Загрузка...


  • Инфляция
  • Проблемы горизонта и плоскостности
  • Расширяющаяся Вселенная
  • Возможные судьбы расширяющейся Вселенной
  • Космическое фоновое излучение
  • Кварки и антикварки
  • Темнота ночного неба
  • Нуклеосинтез
  • Темная материя
  • Глава 1

    Первичная эпоха

    — 50 < η < 5

    Сильнейший взрыв становится отправной точкой эволюционного путешествия Вселенной в будущее.

    До начала, за горизонтом:

    Царит хаос. Основная структура пространства-времени неистовствует. Вместо того чтобы проявлять привычные три измерения обычного пространства с естественным, однонаправленным течением времени, пространство-время напоминает взболтанную, беспорядочную и флуктуирующую пену, беспрерывно изменяющую свою геометрию каждые 10-43 секунды. Любое четкое разделение пространства и времени не имеет ни малейшего смысла в этом состоянии физической реальности с ультра высокими энергиями. Квантовая механика и гравитация вступили в космическую битву, исход которой будет иметь важные последствия для всей Вселенной.

    Из этой вероятностной пены извергаются горячие пузыри микроскопического пространства-времени. Большинству из них суждено расшириться, а затем пережить повторное сжатий, вернувшись в аморфную пену, за непостижимо короткие промежутки времени. Время от времени, при возникновении нужных условий, извергающийся участок пространства-времени переходит в состояние фантастически быстрого расширения. Последующий экспоненциальный рост настолько силен, что смежные точки пространства разбегаются друг от друга со скоростями, превышающими скорость света. Эта алогичная активность увеличивает размер расширяющегося участка на чрезвычайно большую величину за невероятно короткий промежуток времени.

    После этой стремительной эпохи сверхъяркого расширения раздутый участок пространства-времени простирается далеко за пределы исходной фоновой пены, вследствие чего полностью от нее отделяется. Однажды вступив на этот путь, вновь отделившийся участок может расширяться вечно, хотя и не так быстро. Этот участок разрастается до непостижимо огромных размеров за бесконечно долгие промежутки времени, которые ожидают его впереди. Так начинается длинный и мучительный путь новорожденной Вселенной к смерти.

    Важным достижением современной науки является создание теории возникновения Вселенной. Вселенная родилась во взрыве, который произошел в четко определенный момент времени, и расширилась, превратившись в нашу современную Вселенную. Благодаря появлению теории Большого взрыва, многие вопросы, связанные с рождением Вселенной, которые когда-то относили к области философии или метафизики, теперь получили четкие и подробные ответы. Момент творения поставили на прочную научную основу, освободили от пустых гипотез и во многих отношениях подтвердили с помощью экспериментов и наблюдений.

    Только представьте себе, как здорово было бы воочию увидеть начало времени. Если бы мы могли испытать эти первые определяющие мгновения, если бы мы могли наблюдать микроскопические события, происходящие с невероятной скоростью, что именно мы увидели бы? Возобновим же наше повествование с момента начала существования Вселенной. Сначала мы заметили бы, что Вселенная расширяется и остывает с фантастической скоростью. В первые 10-35 секунд или около того Вселенная расширяется настолько быстро, что смежные точки пространства разбегаются друг от друга с непостижимыми скоростями. В этот краткий промежуток алогичного поведения область Вселенной размером с маленькую точку () раздувается, становясь больше всей видимой современной Вселенной. Вскоре расширение замедляется до более разумных скоростей, не превышающих скорость света, но все же не прекращается.

    Кроме того, мы увидели бы, что ранняя Вселенная очень горяча и очень ярка. При таких громадных температурах, намного превышающих температуры центральных областей любой звезды, вещество очень сильно отличается от того, с которым мы привыкли иметь дело в повседневной жизни. На Земле обычное вещество состоит из атомов, каждый из которых образован несколькими электронами, вращающимися по орбите вокруг ядра, содержащего протоны и нейтроны. В исключительной жаре первых микросекунд температура слишком высока, чтобы могли существовать молекулы, атомы или ядра. Такой температуры не выдерживают даже протоны и нейтроны. Вселенная кишит таинственными элементарными частицами, которые носят название кварков.

    В обычных условиях мы полагаем, что вещество составляет все сущее во Вселенной. Сейчас, например, большая доля массы-энергии Вселенной содержится в веществе галактик и лишь очень малая ее часть рассеяна в межгалактическом пространстве. Однако в самые ранние мгновения истории, когда вещество было разбито на основные составляющие его частицы, Вселенная имела очень любопытный аспект. Частицы вещества составляли лишь крошечную долю общей плотности энергии Вселенной. Основная часть плотности энергии содержалась в фоновом излучении, и Вселенная напоминала чрезвычайно горячую печь — первичную домну.

    Излучение, существовавшее в самом начале, остается с нами по сей день. Оно образует море протонов, которое заполняет все космическое пространство и называется космическим фоновым излучением[2]. Сегодня это фоновое излучение содержит гораздо меньше энергии, чем в отдаленном прошлом. Его фактическая температура упала до холода в 2,7 градусов выше абсолютного нуля. Однако в самые первые мгновения это фоновое излучение было крайне ярким и горячим. Впоследствии из-за расширения Вселенной некогда сильный фоновый свет был растянут до миллиметровых микроволн. Домна прошлого превратилась в низкоэнергетическую микроволновку.

    Когда Вселенной всего одна микросекунда, мы погружены в необъятное море излучения с относительно малой примесью кварков и других частиц. Кварки состоят как из обычного вещества, так и из антивещества, с небольшим избытком первого. На каждые тридцать миллионов кварков, состоящих из антивещества, в запасе Вселенной имеется тридцать миллионов и один кварк, состоящих из вещества. По мере развития и охлаждения Вселенной кварки и антикварки аннигилируют друг с другом. По завершении этого процесса остается лишь крошечная доля избыточного вещества. Этот, на первый взгляд, незначительный остаток, в конечном итоге, образует все вещество, которое мы видим во Вселенной сегодня: галактики, звезды, планеты, тебя, читатель, и меня.

    По мере аннигиляции кварков и антикварков оставшиеся кварки начинают собираться в протоны и нейтроны. По прошествии примерно тридцати микросекунд свободных кварков уже не остается. В силу того что во Вселенной все еще безраздельно царит излучение (фотоны), а не материальные частицы, это изменение в реестре ее частиц вряд ли хоть сколько-нибудь ее беспокоит, и расширение неумолимо продолжается.

    Далее, по мере того как Вселенная продолжает остывать, протоны и нейтроны начинают сливаться, образуя ядра гелия и других легких элементов. Этот процесс начинается, когда Вселенной исполняется около одной секунды, и довольно резко прекращается через несколько минут. Большая часть существующего сегодня гелия образовалась в этой ранней вспышке ядерной активности. Более тяжелые ядра, например, углерода и кислорода — элементов, обеспечивающих сырье для жизни, — пока что образоваться не могут. Вселенная расширяется слишком быстро, чтобы большие ядра могли объединиться. Для этого у них слишком мало времени, да и плотность Вселенной недостаточно высока. Тяжелые элементы образуются гораздо позднее в плотных центрах звезд и во вспышках сверхновых, отмечающих гибель массивных звезд.

    После образования легких элементов содержимое Вселенной претерпевает значительные перемены. Это пополнение запасов реестра частиц — второе такое событие за первые несколько минут существования времени. Излучение продолжает господствовать во Вселенной, будучи основной ее составляющей. А расширение продолжается.

    Инфляция

    Как мы уже отмечали, в самые первые мгновения истории космоса Вселенная вступила в короткую, но напряженную фазу невероятно быстрого расширения. По окончании этого периода расширения, происходившего со скоростями, превышающими скорость света, размер Вселенной увеличился в огромное число раз: возможно, в миллион триллионов триллионов (1030). По завершении этой, хотя и короткой, но изменившей Вселенную, эпохи космос немного успокоился, перейдя в состояние более монотонного расширения. Как и почему произошла эта инфляция?

    Расширение Вселенной, распространенность легких элементов и существование поля космического фонового излучения объясняет традиционная теория Большого взрыва. Эта теория обладает еще одним преимуществом: она очень проста и изящна математически. Однако в своем первоначальном виде теория Большого взрыва не дает полного объяснения Вселенной. К счастью, многие из оставшихся свойств нашей Вселенной, а именно: ее большой размер, ее плоскостность и крайнюю однородность, — можно объяснить с помощью всего одной модификации. Эту дополнительную теорию, носящую название теории инфляции, выдвинул Алан Гус, который сейчас работает профессором в МТИ. Его плодотворный труд — The Inflationary Universe («Инфляционная Вселенная») — произвел переворот в космологических исследованиях.

    Процесс инфляции легко объясняет, почему наша Вселенная такая большая и такая однородная. Инфляция также приводит геометрию пространства-времени к той степени плоскостности, которую мы наблюдаем сегодня в космосе. Основная идея инфляции проста: в очень ранний момент своей истории размер Вселенной внезапно увеличился в огромное число раз. Чтобы эволюционировать во Вселенную, напоминающую нашу собственную, со свойствами, которые мы наблюдаем сегодня, первичная Вселенная должна была увеличиться, как минимум, в 1028 раз. Чтобы хоть как-то представить себе всю необъятность этого числа, вспомните, что размер современной видимой Вселенной составляет около 1028 сантиметров. Так что инфляция подобна раздуванию одной гальки до размеров всей нашей видимой Вселенной, или даже больше, за крошечную долю секунды. Такое крайне быстрое расширение происходит, если в общей плотности энергии Вселенной доминирует плотность энергии вакуума. Этот достаточно таинственный тип энергии обладает любопытным свойством отрицательного давления. Если в общей энергии Вселенной доминирует энергия вакуума, отрицательное давление будет стимулировать постоянное увеличение скорости расширения. Это ускоряющееся расширение может раздуть Вселенную в огромное количество раз, которое необходимо, чтобы объяснить ее свойства.

    На первый взгляд, концепция плотности энергии вакуума выглядит как терминологическое противоречие. Мы привыкли считать, что вакуум — это абсолютная пустота. Как же может нечто, будто бы пустое, вообще иметь энергию, не говоря уже о преобладании плотности этой энергии над всей остальной энергией Вселенной? На фундаментальном уровне вакуум должен подчиняться квантово-механическому описанию, а это означает, что на самом деле вакуум совсем не пуст. Вакуумом правит принцип неопределенности Гейзенберга, который назван в честь Вернера Гейзенберга, пионера квантовой механики. Эта фундаментальная концепция квантовой механики возникает из-за волновой природы физической реальности на малых расстояниях и приводит к возможности существования энергии вакуума.

    Рассмотрим, например, электрон. Принцип неопределенности Гейзенберга гласит, что невозможно одновременно измерить как импульс частицы, так и ее положение с произвольно высокой степенью точности. Поскольку нельзя точно измерить одновременно импульс и положение, неопределенности в значениях этих величин невозможно свести к минимуму в одно и то же время. Другими словами, сумма неопределенностей должна превышать некоторое число, обыкновенно обозначаемое h. Величина h — это фундаментальная постоянная природы, называемая постоянной Планка. Аналогичный закон гласит, что невозможно одновременно свести к минимуму неопределенность в измерении энергии и неопределенность в измерении времени. Из этого принципа неопределенности следует одна важная вещь: в природе закон сохранения энергии может нарушаться при условии, что сей криминальный акт несохранения происходит в течение достаточно короткого времени.

    Постоянная h почти исчезающе мала, если ее рассматривать с перспективы повседневной жизни. Наблюдая за машиной, едущей по улице, вы без проблем можете определить как ее положение, так и ее скорость. Внутренняя неопределенность, связанная с принципом Гейзенберга, никак не влияет на стремление к точности при обычных измерениях (порядка одного дюйма при определении положения машины и одной мили в час при определении скорости).

    Принцип неопределенности имеет важные следствия для концепции вакуума. С точки зрения квантовой механики, вакуум, в действительности, не может быть пустым. Вообразите область пространства, лишенную вещества, область, которую в обычных условиях мы сочли бы «пустой». Из-за принципа неопределенности это якобы пустое пространство заполнено частицами, которые рождаются и почти мгновенно умирают. Энергия, необходимая для образования таких частиц, берется из вакуума и быстро возвращается назад, после того как частицы аннигилируют друг с другом и вновь возвращаются в ничто. Эти частицы называют виртуальными, потому что у них нет реальной жизни. Время их жизни «взято взаймы», и они всегда аннигилируют сразу же после своего спонтанного появления из вакуума. Из-за спонтанного образования этих виртуальных частиц пространство, пустое во всех других отношениях, кишит этими призрачными объектами. И эти виртуальные частицы могут наделять вакуум реальной энергией, которой, в противном случае, он не имел бы. Таким образом, квантовое поведение естественным образом приводит к тому, что пустое пространство может обладать энергией.

    Однако вакуум может не только обладать плотностью энергии, но и достигать различных энергетических уровней. Чтобы в самые первые мгновения Вселенная пережила инфляцию, необходимо, чтобы вакуум находился в состоянии достаточно высокой энергии. Но эта энергия вакуума значительно больше, чем его энергетический уровень в современной Вселенной. В настоящий момент вакуум не играет преобладающей роли в динамике Вселенной; в противном случае Вселенная расширялась бы совсем не так, как сейчас. Таким образом, чтобы работал инфляционный сценарий развития Вселенной, плотность энергии ее вакуума должна быть невероятно большой в ранний период ее истории и очень малой (или нулевой) сейчас. Однако если в настоящее время энергия вакуума не равна нулю, это будет иметь поразительные следствия в будущем, что мы увидим позднее.

    В ранний период существования Вселенной, когда фоновая температура достаточно высока, вследствие чего сильные, слабые и электромагнитные взаимодействия едины, во Вселенной может преобладать плотность энергии вакуума. Когда имеет место такое господство вакуума, Вселенная входит в фазу инфляции и быстро расширяется. Если результирующая инфляционная фаза расширения длится достаточно долго, Вселенная может расшириться в магические 1028 раз — число, необходимое, чтобы создать нашу современную Вселенную, или даже много больше.

    Энергия вакуума может захватить господство во Вселенной различными способами. Многие теории частиц говорят о том, что в природе существуют так называемые скалярные поля. Эти квантово-механические поля в определенном смысле аналогичны электрическому потенциалу, порождающему гораздо более знакомую нам электрическую силу. Однако скалярные поля могут иметь действительно очень высокую энергию, значение которой намного превышает энергии, исследуемые в современных ускорителях частиц. В результате эти скалярные поля остаются чисто теоретическим построением, т. к. пока еще не придумали прямых экспериментов, которые могли бы подтвердить их существование. Потенциальные энергии скалярных полей могут сделать немыслимо большой вклад в энергию вакуума, настолько огромный, чтобы преобладать над плотностью энергии других областей Вселенной в очень ранние моменты времени. Например, при плотности энергии, связанной с великим объединением сил, в кубическом сантиметре вакуума содержалось бы больше энергии, чем во всей современной видимой Вселенной!

    Большое значение энергии, связанной с вакуумом, очень сильно влияет на расширение Вселенной. Как свидетельствует знаменитая формула Эйнштейна Е = mc2, энергия эквивалентна массе, значит, эти огромные энергии вакуума должны создавать соразмерно огромные гравитационные эффекты. Высокое значение энергии предполагает большое количество массы, которая стягивает вещество и, как правило, не ускоряет расширение, а замедляет его. Однако у энергии вакуума имеется одно любопытное свойство — отрицательное давление. Это отрицательное давление больше массы-энергии, вследствие чего его действие стимулирует расширение. И хотя обычно мы не задумываемся о том, что давление имеет гравитационный эффект, этого, тем не менее, требует общая теория относительности. Обычное положительное давление направлено наружу, тогда как его гравитационное действие — вовнутрь. Гравитация же отрицательного давления действует от центра к поверхности, но ведь именно такое поведение заставляет Вселенную расширяться с возрастающей скоростью. В итоге это колоссальное отрицательное давление за крошечную долю секунды раздувает Вселенную до чудовищных размеров. По мере завершения этого процесса инфляции космос приобретает присущие ему свойства плоскостности и однородности, которые мы наблюдаем сегодня.

    Проблемы горизонта и плоскостности

    Одно важное свойство нашей Вселенной состоит в том, что она выглядит одинаковой во всех направлениях. В частности, температура космического фонового излучения почти одинакова в различных направлениях на небе. Это излучение было испущено различными областями Вселенной, которые, должно быть, сообщались друг с другом, раз уж их температура одинакова. Причем это сообщение должно было происходить до того, как Вселенной исполнилось 300000 лет, когда в последний раз взаимодействовало это излучение. В отсутствие инфляции такие области не могут сообщаться друг с другом, и во Вселенной возникает проблема горизонта. Инфляционная Вселенная, как мы увидим, изящно обходит эту проблему.

    По мере расширения Вселенной одновременно происходят две вещи. Во-первых, расширяется сама Вселенная, что попросту означает, что пространство-время Вселенной увеличивается. Во-вторых, Вселенная становится старше, так что у световых сигналов появляется больше времени на распространение, вследствие чего в причинную связь могут вступить более обширные области Вселенной. Если какое-то событие, происходящее в некотором месте в определенный момент времени, может повлиять на отличную от него точку в пространстве и времени, то говорят, что эти два события находятся в причинной связности. Например, вы можете повлиять на события, которые произойдут через минуту в комнате, где вы читаете эту книгу: быть может, вы разведете костер и спалите эту комнату. Однако что бы вы ни сделали, это никак не повлияет на то, что в следующую минуту произойдет на Марсе. Марс расположен на расстоянии, превышающем одну световую минуту, а ни один сигнал, несущий информацию, не может передвигаться быстрее скорости света.

    В фазу, отличную от инфляции, Вселенная расширяется со скоростью, «не превышающей скорость света». С другой стороны, в силу того что действительный размер Вселенной определяется расстоянием, которое могут преодолеть световые сигналы, та часть Вселенной, которая может вступить в причинную связь, растет со скоростью света. Принимая во внимание совокупность этих результатов, можно сделать вывод, что Вселенная, содержащаяся в пределах горизонта причинной связности, со временем увеличивается. Другими словами, с течением времени к так называемой видимой Вселенной непрерывно добавляется новый материал. Временная шкала, по которой Вселенная таким образом изменяется, сейчас насчитывает миллиарды лет, что можно приблизительно сравнить с настоящим возрастом Вселенной. В итоге, несмотря на непрекращающийся рост Вселенной, такие изменения невозможно заметить за время жизни, отпущенное человеку.

    Теперь мы можем сформулировать проблему горизонта более точно. Наблюдая космическое фоновое излучение, мы, в действительности, смотрим в прошлое в то время, когда Вселенной было около 300 000 лет. Это была последняя эпоха, когда фоновое излучение могло взаимодействовать с веществом, и наблюдаемые нами сегодня фотоны фонового излучения свободно распространяются с тех самых пор. Таким образом, когда было испущено фоновое излучение, диаметр ограничиваемой скоростью света сферы, устанавливающей границу причинной связности, составлял всего 300000 световых лет. Поскольку Вселенная с того времени расширилась, в настоящую эпоху эти области достигли размера порядка трехсот миллионов световых лет. Однако, когда мы наблюдаем космическое фоновое излучение, глядя в небо в противоположных направлениях, мы изучаем выборочные области, разделенные размером всей видимой сегодня Вселенной — расстояниями, превышающими двадцать миллиардов световых лет. Эта величина много больше размера областей, которые могли вступать в причинную связь, и все же наблюдаемые температуры космического фонового излучения практически одинаковы: они отличаются лишь на сто тысячные доли. Из априорных соображений, не существует какой бы то ни было причины того, почему температуры областей, никоим образом не связанных друг с другом, должны быть настолько одинаковы. Эта дилемма и составляет проблему горизонта.

    Инфляция естественным образом разрешает эту проблему горизонта. Вообразите крошечную область Вселенной, которая находится в причинной связи с самой собой в момент, предшествующий началу инфляционного периода расширения. По определению, размер такой области должен быть меньше произведения скорости света и возраста Вселенной на тот момент. Теперь представим, что эта маленькая область увеличивает свой размер в безумно большое число раз. Если коэффициент роста достаточно велик, то вся видимая сегодня Вселенная может содержаться в пределах той причинно связанной области, с которой мы начали. При этом коэффициент роста должен равняться 1028 — тот же магический коэффициент, который мы встречали и раньше. Во Вселенной, переживающей инфляцию, размеры областей, которые уже вступали в причинную связь, областей с возможностью наличия одинаковых характеристик, гораздо больше, нежели размеры тех же областей во Вселенной, где инфляция отсутствует (см. рисунок 1).

    Рис. 1. На этом рисунке показан размер Вселенной в соответствии как со стандартной теорией Большого взрыва, так и с ее усовершенствованным вариантом, включающим инфляционную фазу расширения. Инфляционная модель помогает решить проблему горизонта, поскольку разрешает гораздо меньший размер Вселенной в отдаленном прошлом. Эта маленькая Вселенная в некоторый ранний момент истории могла находиться в причинной связи с самой собой и тем самым обеспечить крайнюю однородность, которую мы наблюдаем в нашей Вселенной сегодня


    Другая проблема, встающая перед космологией, в которой отсутствует инфляция, носит название проблемы плоскостности. В этом случае проблема состоит в следующем: мы видим, что пространственная геометрия пространства очень плоская, а это означает, что плотность Вселенной довольна близко к некоторому критическому значению. Плоская Вселенная имеет именно эту критическую плотность, и ей суждено расширяться вечно, но с постоянно уменьшающейся скоростью. Чтобы современная Вселенная обладала этим свойством, начальные условия расширения Вселенной должны были быть очень особенными, а следовательно, крайне маловероятно, чтобы они имели место быть.

    Расширяющаяся Вселенная может быть открытой, замкнутой или плоской, причем плоская Вселенная представляет собой промежуточный случай, когда Вселенная расширяется вечно, но крайне медленно. Когда мы выполняем измерения, чтобы определить количество вещества во Вселенной, мы находим, что наша Вселенная близка к плоской. Плотность Вселенной имеет критическое значение — значение плотности, которое должна иметь Вселенная, чтобы быть плоской, — с точностью до множителя два-три. Точнее, отношение Ω0 общей плотности энергии Вселенной к ее критическому значению, судя по всему, лежит в диапазоне 0,3 < Ω0 < 2, который включает и случай плоской Вселенной Ω0 = 1.

    Так в чем же здесь проблема? Сложность возникает из-за того, что отношение Ω, которое представляет собой меру того, насколько Вселенная далека от критического плоского случая, со временем изменяется. Если плотность Вселенной не достигает критического значения (что означает, что Ω < 1) в данный момент космологического времени, то расширение Вселенной побеждает в битве с гравитацией. С течением времени быстрое расширение делает Вселенную еще менее плотной, приводя к тому, что значение Ω становится еще меньше. Таким образом, если в некоторый данный момент времени значение плотности Вселенной ниже критического, через относительно короткое время значение Ω становится чрезвычайно малым, намного меньше критического значения, равного единице. Чтобы в настоящее время значение Ω находилось где-то вблизи единицы, в прошлом Вселенная должна иметь значение Ω чрезвычайно близкое к критическому единичному значению, но чуть-чуть его не достигающее. Если вернуться в самое начало, когда закладывались начальные условия для Вселенной, когда истекло менее 10-43 секунд, значение Ω должно было быть пугающе близким к единице, с невероятной точностью порядка одной из 1060. Сложно понять, почему во Вселенной должно было возникнуть такое невероятно точное значение плотности энергии, которое необходимо, чтобы сегодня Ω, имела значение, близкое к единице. Точно так же, если Вселенная будет иметь плотность, чуть превышающую критическое значение, гравитация выиграет сражение с расширением и отношение Ω быстро и намного превысит единицу.

    Однако космологическая проблема плоскостности также смягчается в том случае, если колоссальное инфляционное расширение Вселенной действительно имело место. Чтобы проиллюстрировать решение проблемы плоскостности, надуем шарик и рассмотрим его поверхность в качестве двумерной модели Вселенной. Поверхность шарика искривлена, и эта кривизна представляет собой кривизну пространства-времени. Если мы надуем шар до некоторого невероятно раздутого состояния, так что его радиус будет, скажем, в 1028 раз больше, то поверхность этого шара будет казаться куда более плоской. Если в начале мы возьмем обычный шарик, радиусом около десяти сантиметров, то конечный размер раздутого шара будет превышать размер всей видимой в настоящее время Вселенной. Точно так же, как поверхность шарика становится более плоской под действием колоссального расширения, так и кривизна пространства-времени выравнивается, когда Вселенная раздувается в огромное число раз (см. рисунок 2).

    Рис. 2. На этих четырех рисунках изображена поверхность сферы, причем ее кривизна представляет кривизну пространства-времени Вселенной. Радиус сферы возрастает в три раза на каждом последующем снимке. На первом рисунке изображена маленькая сферическая поверхность, кривизна которой хорошо заметна, тогда как поверхность на четвертом, и последнем, снимке трудно отличить от плоскостности. Расширение Вселенной во время инфляции разглаживает Вселенную аналогичным образом, а значит, разрешает проблему плоскости. Однако во время инфляции Вселенная увеличивается более чем в 1028 раз, что не идет ни в какое сравнение с ничтожным 27-кратным увеличением, изображенным здесь

    Расширяющаяся Вселенная

    В 1920-е годы Эдвин Хаббл с помощью стодюймового телескопа в Маунт-Вилсоновской обсерватории показал, что Вселенная расширяется. Это было эпохальное открытие. До прорыва Хаббла, который, фактически, являл собой продолжение чуть более ранней работы Весто Слифера, ученые, в большинстве своем, считали Вселенную статической и неизменной. Осознание того, что мы живем в расширяющейся Вселенной, значительно преобразовало наш взгляд на космос.

    Хаббл заметил, что от нашей Галактики — Млечного Пути — удаляются все галактики, кроме самых близких. Кроме того, Хаббл показал, что чем дальше находится галактика, тем быстрее она от нас удаляется. Сейчас это отношение между расстоянием и скоростью называется законом Хаббла и является естественным следствием расширяющейся Вселенной, рассматриваемой изнутри.

    Чтобы проиллюстрировать расширение по закону Хаббла, можно рассмотреть простую модель Вселенной. Представьте большой кекс с изюмом: пусть в этой модели изюминки будут галактиками. По мере расширения кекса, в процессе выпекания, каждая изюминка в кексе удаляется от всех остальных изюминок. Однако у Вселенной вообще нет краев; по крайней мере, нам таковые не известны. В результате Вселенную можно представить в виде гигантского кекса с изюмом, причем наша изюминка — Млечный Путь — находится на очень большом расстоянии от какого бы то ни было края.

    Расширение и эволюцию Вселенной описывает общая теория относительности Эйнштейна, вводящая в фундаментальное описание пространства-времени гравитацию. Когда для описания Вселенной в целом используется общая теория относительности, расширение космоса становится естественным ее следствием. Когда Эйнштейн осознал, что его теория предполагает расширяющуюся Вселенную, сначала он решил, что это предсказание неверно. Астрономы еще не наблюдали хаббловское расширение, и почти все тогда придерживались допотопных представлений о статической и неизменяющейся Вселенной. Эйнштейн зашел настолько далеко, что без надобности усложнил свою теорию, допустив статическую (нерасширяющуюся) Вселенную. Однако после открытия расширения космологи быстро поняли, что оригинальные, неизмененные уравнения Эйнштейна служат наилучшим описанием нашей непрерывно растущей Вселенной.

    Вселенная подчиняется базовой доктрине, называемой космологическим принципом. Это основной постулат, который систематизирует и упрощает возможное поведение космоса. Этот принцип утверждает, что Вселенная в целом одновременно однородна и изотропна. Однородной называется Вселенная, одинаковая во всех точках пространства; другими словами, Вселенная не имеет однозначно предпочтительных мест (см. правую часть рис. 3). Аналогично, изотропной называется Вселенная, которая выглядит одинаковой во всех направлениях; другими словами, Вселенная не выглядит другой, в каком бы направлении вы ни посмотрели из нашей Галактики (см. левую часть рис. 3). Космологический принцип — это естественное обобщение точки зрения Коперника. Коперник показал, что Земля, а следовательно и человечество, не имеет особого места в нашей Солнечной системе. В силу того что Вселенная однородна и изотропна, наша Галактика не занимает особого положения. В частности, мы живем совсем не в центре Вселенной.

    Рис. 3. Поскольку все четкие точки на этом объекте исходят из центральной точки, эта система (слева) изотропна, но не однородна. Центральная точка занимает особое место в системе. Однако в скоплении четких точек невозможно выделить предпочтительного направления или расположения. В силу того что ни один из нарисованных листочков не имеет особого местоположения, компоновка (справа) однородна. Однако у данного узора есть два предпочтительных направления, по которым стремятся расположиться листья и которые отражают основную геометрию данной компоновки. В присутствии этих предпочтительных направлений данная модель не может считаться изотропной


    Наша расширяющаяся Вселенная не бесконечно стара; напротив, ее возраст определен. Если в качестве отправной точки взять расширение Вселенной, видимой сегодня, и затем «обратить ход часов» для экстраполяции этого движения в прошлое, все вещество Вселенной достигает бесконечной плотности в определенный момент прошлого. Эта сингулярность и является Большим взрывом, определяющим начало времени. Отрезок времени, начинающийся в этой точке и заканчивающийся в настоящую эпоху, является современным возрастом Вселенной — порядка десяти миллиардов лет.

    Возможные судьбы расширяющейся Вселенной

    Расширяющаяся Вселенная имеет, по крайней мере, три возможные долгосрочные перспективы. Во-первых, если расширение, не ослабевая, продолжается вечно, то говорят, что Вселенная открыта. В противном случае, если Вселенной суждено, в конце концов, прекратить расширение и пережить повторное сжатие, то говорят, что она замкнута. Плоская Вселенная находится на границе между открытой и замкнутой. В плоской Вселенной расширение продолжается вечно, но его скорость постоянно уменьшается. Когда возраст Вселенной становится бесконечным, расширение постепенно замедляется, пока, наконец, не останавливается полностью.

    Долгосрочная судьба Вселенной в большой степени зависит от того, является она открытой, замкнутой или плоской. Это, в свою очередь, определяется плотностью энергии Вселенной. Наилучшие из имеющихся астрономических наблюдений свидетельствуют о том, что плотность энергии нашей Вселенной недостаточна, чтобы она была замкнутой, а потому космос будет расширяться вечно. Если мы на самом деле обитаем в открытой или плоской Вселенной, то она проживет достаточно долго, чтобы развернулся поразительный ряд эффектных событий. В замкнутой Вселенной число возможностей, напротив, значительно ограничено.

    На данном этапе три различных типа вселенных можно представить с помощью простой аналогии. Вообразите, что мы запускаем ракету с поверхности некоторой планеты. Ракета взмывает вверх с высокой начальной скоростью, после чего двигатель отключается. Что происходит? Ответ зависит от того, насколько быстро движется ракета, или, если посмотреть на эту проблему с другой стороны, от суммарной массы этой планеты и ракеты. Если ракета движется слишком медленно или масса планеты слишком велика, то ракета не сможет преодолеть гравитационное притяжение планеты и упадет на ее поверхность. Ракету и планету можно рассмотреть как закрытую физическую систему, в которой ракета и планета возвращаются друг к другу или переживают повторное сжатие. Такое же стечение обстоятельств возникает, когда мы бросаем бейсбольный мяч, который вновь падает на Землю. С другой стороны, если наша ракета движется с достаточной скоростью, она может преодолеть гравитационное притяжение планеты и продолжать двигаться вечно. Эта ситуация соответствует открытой физической системе типа открытой Вселенной, которая расширяется беспредельно.

    Как у Вселенной, так и у нашей простой системы, состоящей из планеты и ракеты, имеется важный промежуточный случай, который мы называем плоским. Ракету можно запустить с такой скоростью, которая придаст ей ровно столько энергии, сколько требуется, чтобы оторваться от планеты. По мере дальнейшего движения ракета продолжает замедляться, пока, в конце концов, не остановится совсем, достигнув некоторой точки в пространстве, бесконечно удаленной от рассматриваемой планеты. Безусловно, чтобы достигнуть этой точки, ракете понадобится бесконечное количество времени. Плоская Вселенная ведет себе качественно подобным образом. Все галактики разбегаются друг от друга, но с течением времени скорость их разбегания уменьшается. По мере того как Вселенная становится бесконечно старой, галактики приближаются к статическому состоянию — полной остановке.

    Несмотря на то, что данная модель удобна для сравнения открытой, плоской и замкнутой вселенных, одно важное отличие все же остается. Ракета и планета движутся в космическом пространстве так, как мы обычно представляем себе движение. Однако во Вселенной расширяется само пространство, галактики же, на самом деле, покоятся, если принимать во внимание местный масштаб. Ракета и планета образуют классическую систему, тогда как расширяющаяся Вселенная служит примером релятивистского пространства-времени.

    Космическое фоновое излучение

    Вся Вселенная заполнена морем фонового излучения. Если Вселенная расширяется, значит, раньше она должна была быть меньше, плотнее и горячее. При крайне высоких температурах частицы и излучение существуют в состоянии, напоминающем равновесное. В эти горячие плотные ранние фазы присутствовало большое количество излучения. По мере расширения и остывания Вселенной волны этого излучения растягиваются, его энергия уменьшается, и, в конечном итоге, оно вообще перестает взаимодействовать с веществом. Некоторая часть этого излучения сохраняется и сегодня свободно струится через пространство в виде микроволн. Несмотря на то, что это фоновое излучение уже не играет важной роли, его по-прежнему можно обнаружить. Оно служит несомненным признаком крайне высоких температур отдаленного прошлого.

    Это микроволновое фоновое излучение было открыто в 1965 году Арно Пензиасом и Робертом Вильсоном, работавшими в лабораториях корпорации «Белл». Пензиас и Вильсон самым тщательным образом исследовали фоновые источники статического — а другими словами, белого — шума и не ожидали, что небо окажется заполненным низкоэнергетическими микроволнами. Это открытие, сделанное по счастливой случайности, принесло ученым Нобелевскую премию по физике.

    Откуда нам известно, что этот слабый микроволновый фон на самом деле является «ископаемым» свидетельством Большого взрыва? Ведь излучение возникает и в ходе множества других физических процессов. Многих людей беспокоит излучение, испускаемое атомными электростанциями. Теле- и радиостанции непрерывно извергают в пространство низкоэнергетическое излучение. А в более крупном масштабе огромными объемами излучения Галактику ежеминутно «накачивают» звезды.

    В ранний период космической истории Вселенная была плотной и горячей. В этих условиях, которые значительно отличаются от редких и холодных межгалактических пустот современности, поле излучения, пронизывающее все пространство, достигало состояния термодинамического равновесия. Когда же достигается состояние равновесия, спектр излучения, т. е. количество энергии, излученное при конкретной длине волны, приближается к определенному виду, который носит название спектра абсолютно черного тела. Точно такое же спектральное распределение длин волн испускает любой абсолютно черный объект (т. е. непрозрачный и неотражающий) в состоянии теплового равновесия при определенной температуре. Каждый спектр излучения черного тела соответствует какой-то конкретной температуре. Например, спектр, очень близкий к спектру черного тела, испускает со своей поверхности, имеющей температуру, равную 5800 градусов Кельвина, Солнце. Фоновое излучение Вселенной тоже имеет определенную температуру. По мере того как Вселенная расширяется и остывает, эта характеристическая температура уменьшается, но распределение излучения сохраняет свой особый вид — спектр абсолютно черного тела.

    Космическое фоновое излучение, согласно современным измерениям, имеет температуру, равную 2,73 градусам Кельвина. Более того, спектр этого излучения совпадает со спектром абсолютно черного тела почти полностью — с точностью до одной десятитысячной. Наиболее точные измерения этого спектра произвел в 1980-х годах спутник СОВЕ (COsmic Background Explorer[3]) (см. рисунок 4). Этот результат служит весьма впечатляющим свидетельством в пользу теории Большого взрыва.

    Рис. 4. Спутник СОВЕ измерил спектр космического фонового излучения; каждый квадратик на данном рисунке соответствует отдельному измерению. Три приведенные кривые показывают зависимость интенсивности излучения черного тела от длины волны для трех различных температур. Обратите внимание, насколько близко измерения, выполненные СОВЕ, совпадают с кривой, изображающей излучение абсолютно черного тела при 2,73 градусах. Теория Большого взрыва предсказывает именно такой вид этой кривой


    Другое свойство наблюдаемого фонового излучения запечатлелось в пламенном прошлом ранней Вселенной. Космическое фоновое излучение выглядит одинаково во всех направлениях. Почти. Как описывалось выше, поле излучения имеет вид спектра черного тела и может быть охарактеризовано одним значением температуры. Причем эта температура во всех частях неба почти одинакова, с чрезвычайно высокой степенью точности. Этот результат согласуется с космологическим принципом, который гласит, что Вселенная однородна и изотропна.

    И все же крошечные колебания температуры космического фонового излучения были зарегистрированы. Амплитуды этих колебаний составляют всего порядка тридцати долей на миллион, и впервые спутник СОВЕ зарегистрировал их в 1992 году. Эти крошечные колебания имеют огромные последствия. Фоновое излучение в последний раз взаимодействовало с веществом, когда Вселенной было 300000 лет. Этот четко определенный поворотный момент, именуемый рекомбинацией, соответствует времени, когда температура Вселенной снизилась настолько, что электроны и ядра смогли объединиться в атомы. (С позиций логики, следовало бы говорить не о «рекомбинации», а о «первой комбинации» (первом объединении), потому что до этого момента электроны и ядра существовали только по отдельности.) До рекомбинации излучение и вещество во Вселенной сильно взаимодействовали друг с другом и были тесно связаны. Однако после появления атомов Вселенная внезапно стала прозрачной для фонового излучения. Колебания, наблюдаемые в температуре современного космического фона, являются отпечатком возмущений плотности вещества, которые имели место, когда излучение и вещество в последний раз вступили в контакт. Поскольку возмущения плотности вещества в конечном итоге разрослись в галактики и их скопления, колебания в микроволновом фоне характеризуют начальные условия образования галактик и крупномасштабных структур.

    Кварки и антикварки

    В первую микросекунду истории космоса материальное содержимое Вселенной существовало в виде кварков и их антиматериальных двойников, называемых антикварками. Эти, в некотором роде, таинственные частицы образуют более знакомые нам протоны и нейтроны, составляющие большую часть вещества, известного нам сегодня. Однако при высоких температурах вещество предпочитает существовать в виде свободных кварков, а не таких больших частиц, как протоны. Несмотря на то, что большинству первичных кварков суждено аннигилировать, некоторая их доля выживает, чтобы в конечном итоге образовать вещество современной Вселенной. Но задолго до появления протонов и нейтронов произошли микроскопические события огромной важности, которые сформировали будущее материальное содержание Вселенной.

    Сегодня наша Вселенная состоит, в основном, из вещества, а не из антивещества. Если вещество и антивещество поместить достаточно близко друг к другу, произойдет их взаимная аннигиляция, после которой останется сильная вспышка излучения. В ходе этого процесса, в сущности, вся масса преобразуется в энергию. Однако существуя на своей планете, мы никогда не наблюдаем такую аннигиляцию. Почему? Потому что Земля почти полностью состоит из одного только вещества, а антивещества в ней нет. То, что миссии NASA к Луне, а потом к Марсу, не завершились эффектными вспышками излучения, совершенно определенно указывает на то, что наша Солнечная система также состоит из вещества и практически не содержит антивещества. Наблюдая более крупные масштабы, типа Галактики и даже всей Вселенной, мы также приходим к выводу о присутствии вещества и выраженном отсутствии антивещества. По приблизительным оценкам, наша Вселенная содержит около 1078 протонов и нейтронов с относительно незначительной примесью антипротонов и других антиматериальных частиц.

    Однако, несмотря на эту крайнюю асимметрию, которая наблюдается в нашей Вселенной, законы физики не отдают предпочтение веществу перед антивеществом. Согласно этим базовым законам, которые бессчетное число раз проверялись в ходе лабораторных экспериментов, изначально вещество и антивещество находятся в равном положении. И все же во Вселенной существует дисбаланс. Ясно, что готовится что-то любопытное.

    Частицы, состоящие из обычного вещества, типа протонов и нейтронов, называются барионами. Частицы антивещества именуются антибарионами. Так что наша Вселенная выражает суммарное барионное число, определяемое как разность общего числа барионов и общего числа антибарионов. Чтобы космос достиг такого конечного результата, законы физики должны разрешать некий физический процесс, в ходе которого барионное число не сохраняется строгим образом. Существование этого процесса (нарушающего закон сохранения барионного числа) имеет глубокие последствия как для образования вещества в ранней Вселенной, так и для долгосрочной судьбы вещества в отдаленном будущем.

    Что касается последнего вопроса, неспособность законов физики обеспечить строгое сохранение барионного числа говорит о том, что протоны, нейтроны и все обычное вещество обречены. Если прождать достаточно долго, относительно слабый процесс, который нарушает закон сохранения барионного числа, в конце концов, непременно запустит механизм распада и разрушения всего обычного вещества. Однако из-за относительной неэффективности данного процесса эту часть истории можно отложить на довольно долгое время, возможно, триллион триллионов триллионов лет.

    В самые первые мгновения истории космоса, задолго до того как Вселенной исполнилась одна микросекунда, начали происходить физические процессы, в которых не сохраняется барионное число. При высоких температурах этой эпохи данные процессы, нарушающие закон сохранения барионного числа, гораздо более эффективны, чем при низких температурах современной Вселенной. Последующие микроскопические реакции производят в некоторых областях Вселенной суммарный избыток кварков и, возможно, избыток антикварков в других вселенных. По мере расширения и охлаждения нашей Вселенной эти реакции прекращаются и родственные популяции кварков и антикварков становятся неизменными. Космос успешно достигает состояния бариогенеза — производства суммарного избытка вещества над антивеществом.

    Предлагалось несколько различных моделей этого процесса, но они все еще находятся в процессе изучения. Несмотря на то, что это рассуждение несколько туманно, мы все же понимаем процесс бариогенеза хотя бы в общих чертах. Чтобы удержать механизм производства частиц от перехода на противоположное направление, в результате которого будут уничтожены избыточные кварки, эти реакции должны проходить в неравновесном состоянии, чтобы некоторые вновь образовавшиеся лишние кварки могли остаться нетронутыми. Расширение Вселенной облегчает неравновесный характер протекания реакций, обеспечивая постоянно изменяющееся фоновое состояние. Необходимо также и еще одно условие. Микроскопические реакции, образующие общее барионное число, в отличие от большинства процессов, задействующих элементарные частицы, не должны быть точно обратимы во времени. Эти реакции должны уметь чувствовать направление времени (или следовать ему), которое определяется расширяющейся Вселенной. Таким образом, чтобы образовался чистый избыток вещества, во Вселенной должны существовать реакции, нарушающие закон сохранения барионного числа, происходящие в неравновесном состоянии и необратимые во времени.

    Избыточное число барионов, образовавшееся таким образом, до смешного мало. На каждые тридцать миллионов существовавших антикварков во Вселенной содержалось тридцать миллионов и один кварк обычного вещества. Именно этот феноменально малый избыток — одна частица на тридцать миллионов — жизненно важен. По мере расширения и охлаждения Вселенной кварки и антикварки аннигилируют друг с другом. И только лишние кварки — те, которым не удается найти антиматериальную пару для аннигиляции, — остаются, чтобы в конечном итоге заполнить нашу Вселенную веществом.

    Когда Вселенная, наконец, становится достаточно прохладной, кварки объединяются в сложные частицы, называемые адронами; к ним относятся знакомые нам протоны и нейтроны. Этот фазовый переход происходит, когда Вселенная переживает температуру в один триллион градусов Кельвина и достигает плотности ядерного вещества, в один квадрильон раз превышающей плотность воды. Вот на этом фоне и рождаются протоны с нейтронами. Эти основные кирпичики, синтезированные в первую микросекунду истории, не только дожили до сегодняшнего дня, наступившего около десяти миллиардов лет спустя, но и будут жить еще долго-долго. Эти частицы проживут, как минимум, в десять миллиардов триллионов (1022) раз дольше современного возраста Вселенной, а возможно, даже еще дольше.

    Темнота ночного неба

    Конечный возраст, которым наделила Вселенную современная космология, разрешает одну классическую проблему: «Почему ночью небо темное?». Первым важность этого вопроса осознал, наверное, Иоганн Кеплер в 1600-е годы, хотя широкую известность эта проблема получила только в девятнадцатом веке, благодаря работе Г.В. Ольберса. В 1823 году Ольберс, немецкий астроном, представил труд, в котором впервые описал эту проблему, впоследствии получившую название парадокса Ольберса.

    На первый взгляд, ответ кажется очевидным: ну, конечно, ночное небо темное! Как-никак Солнце не освещает небо по ночам. Однако если поразмыслить чуть дольше, понимаешь, что все не так просто. Рассмотрим портрет Вселенной девятнадцатого века: статическая, бесконечная Вселенная, демонстрирующая обычное трехмерное пространство евклидовой геометрии. А теперь представьте, что вы смотрите на ночное небо. Следуя по линии зрения в любом направлении, рано или поздно, вы должны наткнуться на поверхность звезды. Но звезды ярко светят. Значит, ночное небо должно светиться от лучистой энергии, испускаемой поверхностью звезд, ярких, как Солнце.

    Можно подойти к этому вопросу и с другой стороны. В этой устаревшей модели Вселенной небо изобилует бесконечным количеством звезд. Чем дальше звезды находятся от Земли, тем более тусклыми они нам кажутся. Их излучение ослабевает обратно пропорционально квадрату расстояния (r2) между звездой и наблюдателем. Однако объем Вселенной, а следовательно, и общее количество звезд возрастает пропорционально кубу этого расстояния (г3). Даже несмотря на то, что с увеличением расстояния излучение звезд ослабевает, этот эффект компенсируется увеличением общего числа звезд. Если эта модель правильна, то ночное небо должно быть очень ярким.

    Теперь мы знаем, что эта старомодная парадигма, описывающая бесконечную статическую Вселенную, попросту говоря, ошибочна. Вселенная, на самом деле, имеет конечный возраст и совсем не евклидову геометрию пространства-времени. Поскольку пока что прошло всего десять миллиардов лет, мы можем наблюдать только те звезды, которые находятся на большом, но все же строго конечном расстоянии в десять миллиардов световых лет. Видимая Вселенная содержит большое, но конечное число звезд: около одной тысячи миллиардов миллиардов (1021). Эти звезды вносят свой вклад в видимую яркость ночного неба, которое светится очень слабо. И все же ночное небо значительно темнее, чем поверхность звезды.

    На темноту ночного неба влияет и расширение Вселенной. В силу того что пространство-время расширяется, удаленные звезды вносят меньший вклад в яркость неба, чем это предполагалось согласно предшествующему аргументу Евклида. Далекие звезды в удаленных галактиках уносятся от нас со скоростями, близкими к скорости света. Их свет, приходящий из самых отдаленных уголков видимой Вселенной, невероятно растягивается, вследствие чего снижается его интенсивность.

    Темнота ночного неба имеет глубочайшие следствия для развития и продолжительного существования жизни. Если бы Вселенная не имела конечного возраста и не расширялась, то ночное небо действительно сверкало бы как поверхность звезды. В таких условиях звездная эволюция претерпела бы радикальные изменения, а возникновение и развитие жизни на планетах было бы практически невозможно. Если бы нашу Солнечную систему переместили в такую гипотетическую яркую Вселенную, то Солнце и планеты внезапно оказались бы погруженными в тепловую ванну излучения, столь же горячую, сколь и поверхность звезды. Так как, в силу второго закона термодинамики, тепло должно распространяться из горячих областей в холодные, Солнце стало бы нагреваться, чтобы распространить свою энергию в пространство. Сами планеты прогрелись бы до температур звезд, а это тысячи градусов Кельвина, и постепенно были бы стерты мощным и безжалостным потоком фонового света.

    Наблюдаемая темнота ночного неба служит веским доказательством конечного возраста Вселенной. Это осознание воистину замечательно. И почти настолько же замечательно то, что этот важный ключ проглядели ученые, до двадцатого века занимавшиеся парадоксом Ольберса. Идея о статической и неизменной Вселенной прочно укоренилась в культуре. Простое и правильное решение этого парадокса оставалось непризнанным, пока Хаббл не открыл, что Вселенная расширяется, а Эйнштейн не создал теорию, которая допускала, и даже предсказывала, расширяющееся пространство-время.

    Нуклеосинтез

    Следующим важным достижением зарождающейся Вселенной было образование маленьких сложных ядер типа гелия, дейтерия и лития. Ядра этих легких элементов образовались в реакциях ядерного синтеза, произошедших в первые несколько минут времени. Более крупные ядра, включая углерод и кислород, дающие основу для жизни, образовались гораздо позднее в горячих недрах звезд (о чем рассказывается в следующих главах). Образование тяжелых элементов из более легких, называемое нуклеосинтезом, значительно изменяет материальное содержимое Вселенной.

    Энергия — это основная концепция, управляющая нуклеосинтезом — процессом ядерного синтеза. До этого момента более крупные ядра имеют меньшую массу-энергию покоя на частицу, чем составляющие их частицы по отдельности. Например, масса-энергия покоя ядра гелия, состоящего из двух протонов и двух нейтронов, меньше, чем суммарная масса-энергия покоя этих четырех частиц, существующих по отдельности. Этот дефицит массы-энергии ядра гелия должен иметь какое-то объяснение. В процессе реакции ядерного синтеза, в результате которой образуется ядро гелия, недостающая масса превращается в энергию и высвобождается в соответствии со знаменитой формулой Эйнштейна Е = mс2. Механизм ядерного синтеза лежит в основе водородных бомб, образования энергии в недрах Солнца и нуклеосинтеза в ранней Вселенной.

    Протоны и нейтроны, образующие ядро атома, удерживает вместе сильное взаимодействие, которое притягивает составляющие ядро частицы, но действует лишь на очень коротких расстояниях. На больших расстояниях сильнее оказывается электромагнитная сила, поскольку она действует в более широком диапазоне. Например, при взаимодействии протона с дейтроном (простое ядро, содержащее один протон и один нейтрон), электромагнитная сила является силой отталкивания и действует как преграда для ядерного синтеза, отталкивая взаимодействующие частицы друг от друга. Для успешного слияния протона и дейтрона они должны оказаться достаточно близко друг от друга, так чтобы сильное взаимодействие подавило электромагнитную силу. При достаточно высоких температурах эти частицы обладают достаточной кинетической энергией, чтобы добиться необходимой близости. Однако температура не должна быть слишком высокой; в противном случае только что синтезированные ядра разлетятся сразу же после возникновения. Необходимость соблюдать этот компромисс задает диапазон температур, при которых могут происходить реакции ядерного синтеза.

    Относительно рано в истории космоса, примерно через секунду после Большого взрыва, фоновая температура Вселенной упала до десяти миллиардов градусов Кельвина. С плотностью, в двести раз превышающей плотность воды, Вселенная оказалась достаточно прохладной, чтобы протоны и нейтроны начали сливаться, образуя атомные ядра легких элементов. Тогда было синтезировано огромное количество гелия с меньшими примесями дейтерия и лития. Ядерная деятельность продолжалась в течение достаточно короткого промежутка времени: около трех минут. В этот момент температура непрерывно расширяющейся Вселенной упала до одного миллиарда градусов Кельвина, а плотность стала превышать плотность воды всего в двадцать раз. Тогда ядерные реакции резко прекратились, и завершилась фаза нуклеосинтеза.

    Несмотря на то, что в результате нуклеосинтеза образовалась большая часть существующего сегодня гелия, синтез элементов не завершился полностью в это трехминутное окно. Большая часть Вселенной, около семидесяти пяти процентов ее массы, осталась «необработанной», в виде отдельных протонов (водорода). Скорость протекания ядерных реакций определяется температурой и плотностью Вселенной. По мере расширения и охлаждения Вселенной скорости протекания ядерных реакций быстро уменьшаются, и, в конечном итоге, эти реакции прекращаются вовсе. Почти не существует ядерных реакций, которые происходили бы при низких температурах, — обратите внимание на явное отсутствие ядерного синтеза при комнатной температуре. Таким образом, первичный нуклеосинтез был чем-то вроде космических гонок. Стартовый пистолет выстрелил, когда Вселенной исполнилось около секунды и температура сначала снизилась настолько, что позволила существование ядер. Начался процесс нуклеосинтеза и образования химических элементов. Гонки завершились приблизительно через три минуты (немногим меньше, чем потребовалось олимпийскому чемпиону, чтобы пробежать полтора километра), когда расширяющаяся Вселенная остыла настолько, что более не могла поддерживать реакции ядерного синтеза.

    Если бы нуклеосинтез в ранней Вселенной продолжался неопределенно долго, все протоны и нейтроны, в конце концов, превратились бы в железо. Но почему в железо, а не в более тяжелые ядра? Хотя энергия высвобождается при слиянии малых ядер для образования больших, ядра, тяжелее ядра железа, могут высвобождать энергию при расщеплении на более маленькие дочерние ядра. Таким образом расщепляется уран, который служит источником энергии для атомных электростанций и атомного оружия. Поскольку как в процессе синтеза ядер легких элементов, так и в ходе расщепления ядер тяжелых элементов высвобождается энергия, минимально возможной энергией должны обладать ядра, имеющие промежуточный размер. Таким, самым энергетически привилегированным ядром, является ядро железа.

    Как показано на рисунке 5, теория нуклеосинтеза делает важное предсказание. Количества элементов, образованных ранней Вселенной, зависят от общего количества обычного барионного вещества. Для того чтобы предсказанные количества легких элементов согласовались с реально наблюдаемыми значениями, общее количество барионов (протонов и нейтронов, составляющих ядра) во Вселенной должно находиться в достаточно узком диапазоне. Чтобы предсказания теории нуклеосинтеза не противоречили наблюдаемой действительности, число барионов должно находиться между двумя и восемью процентами общей плотности, необходимой для того, чтобы Вселенная была замкнутой. Если бы общее число барионов во Вселенной превышало восемь процентов от значения плотности замкнутой Вселенной, гелия в ранней Вселенной образовалось бы больше, чем мы видим сегодня. Аналогично, если бы барионов было менее двух процентов, то количество гелия было бы слишком низким. Поразительно, что узкий диапазон значений числа барионов может восстановить правильные количества гелия, дейтерия и лития.

    Рис. 5. На данном рисунке различные кривые изображают зависимость предсказанных количеств легких элементов гелия, дейтерия и лития, возникших в процессе нуклеосинтеза в первые несколько минут существования Вселенной, от общей массы обычного барионного вещества. Общая масса барионов записана в виде доли критической плотности, поэтому, чтобы Вселенная была замкнутой, необходимо значение, превышающее единицу. Поскольку разрешенные значения общей массы барионов гораздо меньше общей массы, наблюдаемой в нашей Вселенной, значит, должно присутствовать еще какое-то небарионное вещество[4]

    Темная материя

    Достаточно узкий разрешенный диапазон значения общего числа барионов имеет важные следствия для содержимого Вселенной. Барионным является вещество, образованное протонами и нейтронами; это вещество, с которым мы встречаемся постоянно: пылинки, люди, да и сама Земля. Теперь, если, согласно теории нуклеосинтеза, это обычное вещество составляет менее восьми процентов общей массы Вселенной (в случае плоской Вселенной), что составляет остальную массу? Ответ — темная материя. Роль этой экзотической субстанции становится все более важной по мере старения нашей Вселенной.

    Для оценки общего количества массы во Вселенной используются несколько независимых методов. Рассмотрим сначала массу, содержащуюся в звездах. Звезды представляют собой наиболее очевидный источник массы, причем их относительно легко обнаружить благодаря свету, который они испускают, даже те, которые находятся в отдаленных галактиках. Более того, свойства звезд достаточно хорошо изучены. Однако общая масса звезд во Вселенной, судя по всему, удивительно мала: менее одного процента от плотности замкнутой Вселенной. В свете наблюдений за звездами и теории нуклеосинтеза Вселенная должна содержать в барионах в два-восемь раз больше массы, чем наблюдается в обычных звездах. В результате некоторая доля барионного вещества во Вселенной должна существовать в темных формах, испускающих очень малое количество излучения. Другими словами, во Вселенной должна существовать некая темная барионная материя, кроме любой другой темной материи, образованной из более экзотического, небарионного, материала.

    Переходя на более крупные масштабы, мы можем оценить, какое количество массы существует в галактиках. Астрономы измеряют скорость, с которой звезды вращаются по орбитам вокруг центров других галактик. С помощью этих измеренных скоростей и законов гравитации мы можем оценить, сколько там содержится вещества. Чем больше измеренная орбитальная скорость, тем больше должна быть масса. Эта процедура расчета предполагает, что большая часть массы, содержащейся в галактиках, находится во внешних гало галактик и что эти гало содержат, вероятно, в сотни раз больше массы, чем сами звезды. Таким образом, общая масса гало галактик объясняет около десяти процентов плотности замкнутой Вселенной. Эта доля массы немного превышает ту, что теория нуклеосинтеза разрешает для барионной формы. В результате мы весьма склонны предположить, что некоторая доля этой массы в галактических гало существует не в виде обычного барионного вещества, а в некой более экзотической форме.

    С помощью астрономических наблюдений ученые также определили количество массы, распределенной в областях размером со скопления галактик. В этом случае мы измеряем, насколько быстро сами галактики вращаются по орбите вокруг центров скоплений. Помимо этого мы можем измерить, как искривляются лучи света, проходящие через эти скопления. Несмотря на некоторую присущую им неопределенность, эти измерения указывают на то, что в скоплениях галактик сосредоточено приблизительно тридцать процентов массы, необходимой для того, чтобы Вселенная была замкнутой. Это гигантское хранилище вещества в 4-15 раз тяжелее, чем общее количество барионного вещества, а следовательно, значительная доля вещества во Вселенной должна находиться в небарионной форме. Общая тенденция такова: чем большие объемы Вселенной мы «взвешиваем», тем сильнее темная материя дает почувствовать свое присутствие.

    Но что же тогда представляет собой эта темная материя? Несмотря на то, что однозначного ответа мы пока не знаем, у нас есть ряд свидетельств, которые наводят на мысль о том, что частицы темной материи должны подвергаться слабому взаимодействию. Другими словами, эти частицы чувствуют только гравитацию и слабое ядерное взаимодействие. Они не восприимчивы ни к сильному взаимодействию, ни к электромагнитной силе. Это требование, вкупе с фактом сохранения этих частиц до сегодняшнего дня, значительно ограничивает разрешенный диапазон масс для частиц темной материи.

    Массы этих частиц распадаются на две разные категории. Первая включает в себя частицы с массами, в 10-100 раз превышающими массу протона. Столь тяжелые частицы движутся относительно медленно, и их обычно называют холодной темной материей. Вторая возможная категория содержит более легкие частицы, масса которых примерно в миллиард раз меньше. Эти легкие частицы, которые при определении их количества обыкновенно имеют релятивистские скорости, называют горячей темной материей. В нашей Вселенной могут содержаться оба типа частиц темной материи, но измерить популяции этих частиц пока не получается. Однако есть надежда, что проводящиеся сейчас эксперименты прольют хоть какой-то свет на этот вопрос с темной материей.

    В настоящее время слабо взаимодействующие частицы темной материи воздействуют на Вселенную, главным образом, через свое гравитационное притяжение. Благодаря гравитации темная материя способствует образованию галактик и их скоплений и помогает направлять их современное движение. Вследствие того, что время, которое требуется темной материи для взаимодействия, превышает настоящий возраст Вселенной, сейчас эти частицы, в основном, инертны. Однако, как мы увидим, по мере дальнейшего старения Вселенной взаимодействия частиц темной материи начинают играть все более важную роль. В какой-то момент времени далекого будущего взаимодействия этих частиц станут основным источником энергии для всей Вселенной.


    Примечания:



    2

    В русской научной литературе чаще употребляется термин «реликтовое излучение». — Прим. перев.



    3

    Исследователь космического фона (англ). — Прим. перев.



    4

    Под обычным понимается гелий-4, т. к. именно он почти полностью преобладает во Вселенной. — Прим. перев.







     

    Главная | В избранное | Наш E-MAIL | Добавить материал | Нашёл ошибку | Наверх