Стівен Вільям Хокінг - Коротка історія часу

діра, матимуть загалом інший тип, ніж ті, з яких складався астронавт: єдина властивість, що залишиться — його маса чи енергія.

Наближення, що я застосував, коли вираховував випромінювання з чорних дір, повинні добре виконуватися, коли чорна діра має масу більшу за якусь частку грама. Але наприкінці життя чорної діри, коли її маса стане дуже малою, вони перестануть виконуватися. Найімовірніше, видається, що чорна діра просто зникне, принаймні з нашої області Всесвіту, забравши з собою нашого астронавта й будь-яку сингулярність всередині себе, якщо вона, звісно, там буде. Це була перша ознака того, що квантова механіка може усунути сингулярності, передбачені загальною теорією відносності. Утім методи, що їх я та інші науковці використовували 1974 року, не змогли відповісти на питання, чи будуть сингулярності в квантовій гравітації. Тому з 1975 року я почав розробляти ефективніший підхід до квантової гравітації на основі ідеї Ричарда Файнмена про суму за історіями. Два дальші розділи описують відповіді щодо походження і долі Всесвіту та його вмісту, зокрема астронавтів, згідно з цим підходом. Ми побачимо, що хоча принцип невизначеності й накладає обмеження на точність усіх наших передбачень, він усуває фундаментальну непередбачність, що стається в сингулярності простору-часу.

Розділ 8   НАРОДЖЕННЯ І ЗАГИБЕЛЬ ВСЕСВІТУ

Із загальної теорії відносності Айнштайна само по собі випливає, що часопростір почався з сингулярності Великого вибуху і закінчиться або сингулярністю Великого стиску (якщо Всесвіт цілком реколапсує), або сингулярністю всередині чорної діри (якщо колапсує локальна область, наприклад зоря). Будь-яка матерія, що потрапляє в діру буде зруйнована в сингулярності, і зовні відчуватиметься лише гравітаційний ефект її маси. З іншого боку, якщо взяти до уваги квантові ефекти, видається, що ця маса чи енергія має колись повернутися до решти Всесвіту, і що чорна діра, з її сингулярністю всередині, випарується і врешті зникне. Чи може квантова механіка мати такий же драматичний вплив на сингулярності Великого вибуху і Великого стиску? Що насправді відбувається за найраніших і найпізніших стадій Всесвіту, коли гравітаційні поля такі потужні, що квантовими ефектами не можна нехтувати? Чи дійсно Всесвіт має початок і кінець? І якщо так, то на що вони схожі?

Протягом 1970-х років я переважно вивчав чорні діри, але в 1981-му в мене знову прокинувся інтерес до народження та загибелі Всесвіту, коли я відвідав конференцію з космології, що організували єзуїти у Ватикані. Католицька церква зробила велику помилку з Ґалілео, коли спробувала встановити закон з наукового питання, проголошуючи, що Сонце обертається навколо Землі. Тепер, століттями пізніше, вона вирішила запросити експертів, щоб порадитися з приводу космології. В кінці конференції учасники мали аудієнцію з Папою. Він сказав нам, що цілком прийнятно займатися вивченням розвитку Всесвіту після Великого вибуху, але ми не повинні розглядати сам Великий вибух, бо це момент Творення, і тому це справа Бога. Я був радий, що він не знав про тему мого виступу на конференції: можливість того, що простір-час скінченний, але не має меж, а це означає, що він не має ні початку, ні моменту Творення. Мені не хотілося повторити долю Ґалілео, з яким в мене сильне почуття спорідненості, зокрема через такий збіг, що я народився рівно через 300 років після його смерті!

Щоб пояснити ідеї, які я та інші мали стосовно того, як квантова механіка може вплинути на народження та загибель Всесвіту, потрібно спочатку зрозуміти загальноприйняту історію Всесвіту, відповідно до так званої «моделі гарячого Великого вибуху». Це вимагає, щоб Всесвіт назад у часі аж до Великого вибуху описувала якась модель Фрідмана. В таких моделях ми виявляємо, що Всесвіт розширюється, і будь-яка матерія або проміння в ньому холоднішає. (Коли розмір Всесвіту подвоюється, температура падає наполовину). А що температура — це просто міра середньої енергії, або швидкості, частинок, таке охолодження Всесвіту матиме великий вплив на матерію в ньому. За дуже великих температур частинки довкола будуть рухатися так швидко, що вони можуть уникати будь-якого притягання назустріч одна одній, викликаного ядерними або електромагнетними силами, але, коли вони охолоджуються, можна очікувати, що частинки, які притягуються одна до одної, почнуть групуватися разом. Ба більше, навіть типи частинок, що існують у Всесвіті, залежатимуть від температури. За досить високих температур частинки мають таку велику енергію, що коли вони зіштовхуються, створюється багато різних пар частинка-античастинка, й хоча деякі з цих частинок анігілюють, зіткнувшись з античастинками, вони утворюватимуться швидше, ніж щезатимуть. Однак при нижчих температурах частинки, що стикаються, мають набагато меншу енергію, тож пари частинка-античастинка будуть утворюватися повільніше, й анігіляція буде швидша за утворення.

Вважають, що в сам Великий вибух Всесвіт мав нульовий розмір, і тому був нескінченно гарячий. Але в міру того, як він розширювався, температура проміння зменшувалася. Через одну секунду після Великого вибуху, вона вже впала десь до десяти мільярдів градусів. Це приблизно в тисячу разів більше, ніж температура в центрі Сонця, але такі температури досягаються при вибухах водневих бомб. У цей момент Всесвіт складався переважно з фотонів, електронів і нейтрино (надзвичайно легких частинок, на які впливають лише слабка сила і гравітація) і їхніх античастинок, а також деякої кількості протонів і нейтронів. В міру того як Всесвіт продовжував розширюватися, а температура — падати, швидкість, з якою утворювалися у зіткненнях пари електрон-антиелектрон, стала нижчою за швидкість їх знищення через анігіляцію. Тож більшість електронів та антиелектронів мали анігілювати, утворюючи багато фотонів, і залишитися при цьому лише небагато електронів. Нейтрино та антинейтрино, однак, не анігілювали б, бо ці частинки взаємодіють між собою і з іншими частинками дуже слабко. Тож вони мають ще бути й у наші часи. Якщо б ми могли їх спостерегти, це була б хороша перевірка для такої картини дуже гарячої ранньої стадії Всесвіту. На жаль, їхня енергія сьогодні буде занизька, щоб ми могли їх побачити безпосередньо. Однак, якщо нейтрино не безмасові, а мають невеличку власну масу, як підказують деякі недавні експерименти, ми могли б виявити їх опосередковано: вони можуть бути формою «темної матерії», схожої на згадану раніше, з достатнім гравітаційним притяганням, щоб зупинити розширення Всесвіту і примусити його знову стискатися.

Приблизно через сто секунд після Великого вибуху температура впала до одного мільярда градусів, температури всередині найгарячіших зір. За такої температури протони та нейтрони більше не матимуть достатньо енергії, щоб подолати притягання сильної ядерної сили, і почнуть об’єднуватися разом, утворюючи ядра атомів дейтерію (важкого водню), що складається з одного протона і одного нейтрона. Потім ці ядра дейтерію об’єднаються з іншими