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.

Далее, если общая масса расширяющейся Вселенной остается постоянной, то плотность Вселенной должна уменьшаться со временем. Поскольку, по мнению авторов стационарной модели, средняя массовая плотность Вселенной должна оставаться постоянной, иначе Вселенная выглядела бы иначе, все время должна создаваться новая однородная материя. Скорость ее формирования, однако, должна быть очень мала, всего 10^-43 г/см³?с.

Авторы понимали, что при этом нарушится закон сохранения энергии. Однако различные версии этой модели, предложенные в течение последующих лет, добавляли в нее поле с отрицательным давлением, обеспечивая тем самым соблюдение закона сохранения энергии. Ученые отметили, что это особое поле, по сути, равнозначно космологической постоянной. Положительная космологическая постоянная создает постоянное отрицательное давление расширяющегося газа, вследствие чего внутренняя энергия растет в полном соответствии с законом сохранения энергии. Энергия на создание новой массы берется из работы, совершаемой над системой ее собственным отрицательным давлением. Однако такая трактовка, похоже, не устроила сторонников стационарной модели^{175}.

В любом случае вскоре появилось множество экспериментальных данных, подтверждающих, что Вселенная в разное время выглядит немного по-разному. В 1950-х годах радиоастроном Мартин Райл из Кембриджа и его исследовательская группа, проведя дебаты (Хойл работал по соседству), доказали, что плотность астрономических радиоисточников, находящихся на больших расстояниях, а следовательно, в прошлом, была выше, чем сейчас. После открытия квазаров и некоторых других форм активных галактик, о которых мы поговорим в этой главе чуть позже, стало ясно, что в далеком прошлом они также были намного плотнее.

В 1974 году Райл разделил Нобелевскую премию по физике с коллегой по Кембриджу Энтони Хьюишем, чья студентка Джоселин Белл открыла первый пульсар (подробности чуть позже). Это была первая Нобелевская премия, присужденная за достижения в астрономии. Но не последняя.

Тот факт, что Вселенная за миллиарды лет изменила свой облик, указывал на ошибочность идеального космологического принципа в определении Хойла. Однако вместо того, чтобы утверждать, что Вселенная должна выглядеть одинаково в любом месте и времени, можно ввести космологический принцип, который служит той же цели, что и предложенный Хойлом, то есть распространению принципа Коперника с пространства на время. Нам просто нужно, чтобы модели, создаваемые учеными для описания Вселенной, можно было применять везде и всегда. Спектральные линии и другие базовые физические свойства квазаров — наиболее удаленных объектов, которые мы к тому же наблюдаем в их глубоком прошлом, — ничем не отличаются от тех, что можно наблюдать в современных лабораториях, подтверждая тем самым такой вариант космологического принципа.