Все попытки от Ньютона до Эйнштейна создать теорию стационарного мира, как известно, не дали результата. Мир упорно не хотел быть устойчивым и неизменным. Самые важные свидетельства этому, полученные из наблюдений, – разбегание галактик (определяемое по красному смещению линий в их спектрах) и тепловое реликтовое излучение температурой Т = 2,7 К, регистрируемое как изотропный радиофон. Взаимное разбегание галактик – прямой результат образования Вселенной в Большом Взрыве (Big Bang), в котором она возникла 15 млрд лет назад, как считают, из состояния с бесконечной плотностью. Реликтовое излучение – это остывшее в результате расширения тепловое поле Взрыва, температура которого в начальный момент была также бесконечной. Нестационарная космология, пионерами которой были русские физики Александр Фридман и Георгий Гамов, основывается на постулате об однородном и изотропном распределении вещества. В самом простом представлении Вселенная, возникнув из точечной сингулярности, во все эпохи представляла собой расширяющийся шар вещества, состав которого изменялся в соответствии с уменьшающейся температурой излучения, находящегося в термодинамическом равновесии с веществом.
А.Фридман первым нашел три возможных варианта нестационарной космологии. В первом (модель открытой Вселенной) расширение продолжается неограниченно долго, что вызвано превышением энергии разлета вещества над энергией его взаимного притяжения. Второй (модель плоской Вселенной) представляет тот редкий случай, когда указанные виды энергий в точности совпадают. Тогда разлет вещества будет также продолжаться, с тем только отличием, что его скорость, уменьшаясь, стремится к нулю. Третий (модель замкнутой Вселенной) дает кардинально новое решение: расширение остановится на некотором предельном радиусе, после чего энергия сил притяжения, превышающая энергию кинетического разлета, заставит вещество сжиматься (галактики начнут сближаться, будет наблюдаться синее смещение линий) вплоть до возвращения в исходную сингулярность.
Г.Гамов дополнил фридмановские модели учетом первичного нагрева вещества, которое во всех вариантах обладает определенной температурной зависимостью. Его модель назвали моделью Горячей Вселенной, получившей веское подтверждение открытием теплового реликтового фона. Излучение доминировало на начальных этапах жизни Вселенной, определяя ее состав. Высокая температура первых трех минут Большого Взрыва благоприятствовала протеканию термоядерных реакций синтеза, в ходе которых из первичной смеси протонов и нейтронов образовались ядра дейтерия (тяжелого водорода), гелия и, в малом количестве, лития. До более тяже
Возникновение структуры
Когда излучение доминирует, вещество представляет собой плазму, состоящую из протон-антипротонных пар в первые микросекунды, электрон-позитронных пар через секунду и из электронов и протонов (с примесью дейтронов и ядер гелия) в течение миллиона лет. Излучение, активно взаимодействующее с заряженными частицами, ведет себя как вязкая среда, в которой гасятся все движения частиц, в том числе вызванные взаимным притяжением. Структурных образований в плазме не возникает.
Но вот прошел миллион лет и излучение остыло до 4000 К, что ниже потенциала ионизации водорода. Ничто не мешает теперь протонам и электронам объединяться, образуя нейтральный газ (рекомбинация), к которому остывшее излучение «теряет всякий интерес», проходя сквозь него без заметного взаимодействия. Вот тут-то гравитация и напоминает о себе, заставляя газ сжиматься. Гравитационная неустойчивость вещества – следствие действия одной только силы притяжения – приводит к формированию всех видимых структур: от астероидов до сверхскоплений галактик.
С чего начинался этот процесс в первоначально однородном газе? Какие структуры возникли первыми? Как они развивались и во что перешли за миллиарды лет? Прямых ответов на эти вопросы теория пока не дает. В соответствии с рядом предложенных моделей рост первичных структур был обусловлен гравитационной неустойчивостью, при этом «центрами конденсации» вещества служили случайные уплотнения (флуктуации) среды. Раз возникнув, они продолжали расти за счет новых порций притягиваемого вещества, становясь большими газовыми облаками. При этом были возможны флуктуации двух типов: изотермические и адиабатические. Первые, затрагивающие только газ, должны были порождать облака умеренных размеров, сравнимые с наблюдаемыми сейчас шаровыми звездными скоплениями. Чтобы образовать структуры типа галактик, таким облакам надо укрупняться, соединяясь при столкновениях. Как это происходило, не очень понятно.
Второй тип флуктуаций мог происходить одновременно в газе и излучении и должен был приводить к появлению облаков гигантских размеров и массы. Сталкиваясь, они сжимали газ в тонких слоях контакта, образно называемых блинами, где и возникали условия для образования будущих структур. Модель блинов развивала группа академика Я.Б.Зельдовича в 70-х гг. Открытие ячеистой структуры Вселенной во многих чертах подтверждает эту модель: стенки ячеек – это места первичных блинов, ребра ячеек – их пересечения, а войды – межблинное пространство, где не было требуемых условий роста структур. Конечно, расмотренные модели весьма условны.
Скорее всего, природа использовала флуктуации обоих типов, создавая разномасштабные структуры. Но даже качественное совпадение теории и наблюдений вселяет уверенность в то, что ячеистая структура Вселенной – не только наблюдательный, но и вполне объяснимый познавательный факт.
Проблема скрытой массы
Эту и без того непростую картину Вселенной еще больше усложнили две «горячие» проблемы. Первая, называемая проблемой скрытой массы (или темной материи), занимает ученых уже более 30 лет. Суть ее состоит в том, что не все вещество во Вселенной заключено в звездах, галактиках и их скоплениях, т.е. в объектах светящихся и потому легко наблюдаемых. Гораздо бо1льшая масса (по разным оценкам, от 5 до 10 раз) оказывается невидимой. Вещество-неведимку не разглядеть в телескопы, оно не «засвечивает» себя в разных длинах волн, но достаточно надежно обнаруживается через гравитационное взаимодействие с окружающим обычным веществом, влияя на его движение. Наблюдения показали, что скрытая масса существует практически во всех подструктурах – галактиках, скоплениях и сверхскоплениях.
Кто скрывается за маской темной материи, до сих пор не известно. Она может быть как обычным веществом, но находящимся в объектах очень слабой светимости (маломассивные звезды в коронах галактик, нейтронные звезды, холодные газовые облака), так и совершенно новым видом материи, не участвующим ни в каких взаимодействиях, кроме гравитационного. Кандидатов современная физика подбрасывает достаточно много: массивные нейтрино, новые частицы и другие диковинки, вышедшие из-под пера физиков-теоретиков. Раскрытие тайны невидимок, – пожалуй, одна из самых захватывающих задач современной физики и астрофизики.
Однако, кем бы ни была скрытая масса, совершенно ясно, что ее влияние на структуру и динамику Вселенной чрезвычайно велико. Ведь именно гравитация определяет лицо мира, его сегодняшнее поведение и будущее устройство. Воздействие темной материи, в 10 раз более сильное, чем всех видимых галактик и скоплений, необходимо точно знать и учитывать в космологических моделях.
Инфляционная эра
Вторая проблема – короткий, но чрезвычайно важный этап жизни Вселенной, получивший название инфляционной эры. Он самый начальный и настолько мимолетный – всего 10–32 с (!), – что, казалось бы, мог пройти незамеченным. Как бы не так. В это время только что возникшая Вселенная – крохотный пузырек размером меньше атома – стремительно раздувалась (inflation и есть раздувание), вырастая до астрономических размеров.
Необходимость введения инфляционной эры возникла у космологов тогда, когда они осознали невозможность объяснить некоторые парадоксальные свойства реликтового излучения, например, одинаковую температуру далеких друг от друга и потому причинно не связанных частей Вселенной (расстояние между которыми больше пути, проходимого светом за время жизни Вселенной). Разгадка проста: в начале инфляционной эры они-таки были причинно связанными и могли обмениваться сигналами, уравнивая свою температуру, а разошлись так далеко в результате стремительного раздувания.
Инфляционная эра – настоящий Клондайк современной астрофизики. Именно в этот крохотный промежуток времени возникла вся масса Вселенной – как пена на бесконечно глубокой потенциальной энергии вакуума, выделилась огромная энергия, нагревшая вещество до высокой температуры (сделавшая Вселенную горячей), и произошли распады тяжелых частиц, создавшие избыток вещества над антивеществом (протонов, нейтронов и электронов над антипротонами, антинейтронами и позитронами), в результате чего наша Вселенная и состоит только из вещества (после того как аннигилировали – взаимно уничтожились – равные количества частиц и античастиц). Понятен тот огромный интерес, который проявляют к этой «золотой жиле» физики-теоретики. Надо отметить также, что инфляционная эра – самая близкая к моменту Большого Взрыва. Кто знает, какие еще открытия и потрясения ожидают дотошных космоархеологов в этой «долине царей».
Выбор Вселенной
Вариантов космологических моделей много, а Вселенная одна. Значит, надо отобрать тот единственный вариант, который был реализован, и наконец понять, в каком Доме мы живем. Почти весь ХХ в. прошел под знаменем этой великой задачи – в поисках тестов выбора правильной модели и их проверок в наблюдениях. Но до сих пор результат остается неопределенным: Вселенная может быть любым из указанных Фридманом типов – открытой, плоской и замкнутой. Мы все еще не знаем в точности устройства, главных параметров и будущего поведения нашего мира. Будет ли Вселенная бесконечно расширяться, или когда-нибудь расширение сменится сжатием и она уйдет в начальную сингулярность? Разве можно спокойно жить, не зная ответа?
На самом деле все не так трагично. Наиболее умудренные космологи уже интуитивно получили ответ и считают, что, скорее всего, мы живем в плоской Вселенной, где средняя плотность вещества (видимого и скрытого) равняется критической, геометрия пространства евклидова и мир в целом не имеет кривизны. К этому их склоняют не только результаты анализа космологических тестов, но и соображения «эстетической красоты», которые так ценил Эйнштейн и которые помогли ему выбрать именно тот вариант теории тяготения (общую теорию относительности), который до сих пор считается лучшим, согласуясь со всеми результатами наблюдений.
Но в науке самый главный критерий истины все же не интуиция (даже самых выдающихся людей, которые тоже иногда ошибаются), а результаты опыта и точного анализа. Поэтому с прежним упорством наблюдатели, получающие в свое распоряжение все более изощренные приборы и методы анализа, продолжают поиски единственного варианта нашего вселенского Дома. На этом пути, кроме уточняющихся результатов старых тестов, появилась в последнее время совершенно новая возможность, связанная с подробными исследованиями температуры реликтового излучения.