процессы (особенно начальной стадии расширения Вселенной) могут дать нам такие сведения о физике элементарных частиц, которые пока нельзя получить иными методами; уже сейчас космология — это испытательный полигон для новых теорий в области элементарных частиц. Об одном из вопросов этого круга — о барионной асимметрии Вселенной и нестабильности бариона — я буду рассказывать подробно.

Та гипотеза, которая казалась наиболее правдоподобной 20 лет назад — и, главным образом, лежит в основе популярных среди физиков космологических представлений и сейчас, — сводится к утверждению, что начальное состояние Вселенной было весьма однородным, плотность вещества и энергии была практически постоянной в пространстве и вся наблюдаемая структура возникла потом за счет механизма «гравитационной неустойчивости» (многие авторы считают, что на начальной стадии наряду с гравитационной неустойчивостью большую роль играла неустойчивость процессов превращения полей элементарных частиц, некоторые особую роль придают так называемым космическим струнам; в 60-е годы об этом еще никто не думал).

Что такое гравитационная неустойчивость — поясню на модели. Пусть мы имеем бесконечную цепочку одинаковых тяжелых шаров, расположенных на равных расстояниях друг от друга. Пока расстояния в точности равны, шары находятся в покое — силы, действующие на каждый шар слева и справа, уравновешиваются. Но стоит одному из шаров слегка сместиться, скажем вправо, как притяжение к шарам, расположенным слева, уменьшится, а к шарам, расположенным справа, — возрастет (напомню, что сила притяжения по закону тяготения Ньютона обратно пропорциональна квадрату расстояния между шарами). В результате смещение шаров будет возрастать, причем все быстрей и быстрей. В движение придут и остальные шары. Это и есть гравитационная неустойчивость — появление больших неоднородностей из малых начальных. Теорию гравитационной неустойчивости впервые построил Джеймс Джинс (тот самый, книгой которого «Вселенная вокруг нас» я зачитывался в отрочестве). В его теории были, однако, некоторые слабые места.

Строгое и полное исследование гравитационной неустойчивости применительно к космическим моделям Фридмана осуществил Евгений Михайлович Лифшиц в 1946 году. В качестве конкретного выхода своей теории Лифшиц имел в виду объяснить возникновение галактик и их скоплений. Через 10—11 лет после Лифшица некоторые его результаты более простым и наглядным способом воспроизвел Боннор. (У меня при виде этой фамилии невольно возникает вопрос, не из родственников ли он моей жены, разбросанных событиями века по странам и континентам?..)