Начало и конец вселенной

Эпоха адронов.

     Через 10(-23) с  Вселенная вступила в эпоху  адронов, или тяжелых частиц. Поскольку  адроны участвуют в сильных взаимодействиях, эту эпоху можно назвать эпохой сильных взаимодействий. Температура была достаточно высока для того, чтобы образовывались пары адронов: мезоны, протоны, нейтроны и т. п., а также их античастицы. Однако на заре этой эпохи температура была слишком высока, и тяжелые частицы не могли существовать в обычном виде; они присутствовали в виде своих составляющих — кварков. На данном этапе Вселенная почти полностью состояла из кварков и антикварков. Сейчас свободные кварки не наблюдаются. Из современных теорий следует, что они попали в «мешки» и не могут их покинуть. Однако некоторые ученые считают, что где-то еще должны остаться кварки, дошедшие до нас из тех далеких времен. Возможно, они столь же многочисленны, как атомы золота, но пока обнаружить их не удалось. В соответствии с этой теорией, после того как температура достаточно упала (примерно через 10(-6) с), кварки быстро собрались в «мешки». Такой процесс носит название кваркадронного перехода. В то время Вселенная состояла в основном из мезонов, нейтронов, протонов, их античастиц и фотонов; кроме того, могли присутствовать более тяжелые частицы и немного черных дыр. При этом на каждую частицу приходилась античастица, они при соударении аннигилировали, превращаясь в один или несколько фотонов. Фотоны же, в свою очередь, могли образовывать пары частиц, в результате чего Вселенная, пока пары рождались и аннигилировали примерно с одинаковой скоростью, пребывала в равновесном состоянии. Однако по мере расширения температура падала и рождалось все меньше и меньше пар тяжелых частиц. Постепенно число аннигиляции превысило число рождений, и в результате почти все тяжелые частицы исчезли. Если бы число частиц и античастиц было в точности одинаково, то они исчезли бы полностью. На самом деле это не так, и свидетельство тому — наше существование.

Наконец температура упала  настолько, что пары тяжелых частиц уже не могли рождаться. Энергии  хватало лишь для образования  легких частиц (лептонов). Вселенная  вступила в эпоху, когда в ней  содержались в основном лептоны и их античастицы.

Эпоха лептонов.

Примерно через сотую  долю секунды после Большого взрыва, когда температура упала до 100 миллиардов градусов, Вселенная вступила в эпоху лептонов. Теперь она походила на густой суп из излучения (фотонов) и лептонов (в основном электронов, позитронов, нейтрино и антинейтрино). Тогда также наблюдалось тепловое равновесие, при котором электрон-позитронные пары рождались и аннигилировали примерно с одинаковой скоростью. Но кроме того, во Вселенной находились оставшиеся от эпохи адронов в небольших количествах протоны и нейтроны — примерно по одному на миллиард фотонов. Однако в свободном состоянии нейтроны через 13 мин распадаются на протоны и электроны, т. е. происходил еще один важный процесс — распад нейтронов. Правда, температура в начале этой эпохи была еще достаточно высока для рождения нейтронов при соударении электронов с протонами, поэтому равновесие сохранялось. А вот когда температура упала до 30 миллиардов градусов, электронам уже не хватало энергии для образования нейтронов, поэтому они распадались в больших количествах.

Еще одно важное событие эпохи  лептонов — разделение и освобождение нейтрино. Нейтрино и антинейтрино образуются в реакциях с участием протонов и нейтронов. Когда температура была достаточно высока, все эти частицы были связаны между собой, а при понижении температуры ниже определенного критического значения произошло их разделение, и все частицы свободно разлетелись в пространство. По мере расширения Вселенной их температура падала до тех пор, пока не достигла значения около 2 К. До настоящего времени обнаружить эти частицы не удалось.

Эпоха излучения.

Через несколько секунд после  Большего взрыва, когда температура  составляла около 10 миллиардов градусов, Вселенная вступила в эпоху излучения. В начале этой эпохи было еще довольно много лептонов, но при понижении температуры до 3 миллиардов градусов (порогового значения для рождения пар лептонов) они быстро исчезли, испустив множество фотонов. В то время Вселенная состояла почти полностью из фотонов.

В эпоху излучения произошло  событие исключительной важности — в результате синтеза образовалось первое ядро. Это как раз то событие, которое пытался объяснить Гамов; о нем речь шла раньше. Примерно через три минуты после начала отсчета времени, при температуре около миллиарда градусов, Вселенная уже достаточно остыла для того, чтобы столкнувшиеся протон и нейтрон соединились, образовав ядро дейтерия (более тяжелой разновидности водорода). При соударении двух ядер дейтерия образовывались ядра гелия. Так за очень короткое время, примерно за 200 мин, около 25 % вещества Вселенной превратилось в гелий. Помимо того, превращение водорода в гелий происходит в недрах звезд, но там образуется лишь около 1 % всей массы гелия. В эту эпоху возникли также другие элементы: немного трития и лития, но более тяжелые ядра образоваться не могли. Поскольку все, о чем здесь шла речь, естественно, относится к области теории, читатель вправе усомниться: а так ли это в действительности? Видимо, да, ведь теория прекрасно согласуется с наблюдениями, поэтому ей можно доверять. Например, согласно этой теории гелий должен составлять около 25 % вещества во Вселенной, что подтверждается наблюдением.

Фоновое космическое излучение.

Вселенная продолжала расширяться  и охлаждаться в течение нескольких тысяч лет. Тогда она состояла в основном из излучения с примесью некоторых частиц (нейтронов, протонов, электронов, нейтрино и ядер простых  атомов). Это была довольно тоскливая  Вселенная, непрозрачная из-за густого светящегося тумана, и в ней почти ничего не происходило. Непрозрачность вызывалась равновесием между фотонами и веществом; при этом фотоны были как бы привязаны к веществу. Наконец, при температуре 3000 К в результате объединения электронов и протонов образовались атомы водорода, так что фотоны смогли оторваться от вещества. Как раньше нейтрино, так теперь фотоны отделились и унеслись в пространство.

Наверное, это напоминало чудо — густой туман внезапно рассеялся  и Вселенная стала прозрачной, хотя и ярко красной, так как температура  излучения была еще довольно высока (чуть ниже 3000 К). Но постепенно она падала — сначала до 1000 К, затем до 100 К и наконец достигла нынешнего значения 3 К.

Существование такого фонового излучения предсказал в 1948 году Г. Гамов, но в своих рассуждениях он допустил массу ошибок, как численных, так и смысловых. Несколько лет спустя его студент исправил эти ошибки и рассчитал, что температура фонового излучения сейчас должна быть около 5 К. Считалось, однако, что это излучение обнаружить не удастся, в частности, из-за света звезд. Вот почему прошло 17 лет, прежде чем фоновое излучение было зарегистрировано.

В начале 60-х годов компания «Белл телефон» построила в Холмделе, шт. Нью-Джерси, специальный радиотелескоп для приема микроволнового излучения. Он использовался для обеспечения связи со спутником «Телстар». Двое работавших на нем ученых, Арно Пензиас и Роберт Уилсон, решили также исследовать с его помощью микроволновое излучение нашей Галактики.

Однако до начала исследований им нужно было обнаружить и устранить  все возможные помехи как от самого телескопа, так и от окружающих наземных источников. Ученые решили поработать на волне 7,35 см, но вскоре обнаружили, что  на ней постоянно присутствует какой-то шум. Несмотря на все усилия, избавиться от него не удавалось, хотя вначале  исследователям казалось, что это не составит труда. Шум так мешал работе, что Пензиас и Уилсон решили проверить, не является ли его источником само небо, Как ни странно, но оказалось, что это так. Куда бы ученые не наводили телескоп, шум не исчезал.

Они и не подозревали о  том, что совсем рядом, в Принстонском университете, два физика, Роберт Дикке  и Джим Пиблз, обсуждали возможность  наличия во Вселенной излучения, дошедшего до нас с момента Большого взрыва. Пиблз рассчитал, что его температура должна быть около 5 К, и ученые обратились к своим коллегам П. Роллу и Д. Уилкинсону с просьбой попробовать обнаружить это излучение. Как видно, никто из них не слышал о предсказании Гамова, сделанном много лет назад.

Кривая излучения. Если фоновое  космическое излучение действительно дошло до нас от Большого взрыва, оно должно описываться такой же зависимостью

     Пензиас узнал  об идеях Дикке и позвонил  ему, чтобы сообщить о регистрации  «шума», — похоже, это как раз  то, что он ищет. Дикке приехал  в Холмдел, и вскоре стало  ясно, что помехи действительно  представляют собой искомое излучение. Ученые опубликовали полученные результаты, не упомянув ни Гамова, ни его студента. Когда Гамов познакомился с этой публикацией, он направил Дикке весьма сердитое письмо. Позднее Пензиас и Уилсон были удостоены за свое открытие Нобелевской премии.

Естественно, требовались  дополнительные доказательства того, что зарегистрированный шум представлял собой фоновое космическое излучение, ведь Пензиас и Уилсон получили на кривой излучения лишь одну точку при длине волны 7,35 см. Ранее мы видели, что любое нагретое тело излучает энергию, а кривая излучения (зависимость количества излучаемой энергии от длины волны) имеет строго определенный вид. Если какое-либо тело полностью поглощает падающую на него энергию излучения, то такая кривая носит название кривой излучения черного тела. При плавном переходе от больших длин волн к меньшим кривая поднимается вверх, проходит через пик и затем резко опускается вниз. Согласно расчетам, кривая, соответствующая фоновому космическому излучению, должна была бы иметь ту же форму, что и для черного тела.

Пензиас и Уилсон получили первую точку на кривой, а вскоре Ролл и Уилкинсон поставили вторую. Узнав об этом, другие ученые стали проводить дополнительные измерения на различных длинах волн. Была здесь, однако, одна трудность. Дело в том, что точки ложились по одну сторону пика, а важно было получить их и по другую сторону, чтобы убедиться, что кривая идет так, как нужно. Атмосфера не пропускает излучение таких длин волн, т. е. на Земле проделать эти измерения невозможно. Каково же было потрясение ученых, когда точка, полученная установленной на ракете аппаратурой, оказалась гораздо выше расчетной кривой. И каково же было их облегчение, когда выяснилось, что детектор случайно зарегистрировал тепловое излучение двигателя ракеты. Последующие измерения подтвердили, что за пиком действительно идет спад, как и следует из теории. Таким образом, с определенной долей уверенности можно утверждать, что это излучение дошло до нас от времен Большого взрыва.

В первом приближении получалось, что фоновое (или, как его еще  называют, реликтовое) излучение имеет  одинаковые характеристики во всех направлениях, т. е. изотропно. Но не опровергнут ли этот результат более точные измерения? Поставим и такой вопрос: а что если излучение анизотропно (различно в разных направлениях)? Немного поразмыслив, мы поймем, что если температура реликтового излучения выше в каком-то одном направлении, то, значит, мы движемся в направлении роста температуры. Это как с туманом, — если он густеет, значит, мы движемся в ту сторону, где он плотнее, и наоборот, — если он редеет, мы движемся в противоположную сторону. Первые измерения, выполненные в 1969 и 1971 годах, давали основания предполагать наличие анизотропии, поэтому две группы ученых, одна из Калифорнийского университета в Беркли, а другая из Принстона, решили провести детальные измерения за пределами атмосферы.

Группа исследователей из Беркли выполнила первые измерения в 1976 году при помощи самолета-шпиона У-2. И в самом деле, оказалось, что имеется небольшая анизотропия, по величине которой удалось установить, что мы движемся в направлении созвездия Льва со скоростью около 600 км/с. Позже выяснилось, что туда летит не только Солнечная система, но и вся наша Галактика, а также некоторые из соседних галактик.

Эпоха галактик.

После отрыва излучения от вещества Вселенная по-прежнему состояла из довольно однородной смеси частиц и излучения. В ней уже содержалось  вещество, из которого впоследствии образовались галактики, но пока его распределение  оставалось в основном равномерным. Известно, однако, что позже наступил этап неоднородности, иначе сейчас не было бы галактик. Но откуда же взялись флуктуации, приведшие к появлению галактик?

Астрономы полагают, что они  проявились очень рано, практически  сразу же после Большого взрыва. Что их вызвало? Точно неизвестно и, может быть, никогда не будет известно наверняка, но они каким-то образом появились практически в самый первый момент. Возможно, поначалу они были довольно велики, а затем сгладились, а может быть, наоборот, увеличивались с течением времени. Известно, однако, что по окончании эпохи излучения эти флуктуации стали расти. С течением времени они разорвали облака частиц на отдельные части. Эти гигантские клубы вещества расширялись вместе с Вселенной, но постепенно стали отставать. Затем под действием взаимного притяжения частиц начало происходить их уплотнение. Большинство этих образований поначалу медленно вращалось, и по мере уплотнения скорость их вращения возрастала.

Турбулентность в каждом из фрагментов была весьма значительна, и облако дробилось еще больше, до тех пор, пока не остались области  размером со звезду. Они уплотнялись и образовывали так называемые протозвезды (облако в целом называется протогалактикой). Затем стали загораться звезды и галактики приобрели свой нынешний вид.

Эта картина довольно правдоподобна, но все же остается ряд нерешенных проблем. Как, например, выглядели ранние формы галактик (их обычно называют первичными галактиками)? Так как пока ни одна из них не наблюдалась, сравнивать теоретические построения не с чем.

Есть и другие трудности. Задумаемся над тем, что мы видим, вглядываясь в глубины космоса. Ясно, что при этом мы заглядываем  в прошлое. Почему? Да потому, что скорость света не бесконечна, а имеет предел; для того чтобы дойти до нас от удаленного объекта, свету требуется некоторое время. Например, галактику, находящуюся от нас на расстоянии 10 миллионов световых лет, мы видим такой какой она была 10 миллионов лет назад; галактику на расстоянии 3 миллиарда световых лет мы наблюдаем отстоящей от нас во времени на 3 миллиарда лет. Всматриваясь еще дальше, мы видим все более тусклые галактики, и наконец они становятся вовсе не видны — за определенной границей можно наблюдать только так называемые радиогалактики, которые, похоже, во многих случаях находятся в состоянии взрыва. За этой границей расположены особенно странные галактики — мощные источники радиоизлучения с чрезвычайно плотными ядрами.