Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса - Уоллер Уильям
Космологи благосклонны к этому инфляционному сценарию, поскольку он решает ряд проблем, связанных с теорией Большого взрыва. Во-первых, он резко раздувает наблюдаемый космос, так что можно спорить о том, какой пространственной кривизной он обладал до этого момента, и так решается проблема плоскостности. Во-вторых, этот сценарий гарантирует, что все направления в наблюдаемом космосе имеют одинаковую структуру, и тем самым мы избавляемся от проблем, связанных с изотропией и однородностью. Более того, он предсказывает, что квантовые флуктуации, происходившие в течение этой эпохи, могли перерасти в акустическую запись флуктуаций плотности и температуры, проявленную в космическом микроволновом фоне. На момент написания этой книги астрономы искали в нем другие указания, способные еще яснее свидетельствовать об эпохе инфляции, но решающего довода они пока не получили. И если это произойдет, то авторы теории, скорее всего, заслужат Нобелевскую премию.
Эпоха частиц
Время ≈ 10–12 с, температура ≈ 1015 К
До этой эпохи элементарные частицы и их античастицы были вовлечены в экзистенциальный танец созидания и взаимного уничтожения. Но как только Вселенная достаточно расширилась и остыла, смогли появиться стабильные частицы. Эпоха частиц началась с адронной эпохи, когда кварки связывались в протоны, нейтроны и мезоны. Каждый протон и нейтрон состоит из трех кварков, каждый мезон — из двух, а глюоны удерживают их вместе. В то же время объединенное «электрослабое» взаимодействие раздвоилось на электромагнитное и слабое, что еще больше способствовало возникновению из хаоса W- и Z-бозонов. А очень незначительное превышение доли вещества по сравнению с антивеществом (около 1 части на миллиард) в конечном счете привело к возникновению нашей сегодняшней материальной Вселенной.
Стабилизация частиц продолжалась и в следующую эпоху, названную лептонной (время ≈ 10–4 с, температура ≈ 1011 К), когда на свободу из «трясины» вырвались электроны, нейтрино и другие относительно легкие частицы. Этот важный период подошел к концу примерно через секунду после Большого взрыва.
Эпоха первичного нуклеосинтеза
Время ≈ 102 с, температура ≈ 109 К
Как только расширяющаяся Вселенная остыла до температуры в миллиард кельвинов, ее протоны и нейтроны начали соединяться в различные атомные ядра. К ним относились стабильные ядра дейтерия (1 протон + 1 нейтрон), гелия-3 (2 протона + + 1 нейтрон), гелия-4 (2 протона + 2 нейтрона) и лития-7 (3 протона + 4 нейтрона). Этот период нуклеосинтеза длился около 20 минут, после чего все свободные нейтроны распались обратно на протоны и электроны, тем самым прекратив дальнейшие реакции. Одно из величайших достижений теории Большого взрыва состоит в том, что она точно предсказывает относительную распространенность этих атомных ядер, возникших за отведенное время. Еще до того, как звезды стали создавать свои собственные элементы, ранняя Вселенная уже содержала 75 % водорода-1
(атомное ядро которого состоит из одного протона), около 25 % гелия-4, 0,01 % дейтерия и гелия-3 и ультрамалое количество (порядка 10–10) лития-7.
Эпоха вещества
Время ≈ 1011 с — 104 лет, температура ≈ 105 К
До этой эпохи в энергетическом балансе Вселенной преобладали фотоны, но непрестанное расширение космического пространства изменило это положение. Вселенная раздувалась, и концентрация как фотонов, так и материальных частиц уменьшалась в соответствии с увеличением объема — иными словами, с увеличением размера в кубе (R3). Между тем уменьшалась и энергия в расчете на фотон, поскольку соответствующая длина волны каждого фотона растягивалась вместе с расширяющейся Вселенной, то есть как размер (R). По причине того, что концентрация фотонов в пространстве снизилась, а энергия каждого фотона сократилась, плотность их энергии уменьшалась в соответствии с четвертой степенью возрастания размера (R4), а концентрация вещества — в соответствии с кубом возрастания размера (R3). Потребовалось около 10 000 лет космического расширения, чтобы плотность энергии фотонов упала ниже плотности материальных частиц — и так мы унаследовали Вселенную, в которой преобладает материя.
Эпоха атома
Время ≈ 1013 с — 4 ∙ 105 лет, температура ≈ 3 ∙ 103 К
Эта эпоха следует сразу за рекомбинацией электронов и атомных ядер с образованием атомов без суммарного заряда. Подробные данные о космическом микроволновом фоне позволили космологам- наблюдателям рассчитать время наступления этой эпохи (380 000 лет после Большого взрыва), ее температуру (3000 К) и то, во сколько раз с тех пор расширилась Вселенная (1100). Слабое микроволновое свечение, распространенное по всей небесной сфере, ученые интерпретируют как «поверхность последнего рассеивания» от первичной плазмы, которая как раз в тот миг нейтрализовалась и стала прозрачной для фотонов. Разумная аналогия — видимая поверхность Солнца: мы не можем заглянуть сквозь нее в более глубокие слои солнечной плазмы, и остается довольствоваться тем, что мы видим поверхность ее последнего рассеивания, где плотность снизилась в достаточной мере для того, чтобы высвободились фотоны. Точно так же космический микроволновый фон считается свидетельством того переломного момента, когда электроны обрели возможность связываться с атомными ядрами и тем самым образовывать нейтральные атомы. Плазмы, с которой взаимодействовали фотоны, пронизывающие космический простор, больше не существовало, и теперь они могли распространяться сквозь пространство и время — чтобы через 13,8 млрд лет попасть на наши детекторы.
Завершающий пассаж
Теория Большого взрыва объясняет очень многое из того, что астрономы узнали о Вселенной, в том числе:
1. Космическое расширение. «Обратная перемотка» этого расширения к началу приведет нас в космос, который был намного плотнее и горячее нынешнего. Наиболее точные оценки возраста расширения составляют около 13,8 млрд лет.
2. Парадокс Ольберса. Причина темного облика ночного неба заключается в том, что возраст Вселенной конечен. Свет от чего-либо за пределами соответствующего аберрационного времени в 13,8 млрд световых лет до нас еще не дошел.
3. Содержание элементов в космосе. Наблюдаемая относительная распространенность водорода, дейтерия, гелия-3, гелия-4 и лития-7 соответствует рассчитанному результату нуклеосинтеза, проходившего в первые двадцать минут после Большого взрыва.
4. Космический микроволновый фон. Это свечение всего неба понимается как излучение, испущенное Вселенной в то время, когда она только остывала и переходила из состояния ионизированной плазмы в нейтральное атомное состояние. Это происходило примерно через 380 000 лет после Большого взрыва.
Сама по себе теория Большого взрыва не может объяснить необычайную плоскостность, изотропность и однородность Вселенной, на которые нам указывает характер космического микроволнового фона. И здесь на сцену выходит эпоха инфляции. Резко увеличив пылинку пространства-времени на самой ранней стадии возникновения Вселенной, космическая инфляция сгладила и вещество, и излучение, которым предстояло эволюционировать в нашу сегодняшнюю Вселенную. Она еще не подтверждена экспериментально, но многие астрофизики полагают, что эту проблему решат будущие измерения поляризации волн в космическом микроволновом фоне.
Эта глава заканчивается эпохой атома, когда Вселенная состояла из нейтральных атомов и потока видимых фотонов, а ее температура составляла около 3000 К. Однако не стоит пренебрегать вечно таинственной темной материей и темной энергией. И более того, возникает впечатление, что формирование галактик, а также галактических скоплений и сверхскоплений из крошечных сверхплотностей, проявленных в космическом микроволновом фоне, особенно зависит от расположения темной материи. В следующей главе, посвященной образованию галактик, мы поговорим о ее гравитирующей роли, а также обсудим еще несколько важных вопросов.
