Книга: Большое космическое путешествие

Глава 15 Ранняя Вселенная

Глава 15

Ранняя Вселенная

Автор: Майкл Стросс

Сразу после Большого взрыва ранняя Вселенная была очень плотной и горячей, но она расширялась и остывала. Наши уравнения позволяют подробно просчитать ожидаемое состояние материи в ранней Вселенной. Это плодотворная область исследований для физиков, поскольку в данном случае требуется вычислять свойства материи при экстремально высоких значениях температуры и плотности. Более того, ядерные реакции, происходившие на том этапе, выразительно повлияли на частоту встречаемости химических элементов в современной Вселенной. Мы видим, что прогнозы встречаемости легких элементов, выстраиваемые на основе физики Большого взрыва, красиво согласуются с наблюдениями, и поэтому можно не сомневаться: мы действительно понимаем, что происходило в первые мгновения после Большого взрыва. Начнем с первой секунды. Вселенная невероятно горячая, ее температура достигает около 10¹⁰ К (10 миллиардов кельвинов!), а также невероятно густая по человеческим меркам – она в 450 000 раз плотнее воды. Галактик, звезд и планет пока не существует. На самом деле, при такой жаре не могут сформироваться ни атомы, ни молекулы, ни даже атомные ядра. На данном этапе Вселенная состояла в основном из электронов, позитронов, протонов, нейтронов, нейтрино и, разумеется, обильного излучения черного тела (то есть фотонов). Если, как считается сегодня, темная материя состоит из пока неоткрытых элементарных частиц, то логично ожидать, что на том этапе эти частицы в огромном количестве встречались во Вселенной.

Но через две с половиной минуты Вселенная остыла до температуры «всего» миллиард градусов. На тот момент фотонный спектр абсолютно черного тела достигал пиковых значений в области гамма-излучения. Миллион кельвинов – достаточно умеренная температура, при которой могут начаться реакции термоядерного синтеза, и при этих реакциях протоны смогут сливаться с нейтронами. Мы наблюдаем, что на Солнце в условиях высокой температуры и плотности протоны сливаются с образованием ядер гелия (см. главу 7). Уходят миллиарды лет, пока в недрах таких звезд, как Солнце, 10 % водорода превратится в гелий. В ранней Вселенной ядерные реакции протекали гораздо быстрее, поскольку там присутствовали свободные нейтроны и протоны. Протонно-протонные столкновения требуют высоких энергий, поскольку протоны положительно заряжены и отталкиваются друг от друга; из-за этого столкновения между ними редки. Нейтроны электрически нейтральны (так что протоны их не отталкивают), поэтому нейтронно-протонные слияния происходят чаще. При слиянии протонов с нейтронами происходит термоядерный синтез, это путь к образованию гелия. Таким образом удается пропустить медленные этапы солнечного термоядерного синтеза (протонно-протонные столкновения).

Протоны и нейтроны могут превращаться друг в друга. Нейтрон может сливаться с позитроном, в результате образуется протон и электронное антинейтрино, и наоборот. При слиянии нейтрона с электронным нейтрино получается протон и электрон, и наоборот. Нейтрон может распадаться, превращаясь в протон и испуская при этом электрон и электронное антинейтрино. При 10 миллиардах кельвинов (такова была температура Вселенной, когда ее возраст составлял 1 секунду) эти процессы уравновешиваются. Нейтроны чуть тяжелее протонов, то есть на их образование уходит немного больше энергии, и поэтому через секунду после Большого взрыва нейтронов было немного меньше, чем протонов. Но к моменту, когда Вселенная остывает до миллиарда кельвинов, продолжая при этом расширяться, баланс изменяется: все больше нейтронов превращается в более легкие протоны, и на каждый нейтрон приходится семь протонов. Когда температура составляет всего миллиард кельвинов, доступно уже не так много тепловой энергии для обеспечения (E = mc²) разности масс между протонами и нейтронами; следовательно, нейтроны начинают встречаться реже, чем протоны. На этом этапе Вселенная достаточно остыла, чтобы нейтрон мог столкнуться с протоном и образовать дейтрон (ядро тяжелого водорода, дейтерия), причем дейтрон не распадается сразу же после столкновения со следующей частицей. Затем дейтрон может участвовать в дальнейших ядерных реакциях и, добавив к своему составу еще один нейтрон и один протон, превратиться в ядро гелия (два протона и два нейтрона). Всего через несколько минут такого ядерного горения практически все нейтроны встраиваются в ядра гелия, и к этому моменту Вселенная становится достаточно прохладной и разреженной, чтобы такие ядерные реакции остановились.

Давайте посчитаем, сколько ядер гелия получится в результате. В каждом ядре гелия – два нейтрона. При соотношении «один нейтрон на семь протонов» на два нейтрона приходится 14 протонов. Два из этих протонов также включаются в ядро гелия, и остается 12 протонов. Таким образом, на каждые 12 протонов образуется одно ядро гелия (а отдельные протоны – это, естественно, ядра водорода). Спустя эти несколько минут Вселенная настолько остывает и истончается, что ядерные реакции в ней продолжаться не могут. Значит, после Большого взрыва образовалось значительное количество ядер гелия, а также следовые количества остаточных дейтронов (ядер дейтерия), ядер лития и бериллия (которые затем распадаются в ядра лития) и никаких более тяжелых элементов.

Эти базовые вычисления впервые выполнили в 1940-е годы Георгий Гамов и его студент Ральф Альфер. Они не удержались и в качестве соавтора статьи с описанием своих результатов упомянули Ганса Бете, так что получилось знаменитое «Альфер-Бете-Гамов» («?-?-?»). Показатель «одно ядро гелия на каждые 12 протонов» отлично согласуется с результатами экспериментов, восходящих к работе Сесилии Пейн-Гапошкиной, согласно которым звезды примерно на 90 % состоят из водорода и на 8 % из гелия[20] (см. главу 6). Следовательно, наши предположения о том, какие условия сложились во Вселенной всего через несколько минут после Большого взрыва, в целом объясняют, почему водород и гелий – два наиболее распространенных элемента и почему они встречаются именно в наблюдаемых пропорциях! Это ошеломительный успех модели Большого взрыва, убедительно обосновывающий, почему можно экстраполировать процесс расширения Вселенной вплоть до первых минут ее существования, когда температура достигала миллиарда кельвинов.

Первоначально Гамов и Альфер надеялись объяснить происхождение всех элементов на этапе Большого взрыва, но их расчеты показали, что ядерные реакции поддерживаются лишь на материале самых легких элементов. Все сравнительно тяжелые элементы (в том числе углерод, азот и кислород, из которых состоят наши тела, а также никель, железо и кремний, из которых в основном состоит Земля) появились позднее, при ядерных процессах, происходящих в недрах звезд, – эти процессы были описаны в главах 7 и 8. Фред Хойл, оппонент Гамова, надеялся продемонстрировать ровно противоположное: возможность синтеза как легких, так и тяжелых элементов в водородной звездной печи. В таком случае можно отвергнуть предположение, что на раннем этапе своей истории Вселенная была плотной и горячей, поэтому Хойл потратил значительную часть своей карьеры на поиск таких доказательств. Он во многом разработал наши современные представления о формировании тяжелых элементов в звездах. Но количество гелия, образующегося в звездах, несопоставимо с наблюдаемым изобилием гелия.

Тот факт, что сегодня во Вселенной встречается некоторое количество дейтерия, также отсылает нас к Большому взрыву. Дейтерий (в атоме которого один протон и один нейтрон) неустойчив и разрушается в ядрах звезд, превращаясь в гелий, но не образуется в звездах. Звезды не могут его синтезировать. Единственный известный нам способ изготовления дейтерия – Большой взрыв, и расчеты объемов дейтерия, возникших в первые минуты после Большого взрыва (одно ядро дейтерия примерно на 40 000 ядер водорода), отлично согласуются с наблюдаемым значением. Ядерное горение после Большого взрыва вдруг прекращается, когда Вселенная становится достаточно разреженной, и в ней остается небольшое остаточное количество дейтерия, который «не успел» превратиться в гелий. Неравновесная природа такого горения, связанная со стремительным изменением условий во Вселенной в то время, – это ключевой фактор, позволяющий понять, почему сегодня в природе есть следы дейтерия. Гамов это понял. Гамову наблюдаемое в космосе количество дейтерия казалось железной уликой, указывающей на факт Большого взрыва.

По мере расширения Вселенной растягивается само пространство и, соответственно, увеличивается и длина волны у фотонов, летящих в космосе. Это всего лишь феномен красного смещения, который мы уже обсуждали. Если космос расширяется, а мы наблюдаем далекую галактику, то видим, что долетающие от нее фотоны смещены в красную сторону спектра. Этот эффект мы можем интерпретировать как доплеровское смещение. Но мы с тем же успехом можем интерпретировать его как расширение самого пространства, как увеличение расстояния между нами и далекой галактикой и увеличение длины волны фотона, летящего от галактики до нас. Проведите волнистую линию по толстой резиновой полоске и растяните ее; в таком случае длина нарисованной вами волны увеличится. Обе интерпретации красного смещения эквивалентны: можно считать его доплеровским смещением от далекого объекта, удаляющегося от нас из-за расширения пространства, либо трактовать красное смещение как увеличение длины волны, связанное с расширением пространства. Фотоны из ранней Вселенной сохраняют свой спектр абсолютно черного тела (планковский спектр), но поскольку длина волны у них увеличивается из-за расширения пространства, температура фотонов падает. Гамов и его ученики Альфер и Герман описали Вселенную, которая началась с горячего Большого взрыва, а затем стала расширяться и постепенно остывать.

Эйнштейн, размышляя об общей природе Вселенной около 1917 года, предложил так называемый космологический принцип: «в больших масштабах в один и тот же момент времени, независимо от места наблюдения, Вселенная выглядит примерно одинаково». Если отойти на достаточное расстояние и оглядеть Вселенную в достаточно крупном масштабе, то вся материя в ней должна быть распределена равномерно. Один из аспектов гипотезы Эйнштейна мы уже обсудили: расширение Вселенной выглядит одинаково из любой галактики. Из этого мы сделали вывод, что у Вселенной нет центра. Аналогично, на бесконечной плоскости нет точки, которую можно было бы назвать «центр», и на искривленной поверхности сферы также нет точки, которую можно было бы обозначить «центр», поскольку все точки на поверхности сферы эквивалентны.

Разумеется, сегодня мы рассматриваем Вселенную, и она выглядит какой угодно, но только не однородной! Масса в нашей Солнечной системе сконцентрирована в планетах и Солнце. Звезды удалены друг от друга на огромные расстояния по сравнению с их размерами. Звезды группируются в галактики, между которыми – миллионы световых лет, а сами галактики группируются в скопления. Согласно космологическому принципу Эйнштейна, следует отойти еще дальше и рассмотреть Вселенную в масштабе тысяч галактик – и в таком случае она покажется нам примерно однородной. Наблюдения Хаббла продемонстрировали, что при подсчете галактик их количество в разных направлениях одинаково; действительно, в самых крупных масштабах Вселенная выглядит однородной.

Фред Хойл развил этот принцип еще на шаг: он утверждал, что Вселенная не просто однородна в пространстве, в какую бы сторону мы ни взглянули – она однородна и во времени. Прошлое должно выглядеть точно так, как и настоящее, решил Хойл. Законы физики со временем не меняются – почему же должна меняться Вселенная? Если воспринимать это утверждение буквально, то у Вселенной не должно быть начала, никакого Большого взрыва; Вселенная существовала всегда. Хойл назвал эту идею совершенный космологический принцип. Учитывая, что из-за расширения Вселенной расстояние между галактиками со временем увеличивается, Хойлу пришлось предположить, что в межгалактическом пространстве создается новая материя, которая, в конечном итоге, идет на образование новых галактик, – пожалуй, это безумная идея, но он считал ее не столь невероятной, как возникновение целой Вселенной из микроскопического объема с бесконечной температурой и плотностью, сопровождающееся к тому же возникновением времени.

Какая из этих картин верна? Продолжая исследовать прогнозы, сделанные в рамках модели Большого взрыва, и сравнивая их с наблюдениями, мы получаем эмпирические подтверждения теории Большого взрыва, и соответствие теоретических данных и наблюдений действительно очень убедительное.

Первый прогноз в модели Большого взрыва заключается в том, что Вселенная должна расширяться, – мы это и наблюдаем. Эта модель также позволяет оценить возраст Вселенной – 13,8 миллиарда лет, – что согласуется с чуть меньшим возрастом древнейших звезд, обнаруженных во Вселенной. Это бесспорный успех модели Большого взрыва: если бы мы нашли звезды возрастом в триллион лет, то вынуждены были бы признать, что модель Большого взрыва ошибочна. Действительно, в прошлом мы уже пережили подобный кризис: первая оценка постоянной Хаббла, сделанная еще самим Хабблом, составляла H₀ = 500 (км/c)/Мпк, и в таком случае время, истекшее с момента Большого взрыва (1/H₀), оценивалось всего в 2 миллиарда лет. К 1930-м годам по радиоизотопной датировке горных пород уже было ясно, что Земля старше. Ее возраст не согласовывался с моделью Большого взрыва: не могла же Земля быть старше самой Вселенной! Это несоответствие было аргументом в пользу модели Хойла, поскольку он считал Вселенную бесконечно старой и вечно расширяющейся, причем в межгалактическом пространстве в этой модели постоянно образовывались новые галактики. Расхождение удалось устранить в 1950-е и 1960-е годы, когда были гораздо точнее измерены расстояния до галактик. Величина постоянной Хаббла значительно уменьшилась, и число 1/H₀ стало согласовываться с возрастом древнейших звезд.

Мы также увидели, что, согласно модели Большого взрыва, на каждое ядро гелия во Вселенной должны приходиться 12 ядер водорода, а на каждое ядро дейтерия – 40 000 ядер обычного водорода, в точности как мы и наблюдаем. Все вполне могло быть иначе; до того, как окончательно оформилась научная спектроскопия, а Сесилия Пейн-Гапошкина и другие определили, что Солнце состоит в основном из водорода, люди практически не представляли себе, какова должна быть относительная распространенность элементов во Вселенной.

Давайте инвентаризируем элементы, существовавшие через несколько минут после Большого взрыва. В принципе, все свободные нейтроны к тому моменту уже оказались в ядрах гелия. Ядерное горение прекращается, поскольку Вселенная уже слишком холодная и разреженная, и в ней не могут возникать новые реакции. Вдобавок к этим ядрам гелия и следовым количествам дейтерия и лития у нас также есть протоны, электроны, нейтрино и фотоны – раньше были еще позитроны, но они аннигилировали с электронами, образовав дополнительные фотоны. Осталось ровно столько электронов, что они уравновешивают общий заряд всех протонов. По-прежнему очень жарко, а горячие объекты, как известно, излучают фотоны, поэтому окружающая среда также изобилует фотонами. Температура и плотность Вселенной продолжают падать, но состав Вселенной не меняется еще на протяжении около 380 000 лет.

В течение этого периода вся материя во Вселенной находится в состоянии плазмы (как в недрах звезд): атомные ядра и электроны не связаны, а движутся независимо друг от друга. Если протон ненадолго захватывает электрон и образуется нейтральный атом водорода, в него очень скоро попадает один из многочисленных высокоэнергетических фотонов, отрывающий электрон от протона. Более того, поскольку фотоны так активно взаимодействуют со свободными электронами (теми, которые не заключены в атомы), фотон не успевает улететь далеко, а почти сразу сталкивается с другим электроном и отскакивает от него (на научном языке говорят «рассеивается») в ином направлении. Я имею в виду, что Вселенная в те времена была непрозрачной; она немного напоминала густой туман, в котором почти ничего перед собой не видишь. Примерно аналогичные условия мы находим в недрах звезд: они непрозрачны, а энергия, выделяющаяся в ядре в виде фотонов, просачивается до поверхности звезды очень долго – фотон тратит на это около пары сотен тысяч лет.

Ситуация радикально изменилась, как только температура упала примерно до 3000 К, это произошло где-то через 380 000 лет после Большого взрыва. К этому моменту у фотонов уже не хватает энергии, чтобы ионизировать водород, электроны и протоны начинают объединяться в нейтральные атомы. Нейтральный водород не рассеивает фотоны с той активностью, какая характерна для отдельных свободных электронов, и Вселенная вдруг становится прозрачной: туман сгинул. Теперь фотоны могут двигаться по прямым траекториям.

Таким образом, мы, обитатели современной Вселенной, должны быть в состоянии увидеть эти фотоны, которые свободно льются на нас с тех самых пор, как Вселенная стала прозрачной, то есть спустя 380 000 лет после Большого взрыва. Если у Вселенной нет краев, то эти фотоны должны прилетать к нам со всех участков неба. То есть в какую бы точку неба мы ни взглянули, на определенном расстоянии от нас должны оказаться фотоны, излученные через 380 000 лет после Большого взрыва и долетающие до нас только сейчас.

Эти фотоны излучались газом, имевшим температуру 3000 К и, следовательно, должны обладать спектром абсолютно черного тела, соответствующим этой температуре. Пик такого излучения абсолютно черного тела приходится на волны с длиной около 1 микрона (10–6 м). Однако в данном случае нужно учесть и еще один важный аспект этой истории: ведь Вселенная расширяется! Поэтому излучение абсолютно черного тела, соответствующее температуре 3000 К, подверглось красному смещению. Со времен 380 000-летнего возраста Вселенная, которой уже 13,8 миллиарда лет, расширилась примерно в 1000 раз. Длина волны интересующего нас излучения увеличилась во столько же раз за счет расширения пространства. Соответственно теперь это тепловое излучение достигает пиковых значений при длине волны не 1 микрон, а 1 миллиметр. Если пиковая длина волны увеличилась в 1000 раз, то температура должна была уменьшиться во столько же раз. Таким образом, теперь мы должны наблюдать, что это тепловое излучение льется на нас со всего неба и имеет температуру около 3 К. Это излучение – след тех времен, когда Вселенная просуществовала всего 380 000 лет, 0,003 % от ее нынешнего возраста.

В 1948 году Альфер и Роберт Герман, еще один ученик Гамова, спрогнозировали, что Вселенная и сегодня должна быть наполнена этим тепловым излучением, сохранившимся со времен Большого взрыва, и вычислили, что на настоящий момент его температура должна была упасть до 5 К – это значение оказалось близким к истине.

Но к 1960-м годам прогноз Германа и Альфера в основном забыли, и Боб Дикке, Джим Пиблс, Дэйв Уилкинсон и Питер Ролл с физического факультета Принстонского университета схожим путем сформулировали такой же прогноз. Они сделали еще один шаг, осознав, что излучение абсолютно черного тела, достигающее пиковых значений при длине волны 1 миллиметр, можно обнаружить при помощи радиотелескопов и таких датчиков, которые разработал Дикке. (Таким образом, они собирались искать микроволны, короткие радиоволны, образующиеся, например, при работе микроволновой печи.) Они приступили к сборке микроволнового телескопа на крыше одного из зданий в принстонском кампусе, чтобы проверить, удастся ли зафиксировать тепловое излучение юной Вселенной, которое просто должно было сохраниться, если идея Большого взрыва верна.

Но в итоге их обставили. Шел 1964 год, самое начало космической эры, и компания Bell Laboratories начинала продумывать, как использовать искусственные спутники для дальнодействующей коммуникации. Двое научных сотрудников из Bell Laboratories, Арно Пензиас и Роберт Вильсон, исследовали, можно ли организовать спутниковую коммуникацию в микроволновом диапазоне, и пытались охарактеризовать космическое излучение, наблюдаемое на такой длине волн. Они пользовались большим радиотелескопом, установленным в кампусе Bell Laboratories в городе Холмдел, штат Нью-Джерси. Как же они удивились, обнаружив, что со всего неба льется микроволновое излучение – куда бы они ни направляли телескоп. Когда новость об этом дошла до Принстона, там поняли, что Пензиас и Вильсон открыли космический микроволновый фон – теоретически предсказанное реликтовое излучение (РИ). Две статьи – принстонская с этим прогнозом и статья Пензиаса и Вильсона с описанием открытия – были одна за другой опуликованы в майском номере The Astrophysical Journal за 1965 год.

Такие результаты позволили подтвердить наблюдениями еще один фундаментальный прогноз модели Большого взрыва. Когда Вселенной было 380 000 лет, РИ лилось из каждой ее точки – соответственно оно должно поступать сразу со всего неба и везде иметь одинаковую интенсивность. Действительно, это наблюдение напоминает нам, что Большой взрыв произошел сразу и везде, центра как такового у него не было, поэтому остаточное тепловое излучение Большого взрыва одинаково льется со всего неба. В 1967 году Пензиас и Вильсон опубликовали статью с описанием пределов изменчивости силы этого излучения по всему небу, предел составил несколько процентов. По мере того как совершенствовались технологии, измерения стали гораздо точнее, и ниже мы увидим, что это излучение отличается умопомрачительной однородностью: отклонения от него встречаются с частотой 1 к 10⁵.

В своей первой статье от 1948 года Альфер и Герман прогнозировали, что температура спектра абсолютно черного тела у РИ должна быть около 5 К. В исходной статье Пензиаса и Вильсона указана величина 3,5 К (позже уточненная до 2,725 К). Эта цифра была поразительно близка к исходной оценке Альфера и Германа. Открытие РИ убедило астрономическое сообщество в правильности модели Большого взрыва. К примеру, модель неизменной Вселенной, которую отстаивал Фред Хойл, не может естественным образом объяснить РИ, но РИ – прямое и неизбежное следствие модели Большого взрыва. Именно так и развивается наука. Ученые постоянно проверяют идеи на прочность, чтобы убедиться в их правильности. В 1978 году Пензиас и Вильсон за свое открытие были удостоены Нобелевской премии по физике.

В 1965 году научная карьера Пиблса и Уилкинсона только начиналась. После открытия РИ они решили посвятить себя космологии, изучению Вселенной в целом. Джим Пиблс стал одним из виднейших теоретиков, работающих в этой области. Дэйв Уилкинсон еще точнее измерил РИ, сначала при помощи наземных радиотелескопов, а затем – при помощи спутников, собиравших информацию прямо в космосе. (Должен упомянуть, что Уилкинсон – мой научный дедушка. Мой научный руководитель Марк Дэвис, под руководством которого я писал докторскую, защитил свою докторскую под руководством Дэйва Уилкинсона в 1974 году.)

Сначала Уилкинсон пытался ответить на такой вопрос: на самом ли деле РИ обладает спектром абсолютно черного тела? Он был одним из ведущих научных сотрудников, работавших над спутником NASA «Исследователь космического фонового излучения» (COBE), спроектированным для высокоточного измерения спектра РИ. Проект превосходно удался: спектр РИ, измеренный COBE, отлично совпал с формулой спектра абсолютно черного тела, с минимальными погрешностями. Этот эксперимент был назван «самым точным измерением спектра абсолютно черного тела в природе» (рис. 15.1).

Далее Уилкинсон взялся за следующий большой вопрос: насколько однородно РИ, то есть обладает ли оно одинаковой интенсивностью (или, что аналогично, одинаковой температурой) во всех направлениях? Космологический принцип, предполагающий, что в максимальных масштабах Вселенная должна быть очень однородной, влечет исключительную изотропность[21] РИ.

Рис. 15.1. Предварительные результаты измерения спектра реликтового излучения (РИ), полученные при помощи спутника COBE. Дэвид Уилкинсон продемонстрировал этот спектр на лекции, прочитанной в Принстоне в 1990 году, и зал взорвался аплодисментами. График поразительно точно совпадает с теоретической планковской кривой спектра абсолютно черного тела. (На схеме планковская кривая спектра абсолютно черного тела [непрерывная линия] отложена по линейным шкалам, а данные, демонстрирующие предел ошибки при наблюдениях, даны в виде квадратиков. Планковские спектры абсолютно черного тела, показанные в главах 4 и 5, построены в логарифмическом масштабе, поэтому выглядят немного иначе.) График из архива Ричарда Готта

Первые измерения Пензиаса и Вильсона позволяли лишь в самых общих чертах (в пределах нескольких процентов) сориентироваться, насколько оно изотропное, но к 1970-м годам Уилкинсон и другие открыли, что температура РИ не вполне одинакова по всем направлениям, а слегка варьируется в разных точках неба, изменяясь примерно на 0,006 К. Вскоре стало очевидно, в чем причина таких вариаций. Наряду с относительным движением галактик, связанным с общим расширением Вселенной, галактики могут двигаться и независимо, поскольку между ними существует взаимное гравитационное притяжение. Кроме того, само Солнце вращается вокруг центра нашей Галактики. Все эти движения сообщают Солнцу скорость около 300 км/c относительно основной массы материи во Вселенной, от которой исходит РИ. Поэтому в РИ возникает доплеровское смещение примерно на одну тысячную (поскольку 300 км/c – это 1/1000 скорости света). РИ имеет небольшое синее смещение в направлении нашего движения и небольшое красное смещение – в противоположном направлении, а его средние значения слегка варьируются, что мы и наблюдаем.

Здесь давайте сделаем паузу и еще раз озвучим, какие разнообразные варианты движения мы одновременно претерпеваем, пусть нам и кажется, что мы спокойно сидим на месте. Земля вращается вокруг своей оси; на североамериканских широтах скорость такого вращения составляет примерно 270 м/c. Земля вращается вокруг Солнца со скоростью 30 км/c. Солнце вращается вокруг центра Млечного Пути со скоростью 270 км/c, а Млечный Путь и галактика Андромеды летят навстречу друг другу со скоростью около 100 км/c. Наконец, обе эти галактики вместе движутся со скоростью почти 600 км/c относительно средней скорости всей материи в наблюдаемой части Вселенной. Сложив все эти различные разнонаправленные движения, получим, что Солнце движется относительно РИ со скоростью около 300 км/c. На самом деле, просто мурашки по коже, когда представляешь все это и понимаешь, что видишь перед собой доказательство слов Галилея, уточненных при помощи теорий Эйнштейна: важны именно относительные движения. Без сложных астрономических измерений нам кажется, что мы просто сидим на месте.

Из-за доплеровского смещения, связанного с нашим движением на фоне РИ, и возникает небольшая неоднородность РИ – отклонение в 1 часть на 1000, которое сегодня уже удалось наблюдать с высокой точностью. Вычитаем этот эффект.

Далее Уилкинсона интересовал следующий вопрос: есть ли на фоне РИ естественная рябь, присущая самому излучению, а не связанная с нашим движением? Если мы правильно понимаем Большой взрыв, то ответ должен быть утвердительным. Действительно, ранняя Вселенная не могла быть совершенно гладкой, без всяких неоднородностей. Совершенно однородная Вселенная расширялась бы равномерно, и в ней вообще ничего бы не образовалось: ни галактик, ни звезд, ни планет, ни людей, которые могли бы глядеть в небеса и задумываться, что все это значит. Тот факт, что мы живем во Вселенной, наполненной различными структурами, выдает отклонение от неоднородности – а значит, и ранняя Вселенная, и РИ не могли быть совершенно однородными.

Как во Вселенной оформились такие структуры? Рассмотрим регион ранней Вселенной, где плотность материи чуть выше, чем в соседних регионах. Этот регион также обладает чуть большей массой, поэтому он оказывает чуть более заметное гравитационное воздействие, чем материя вокруг него. К этому региону подтянется пролетавший мимо атом водорода или частица темной материи. Таким образом, плотность региона увеличится за счет окружающего пространства. Материя и далее будет стекаться в этот регион, его масса будет расти, и в гравитационном перетягивании материи он будет все эффективнее накапливать вещество. По мере развития этого процесса начинаются небольшие флуктуации в плотности материи, которые со временем растут, – в принципе, их достаточно, чтобы образовались все те тела, которые мы видим вокруг. Джим Пиблс в восхитительно лаконичной манере описывает такой процесс гравитационной неустойчивости: «Гравитация сосет!» – любит говорить он.

Учитывая степень структурированности Вселенной в настоящее время, а также физику тяготения, насколько сильны должны были быть флуктуации в ранней Вселенной (и, следовательно, наблюдаемая «рябь» РИ)? Это непростой расчет: история осложняется тем, что Вселенная расширяется, а материя в то же время продолжает скучиваться под действием гравитации. Также нужно понимать все составляющие материи, учитывать как темную материю, так и обычную, из которой состоят атомы. Выше мы упоминали, что, пока Вселенная была полностью ионизирована (в первые 380 тысяч лет после Большого взрыва), фотоны постоянно рассеивались, отскакивая от свободных электронов. Давление этих фотонов не позволяло, нарастать флуктуациям в распределении обычной материи (электронов и протонов). Если бы этим все и ограничивалось, то нарастание флуктуаций могло начаться лишь с того времени, когда Вселенная стала нейтральной, и неоднородности в РИ были бы выше, чем мы наблюдаем сегодня.

Однако в 1980-е годы Джим Пиблс понял, что темная материя помогает объяснить это несоответствие. Темная материя темная; она так называется, потому что не взаимодействует с фотонами, и, следовательно, флуктуации темной материи могут возрастать под действием тяготения того вещества, которое нечувствительно к давлению фотонов. После того как Вселенная становится нейтральной, обычная материя может сгруппироваться вокруг уплотнений темной материи, которые нарастали уже некоторое время. Итак, если темная материя существует, то отправной точкой могут стать меньшие флуктуации РИ, чем если бы в природе имелась лишь обычная материя. К 1980-м годам пределы флуктуаций РИ были обозначены так строго, что все модели, не учитывавшие темную материю, оказались отбракованы.

Итак, темная материя, присутствие которой угадывается по вращению галактик, нужна и для понимания РИ. Из чего состоит темная материя? Детальное сравнение распространенности гелия и особенно дейтерия с моделями процессов, протекавших в ранней Вселенной, показывает, что средняя плотность обычной материи (состоящей из протонов, нейтронов и электронов) составляет всего 4 ? 10^—31 грамма на кубический сантиметр. Это соответствует одному протону на четыре кубических метра! Да, нам напомнят о поистине бескрайних (и в основном пустых) просторах между звездами в галактиках и отдельными галактиками. Но измерения движения галактик, а также флуктуаций РИ (о которых я сейчас расскажу) показывают, что общая плотность материи во Вселенной примерно вшестеро выше. Разница возникает за счет темной материи, но мы приходим к выводу, что темная материя не может состоять из обычных протонов, нейтронов и электронов. Мы полагаем, что темная материя состоит из невидимых элементарных частиц неизвестного типа, которые еще только предстоит открыть и которые, предположительно, сформировались в условиях экстремальной температуры и давления, характерных для ранней Вселенной, – вместе с протонами, нейтронами и электронами. Существует ряд версий о том, что могут представлять собой эти частицы. Теория суперсимметрии прогнозирует, что у каждой наблюдаемой частицы должна быть суперсимметричная частица-партнер: фотино у фотона, селектрон у электрона, гравитино у гравитона и так далее. Поиск таких частиц продолжается на Большом адронном коллайдере. Если хотя бы одна из них будет открыта, тем самым подтвердится теория суперсимметрии. В 1982 году Джим Пиблс предположил, что темная материя состоит из слабо взаимодействующих массивных частиц (астрономы сокращенно называют их WIMP[22]), которые значительно тяжелее протона. Возможно, самый легкий суперсимметричный партнер известной частицы вот-вот найдется. В качестве такого кандидата Джордж Блюменталь, Хайнц Пейджелс и Джоэл Примак в 1982 году предложили гравитино. Эта частица должна быть самой легкой, так как, теоретически, более тяжелые частицы нестабильны; они распадаются на более легкие составляющие и надолго не сохраняются.

Согласно другой версии, темная материя может состоять из частиц, которые называются аксионами. На границе Франции и Швейцарии установлен Большой адронный коллайдер, где проводятся самые грандиозные эксперименты в физике частиц. Именно с ним связаны самые большие надежды по поиску и идентификации таких кандидатов. Но если большая часть массы Млечного Пути приходится на темную материю, то частицы темной материи должны повсюду нас окружать. Они должны прямо сейчас пронизывать ваше тело. Но, повторюсь, они темные, а значит, почти не взаимодействуют с обычной материей (только на уровне гравитации). Однако суперсимметричные и аксионные модели темной материи прогнозируют, что изредка частицы темной материи все-таки могут взаимодействовать с атомным ядром и вызывать реакцию, которую, возможно, удастся наблюдать. Сейчас ставятся эксперименты по постановке таких реакций. Это сложная игра: в одном таком эксперименте используется 100 кг жидкого ксенона, и ученые ждут вспышку, которая должна возникнуть, если частица темной материи отскочит от ядра ксенона. Такие эксперименты ставятся в глубоких шахтах, чтобы свести к минимуму помехи – взаимодействия с обычными частицами. Пока такие эксперименты еще не дали никаких подтверждений существования темной материи; их свойства только приближаются к тем пределам, начиная с которых должны работать модели, выстраиваемые в физике частиц. Поиск темной материи приводит нас на передний край физики частиц.

Если учесть присутствие темной материи, то в таком случае РИ должно быть изотропным, с флуктуациями не более 1: 100 000. Приборы для спутника COBE проектировались с расчетом именно на такой уровень чувствительности. Помню, как в 1992 году побывал на презентации Дэйва Уилкинсона, которую он проводил для принстонского астрономического сообщества и описывал спутниковые измерения. По его соображениям, в РИ должны были присутствовать флуктуации (согласно нашим представлением о том, как развивалась структура Вселенной в модели Большого взрыва), и они в конце концов были зарегистрированы этим спутником на уровне 1: 100 000, практически как и прогнозировали Пиблс и коллеги.

На тот момент Уилкинсон уже задумывался о спутнике нового поколения, приборы которого позволяли бы измерять такие флуктуации (или, на научном языке, анизотропию) с еще более высокой точностью. Уилкинсон собрал команду, в которую вошли многие ветераны, работавшие еще над COBE, и вместе они сконструировали Зонд для изучения анизотропии[23] космического микроволнового излучения (MAP). MAP был запущен в 2001 году и картировал небо в течение 9 лет.

К сожалению, в этот период Уилкинсон заболел раком. Он успел увидеть первые результаты работы спутника незадолго до кончины в сентябре 2002 года. В феврале 2003-го группа опубликовала результаты работы за первый год. В NASA решили переименовать спутник в память Уилкинсона; с тех пор он называется Зондом для изучения анизотропии космического микроволнового излучения им. Уилкинсона (WMAP).

На рис. 15.2 показана карта температурных флуктуаций микроволнового реликтового излучения, сделанная спутником WMAP после девятилетнего сбора данных (в 2010 году). На эллиптической карте охвачена вся небесная сфера. Северный галактический полюс находится сверху, южный – снизу, а галактический экватор, совпадающий с плоскостью Млечного Пути, проходит по горизонтали прямо в середине карты. Излучение межзвездной среды в Млечном Пути, а также отклонения «один случай на тысячу», связанные с нашим движением относительно РИ, на карте не учитываются.

На самом деле, перед нами снимок новорожденной Вселенной – именно так она выглядела на заре существования. Эти фотоны летели до нас на протяжении почти всех 13,8 миллиарда лет, вернее, на 380 тысяч лет меньше. Контрастность этой карты повышена, так чтобы самые яркие красные и синие пятна соответствовали флуктуациям в несколько раз выше ±0,001 %; более типичны значения около ±0,001 % (то есть одна часть на 100 тысяч).

Рис. 15.2. Карта космического микроволнового реликтового излучения, сделанная спутником WMAP в 2010 году, после девятилетнего сбора данных. Это карта всего неба, та же проекция, которая показана на рис. 11.1 и 12.2. Здесь не учитывается микроволновое излучение самого Млечного Пути, а также доплеровское смещение, связанное с движением Земли на фоне реликтового излучения. Красным цветом обозначены точки, где температура немного выше среднего, синим – точки, где температура немного ниже, а зеленым – области со средней температурой. Снимок предоставлен: спутник WMAP, NASA

На рис. 15.3 измеренная величина этих флуктуаций показана в зависимости от углового масштаба (обратите внимание на шкалу снизу). Эти измерения выполнены спутником следующего поколения под названием «Планк», запущенным Европейским космическим агентством, а также различными наземными телескопами.

Пиковые значения достигаются при угловом масштабе 1°, это типичный размер «бугорков», заметных на изображении с WMAP. На графике, к примеру, видно, что между 18-градусными пятнами прослеживаются меньшие вариации, чем между 1-градусными. Там, где планки погрешностей не видны, погрешности при наблюдениях меньше размера красных точек.

Гладкая кривая, проходящая через точки, – это результат расчетов «на кончике пера», основанных на теории Большого взрыва, с учетом воздействия темной материи, темной энергии и инфляции (о которой мы подробнее поговорим в главе 23). При больших угловых масштабах линия расширяется, охватывая теоретически ожидаемый разброс в спрогнозированных результатах. Соответствие между двумя графиками поразительное: эмпирические данные следуют теоретически рассчитанной кривой в пределах наблюдаемых ошибок. Модель Большого взрыва снискала и иной успех: она в подробностях прогнозирует природу исключительно тонких флуктуаций, наблюдаемых в РИ.

Рис. 15.3. Величина флуктуаций космического реликтового излучения как функция углового масштаба (точки) по сравнению с теоретическим прогнозом (кривая) от инженерной команды спутника «Планк», 2013. Величина вариаций космического реликтового излучения откладывается по вертикали как функция масштаба флуктуаций в градусах. Единицы по оси ординат – это микрокельвины в квадрате, отражающие отклонения от равномерной температуры 2,7325 К с частотой один раз на 100 тысяч. Волны на кривой обусловлены влиянием звуковых волн, рассекавших Вселенную до эпохи рекомбинации. Непрерывная линия, идущая через точки данных, – это теоретически спрогнозированная кривая, рассчитанная по модели Большого взрыва с учетом воздействия темной материи, темной энергии и инфляции (о которой мы подробнее поговорим в главе 23). Такое практически идеальное соответствие наблюдений и теории – завораживающее подтверждение правильности модели Большого взрыва. Данные, полученные со спутника NASA WMAP, позволяют сделать практически такой же вывод. Иллюстрация предоставлена ЕКА и коллаборацией «Планк»

После рекомбинации вещество начало концентрироваться в виде постоянно уплотняющихся сгустков, из которых образовались первые звезды и галактики. Но учитывая угловой размер структур, наблюдаемых в РИ, предполагается, что Вселенная должна отличаться значительной упорядоченностью и в более крупных масштабах, чем на уровне галактик, поперечник которых составляет всего лишь порядка 100 000 световых лет. То есть галактики не должны быть произвольно распределены в пространстве, они должны объединяться в более крупные структуры. Чтобы нанести на карту такие структуры, вновь обратимся к закону Хаббла. Как уже упоминалось, когда мы рассматриваем астрономические изображения, мы видим все объекты, словно они нарисованы на плоском куполе неба, абсолютно не воспринимаем перспективу и вполне можем не отличить близлежащую галактику от далекой. Но закон Хаббла позволяет нам заглянуть в третье измерение: измеряя красное смещение каждой галактики, мы можем определить расстояние до нее и проверить, как галактики распределены в пространстве.

С конца 1970-х годов астрономы всерьез принялись измерять красное смещение тысяч галактик и смогли построить трехмерную карту их расположения. В итоге было замечено, что галактики распределены в пространстве совсем не как попало: они образуют скопления (до 3 миллионов световых лет в поперечнике), в которых насчитываются тысячи галактик, а между скоплениями лежат пустынные области – войды – поперечником по 300 миллионов световых лет, где галактики практически отсутствуют. Действительно, такие первые карты заставили усомниться в космологическом принципе: на этих картах столь явственно прослеживалась структурность, что возникал вопрос: а есть ли вообще такой масштаб, при котором Вселенная выглядит однородной, или все более обширные обзоры неба будут выявлять все более крупные структуры? Проект «Слоановский цифровой обзор неба» разрабатывался, в том числе, и ради ответа на этот вопрос. Его телескоп специально предназначен для картографирования неба; сегодня он измерил красные смещения уже более чем у 2 миллионов галактик. На рис. 15.4 показана карта небольшой доли этих галактик, укладывающихся в четырехградусный сегмент, расположенный в экваториальной плоскости Земли. Если бы мы отобразили на этом графике все точки данных, то они легли бы так плотно, что вся сетка была бы покрыта сплошным слоем краски и никакой структуры не было бы видно.

Каждая из более чем 50 000 точек на этом рисунке соответствует галактике, в которой 100 миллиардов звезд. На секунду задумайтесь об этих числах и прочувствуйте всю их колоссальность.

Мы видим два больших сегмента круговой диаграммы; галактика Млечный Путь расположена в центре изображения. Пустые области слева и справа не охвачены обзором; эти регионы не просматриваются из-за пыли, рассеянной по Млечному Пути, и в них сложно вычленить далекие галактики.

Рис. 15.4. Распределение галактик в экваториальном сегменте по данным Слоановского цифрового обзора неба. Каждая точка – это галактика. На двух лепестках отображены галактики, попавшие в область обзора; два пустых региона не охвачены обзором. Радиус схемы – примерно 2,8 миллиарда световых лет. Иллюстрация предоставлена: J. Richard Gott, M. Juri?, Astrophysical Journal 624: 463–484

Радиус этого изображения равен 860 мегапарсеков – почти 3 миллиарда световых лет. На такой картинке даже скопления галактик кажутся маленькими; большинство галактик, по-видимому, расположены вдоль волокон – это галактические нити, протянувшиеся на сотни миллионов световых лет. Одно из особенно известных волокон было названо «Великая стена Слоана», оно расположено немного выше центра карты. Длина этой стены – 1,37 миллиарда световых лет. Но мы нигде не находим таких структур, которые бы простирались на целый сегмент обзора; таким образом, на величайших масштабах космологический принцип Эйнштейна соблюдается.

Обратите внимание: у краев карты плотность расположения галактик радикально снижается. Это не означает, что космологический принцип ошибочен: все дело в том, что галактики из этих областей наиболее удалены от нас, и поэтому они самые тусклые. Лишь малая доля таких далеких галактик обладает достаточной светимостью, чтобы в Слоановском цифровом обзоре неба удалось измерить их спектры и, таким образом, учесть их красные смещения на этой карте.

Если сравнить эту карту с картой РИ, полученной спутником WMAP, то даже с учетом гравитационной неустойчивости совсем не очевидно, как флуктуации порядка «один на 100 тысяч» могли привести к образованию такой Вселенной, невероятно структурированной на уровне распределения галактик, какую мы наблюдаем сегодня. Уравнения гравитационной неустойчивости (основанные на ньютоновском законе всемирного тяготения, но учитывающие дополнительные сложности, связанные с расширением Вселенной) можно решить приблизительно и убедиться, что числа в целом верны. Но чтобы посчитать как следует и понять, какое гравитационное воздействие оказывает каждая частица материи во Вселенной на каждую другую частицу, нужен большой компьютер. В качестве исходных данных берем распределение материи с небольшими флуктуациями на том уровне, который зафиксирован на карте РИ. Затем подключаем действие гравитации плюс эффект расширения Вселенной и моделируем на компьютере, как эта структура должна была развиваться в течение 13,8 миллиарда лет. Результирующее распределение галактик, которое дают такие компьютерные модели, демонстрирует такую же структурность, которую мы видим на картах: скопления, войды и волокна – точно таких размеров и с такой же контрастностью, как и при наблюдениях.

Разумеется, мы не рассчитываем, что компьютерные модели позволят в точности воспроизвести структуры, встречающиеся в современной Вселенной, – нет, это будут просто структуры с такими же статистическими свойствами. Как вы помните, та часть Вселенной, которую мы видим в форме РИ, очень далека от нас; мы не можем наблюдать, как из материи формируются ближайшие к нам галактики. Но мы действительно полагаем, что общие свойства (и в том числе флуктуации) материи, породившей РИ, статистически подобны свойствам материи, из которой образовались галактики, расположенные вокруг нас. В целом крупные компьютерные симуляции, основанные на модели Большого взрыва, удивительно успешно воспроизводят волокнистую паутиноподобную структуру, которую мы видим при наблюдениях.

Итак, вот он, окончательный триумф модели Большого взрыва. Мы исследовали прогнозы этой модели и сравнили их с наблюдениями всеми доступными способами. Мы логически заключили, что возраст Вселенной, 13,8 миллиарда лет, отлично согласуется с возрастом древнейших звезд (то есть Вселенная немного старше). Мы пришли к выводу, что ядра водорода и гелия сформировались в первые минуты после Большого взрыва в соотношении 12: 1, что в точности соответствует наблюдениям, а также смогли спрогнозировать количество образующегося при этом дейтерия, что также полностью согласуется с наблюдениями. Мы предсказали существование космического фонового микроволнового излучения и его различные свойства: температуру, спектр и невероятную равномерность; все это абсолютно согласуется с наблюдениями. Вероятно, наш самый впечатляющий успех – в следующем прогнозе: мы предсказали, что реликтовое излучение должно быть не совершенно изотропным, а содержать флуктуации масштаба примерно «один к ста тысячам», причем вариации излучения зависят от углового масштаба, который описывается сложной кривой. Измерения, сделанные со спутников WMAP и «Планк», также хорошо подтвердили этот прогноз. Наконец, компьютерные модели нарастания таких флуктуаций в условиях гравитационной неустойчивости демонстрируют, что в настоящее время Вселенная должна быть строго структурирована: галактики выстраиваются нитями длиной в сотни миллионов световых лет – именно такие нити мы видим на картах Слоановского цифрового обзора неба. Модель Большого взрыва уже давно не «просто теория»: она подтверждается обширной совокупностью эмпирических и количественных доказательств и блестяще проходит все испытания, при помощи которых мы пытаемся ее проверить.