Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса

Затем в процессе воссоединения протонов и нейтронов, называемом нейтронным захватом, образуются химические элементы. В результате этой реакции к смеси добавляются фотоны. Таким образом, протон и нейтрон соединяются, образуя дейтрон (ядро атома водорода с двумя нейтронами). Если добавить к нему еще один нейтрон, получится тритон (ядро водорода с тремя нейтронами). Тритон и протон или два дейтрона могут объединиться в ядро гелия, высвободив при этом большое количество энергии.

Попутно замечу, что попытки осуществить управляемый ядерный синтез основываются именно на этих реакциях, которые требуют более низких температур, нежели процессы, происходящие в недрах звезд. Но даже в этом случае температура невероятно высока, порядка 100 млн. градусов, и, несмотря на более чем 50 лет попыток, этот источник энергии все еще недоступен для нас.

Гамов и его коллеги полагали, что на ранних этапах жизни Вселенной в ходе серии ядерных реакций образовалась вся периодическая таблица химических элементов. Но, несмотря на все их усилия, выходило, что этот процесс не будет идти дальше. Если добавить нейтрон к ядру гелия, стабильного ядра из пяти нуклонов не образуется. Соединение двух ядер гелия также не дает в результате стабильного ядра из восьми нуклонов.

Как мы вскоре узнаем, позже Фред Хойл с коллегами смогли доказать, что более тяжелые ядра образуются в недрах звезд в процессе так называемого звездного нуклеосинтеза. Первым высказал догадку о существовании этого процесса Артур Эддингтон, его изучал также Ханс Бете. Когда выяснилось, что первичный нуклеосинтез Гамова не объясняет формирование всех элементов периодической таблицы, теорию Большого взрыва вновь стали воспринимать скептически.

Однако модель Альфера — Бете — Гамова, в которую внес вклад и Ральф Герман, имела другие последствия, описанные в примечательной работе Альфера и Германа, опубликованной в 1949 году. Скорость реакций, о которых идет речь, превышает скорость расширения Вселенной, заданной параметром Хаббла, Н, в степени, достаточной для того, чтобы в плазме взаимодействующих частиц установилось квазитепловое равновесие с медленно понижающейся температурой. По оценке Альфера и Германа температура Вселенной во время, «когда процессы нейтронного захвата стали иметь значение», достигала порядка 600 млн. градусов[14]

. Фотоны в то время входили в смесь частиц. Исходя из теории расширяющейся Вселенной, они рассчитали, что к настоящему времени эта температура должна опуститься до «порядка 5 К», то есть 5 Кельвинов^{169}.

Хоть и не совсем явно, Альфер и Герман высказали прогноз, который потряс весь мир: Вселенная должна быть наполнена тепловым излучением, то есть излучением, соответствующим спектру черного тела при 5 К, которое лежит в микроволновом диапазоне. Это касается только фотонов, которые, в отличие от материи, сохраняли состояние теплового равновесия по мере расширения Вселенной. Пик спектра излучения черного тела при температуре 5 К приходится на длину волны примерно 1 м. Для сравнения: пик оптического спектра Солнца (5000 К) приходится на длину волны 550 миллиардных метра.

Этот прогноз не вызвал никакого интереса у физиков и астрономов, вероятно, потому, что был тесно связан с механизмом первичного нуклеосинтеза, который мог объяснить появление только первых двух элементов таблицы Менделеева.

Кроме того, все еще стояла проблема парадокса возраста Вселенной. Поэтому о Большом взрыве снова забыли. Вопреки энтузиазму папы Пия XII за 10 лет, прошедших после 1953 года, была опубликована только одна работа по теории Большого взрыва^{170}. Ее место заняла модель вечной и неизменной Вселенной, привлекавшая куда больше внимания, чем следовало бы, возможно, из-за большого авторитета ее создателей.

Проблема стационарной модели

Как уже упоминалось, термин «Большой взрыв» был предложен Фредом Хойлом в 1948 году в интервью «Би-би-си» и был употреблен с иронией. В том же году Хойл^{171}

вместе с Германом Бонди и Томасом Голдом^{172} разработали альтернативную Большому взрыву теорию стационарной Вселенной. Первым космологию стационарного состояния предложил Джеймс Джинс в 1928 году^{173}. С помощью Маргарет и Джефри Бербиджей, а также Джайанта Нарликара Хойл продолжал продвигать стационарную модель даже после того, как эмпирических данных в пользу Большого взрыва накопилось в избытке^{174}.

Эти исследователи были твердо уверены, что Вселенная должна подчиняться так называемому идеальному космологическому принципу, который они трактовали таким образом, что Вселенная должна выглядеть одинаково везде и всегда, то есть в любом месте и в любое время. Нет не только особого участка пространства, который можно считать центром Вселенной, не существует и определенного момента времени, в который она появилась.