Ученым было непросто оценить физические условия, существовавшие в первые секунды после Большого взрыва, ведь они совершенно невероятны с точки зрения современного мира. Более того, эта эпоха удалена от нас на 13,8 млрд лет. Но физические законы, частицы и излучения, возникшие тогда, имели чрезвычайное влияние на дальнейшую эволюцию нашей Вселенной. А значит, внимательно изучая ее строение и закономерности развития, можно постепенно добраться до ее первоосновы.
Представьте, что стоите на руинах очень древнего города. Вокруг только развалины древних зданий, останки людей, предметы их быта. Если вы ученый и в таком месте, есть большая вероятность, что вы — археолог. Для вас будет важна каждая деталь — взаиморасположение объектов друг относительно друга, глубина слоя, на котором их нашли, состояние, в котором они находятся. А теперь представьте людей, для которых такими раскопками является целая Вселенная. Каждая звезда, галактика или скопление галактик — такие же древние артефакты, ведь наша Вселенная постоянно движется и эволюционирует во времени. Такие современные мета-археологи называют себя космологами. В этой статье мы ближе познакомимся с космологией и пройдемся по «археологическим слоям» нашей Вселенной — посмотрим на этапы эволюции, которые она прошла до текущего момента.
Мы будем путешествовать из настоящего в прошлое, хотя, возможно, для восприятия была бы легче прогулка в обратном направлении. А поступим мы так, поскольку чем более «глубокий» слой будем затрагивать — тем меньше знаний о нем имеет современная наука. Прежде чем мы отправимся, вспомним несколько фактов, которые современная космология принимает как постулаты. Прежде всего — конечная скорость распространения света, гравитации и любого взаимодействия или информации. Этот постулат, положенный в основу Специальной теории относительности Эйнштейном еще в 1905 году, проверялся учеными бесчисленное количество раз и никогда не позволял сомневаться в себе. Его прямое следствие: глядя в даль, мы смотрим в прошлое. Чем дальше объекты, за которыми вы наблюдаете, тем они старее. Самое глубокое прошлое — возраст нашей Вселенной, который, согласно последним наблюдательным данным, можно оценить в 13,8 млрд лет.
Второй постулат — космологический принцип. Космологи уверены: в нашей Вселенной, в среднем, на больших масштабах не существует выбранных точек или направлений. Космологический принцип утверждает, что нигде нет «пупа мира», «центра Вселенной» или чего-то подобного. На действительно больших масштабах (сотни мегапарсек) Вселенная будет казаться однородной и одинаковой в любом ее регионе и в любом направлении. Например, если вы захотите посчитать, сколько галактик находится в одинаковых объемах пространства, вы всегда получите примерно то же число. И это пока действительно наблюдаемый факт, хотя ученые до сих пор дискутируют относительно того, на каком конкретно масштабе наступает такая однородность.
Кроме этого, стоит помнить, что везде в пространстве и времени законы физики, которые толкают эволюцию Вселенной, действуют одинаково. Это еще один постулат, который считается общепринятым при построении теорий. Вооружившись этими постулатами, занимаем места в машине времени и отправляемся в прошлое.
Современная эпоха
Если вы посмотрите на небо в звездную ночь, то увидите (хотя, возможно, и необязательно заметите) важную его черту — темноту. Это простейшее наблюдение показывает, что материя в современной Вселенной локально организована весьма неоднородно, образуя небольшие компактные сгустки (порой очень плотные) — планеты, звезды, облака газа и пыли, на более крупных масштабах — галактики. Для того чтобы эти структуры сформировались из значительно более однородной Вселенной в прошлом, нужно время. В частности, чтобы галактики и звезды, из которых они состоят, начали светиться — надо, чтобы газ под действием гравитации сколлапсировал и разогрелся настолько, чтобы в нем начались термоядерные реакции.
Первые звезды, образованные из первичных облаков водорода, зажглись между 200 и 500 млн лет от рождения Вселенной. Самые яркие из только что образованных галактик, в состав которых они входили, можно будет наблюдать с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба, чья миссия стартует уже в декабре этого года.
Ученые считают, что современные крупномасштабные структуры — галактики и скопления галактик — образовались из возмущений первичного (инфлантонного) поля, которое и породило всю материю во Вселенной. В нее прежде всего входит не только и не столько барионная материя, из которой мы все состоим и которая может поглощать и излучать свет, но и материя темная, которой в 4-5 раз больше, чем барионной, и которая образует массивные гало вокруг видимых структур. Эволюция каждой галактики по-своему уникальна: изначально они имели разные массы, развивались в разном окружении, могли сливаться, поглощать друг друга. Но есть у них и общие черты — все галактики медленно стареют, «переплавляя» в недрах своих звезд водород и гелий на более тяжелые элементы, и проходят пик своего звездообразования. Их активные ядра, представляющие собой сверхмассивные черные дыры с падающим на них газом, постепенно теряют активность, «расчистив» пространство вокруг себя. Вместе с межгалактическим ионизированным газом, составляющим значительную часть видимой материи, галактики и скопления галактик, а также окружающая их темная материя формируют все более сложный узор в пространстве — космические крупномасштабные филаменты, «стены», систему полостей (войдов). Вся совокупность этих структур теперь называется «космической паутиной». Она, а также описанные здесь процессы как раз и характеризуют современный этап развития Вселенной, имеющий еще одну интересную черту: ускоренное расширение за счет доминирования в ней по плотности темной энергии — загадочной субстанции или явления, «давление» которой приводит к такому расширению.
Эпоха, предшествовавшая современной, называется в космологии эпохой Темных веков. И в этом случае, в отличие от исторического термина, можно сказать, что название описывает эту эпоху буквально.
Темные века и Космический рассвет
Концепцию Большого взрыва, опуская детали, можно довольно просто объяснить несколькими словами: чем дальше в прошлое, тем горячее и плотнее была Вселенная. В какой-то момент она начинает быть настолько плотной и горячей, что постоянно светится, и в то же время остается непрозрачной для собственного света. Это немного похоже на наше Солнце — мы видим свет только из его верхнего слоя (фотосферы). Свет Вселенной тоже можно увидеть — как раз в тот момент, когда она еще достаточно горячая, чтобы светиться, но уже недостаточно густая, чтобы поглотить этот свет. Пройдя через миллиарды лет расширения пространства, сейчас этот свет превратился в микроволновой реликтовый фон, открытие которого в 1965 году стало победным аргументом для теории Большого взрыва. А что было между появлением этого излучения и света от первых звезд?
Возмущения материи, из которых впоследствии образуются галактики, только начали коллапсировать. Должны пройти десятки миллионов лет, чтобы плотность газа в них стала достаточной для начала формирования первичных светил. Образоваться им тоже не удастся быстро — не дают известные еще со школы законы сохранения, в частности энергии. Чем теснее гравитация сжимает протозвезду, тем горячее она становится. И тем больше давление в ее недрах, которое оказывает сопротивление дальнейшему коллапсу. Спасает тепловое излучение — выносит из них энергию и позволяет расти давлению, пока его не становится достаточно, чтобы «зажечь» долговременные термоядерные реакции. Первые звезды могли быть куда массивнее и ярче крупнейших сегодняшних. Они состояли только из водорода и гелия — других элементов в первичном газе почти не было. Теоретики допускают, что некоторые облака коллапсировали прямо в черные дыры (настолько массивными они были), минуя фазу термоядерного горения. Параллельно происходила космологическая реионизация: чрезвычайно высокоэнергетическое излучение этих звезд и аккреционных дисков первых черных дыр выталкивало часть газа из новообразованных галактик и ионизировало его. А процесс рождения первых светил получил романтическое название «Космический рассвет».
Рекомбинация и первичная плазма
Заглянем в еще более раннюю Вселенную. Но на этот раз заглядывать придется только силой мысли: как вы уже знаете, при движении в прошлое, начиная с какого-то момента, Вселенная непрозрачна для света — она слишком горячая и плотная. Что происходило в этой первичной плазме? Она состояла из тех элементарных «кирпичиков» материи, о которых известно каждому школьнику — электронов и протонов. Но за счет ее очень высокой температуры из них не мог образоваться водород: кинетическая энергия движения этих частиц была настолько высокой, что образовавшиеся атомы водорода от ударов между собой моментально снова распадались на протоны и электроны, оставляя плазму полностью ионизированной. Важной составляющей были также фотоны, которые рождались во время ионизации и переизлучались в плазме. Расширение Вселенной постепенно охлаждало ее: количество вещества оставалось постоянным, а объем постоянно рос — вплоть до момента, который называют космологической рекомбинацией. В этот момент плазма стала настолько холодной, что протоны и электроны рекомбинировали в водород, а фотоны отделились от газа, дойдя до нас в виде микроволнового реликтового фона.
Приблизительная температура Вселенной, при которой завершилась рекомбинация — 3000 кельвинов, это произошло через 370 тыс. лет с момента ее рождения. Сфера последнего рассеяния — так ученые называют тот «снимок» нашего мира, дошедший до нас с тех пор, когда фотоны вырвались из первичной плазмы. При рождении эти фотоны были в основном световыми, излучение имело типичный спектр абсолютно черного тела, похожий на спектр Солнца, однако больше смещенный в красную область. Но расширение Вселенной сделало длины волн этого света больше примерно в тысячу раз, и сейчас пик этого спектра приходится на миллиметровые радиоволны, которые можно «поймать» некоторыми телевизионными антеннами.
Микроволновое реликтовое излучение позволило не только доказать правильность теории Большого взрыва, но и узнать, какой именно была Вселенная в тот момент. Она оказалась гораздо более однородной, чем сейчас, однако даже тогда в ней присутствовали неоднородности, которые начали расти от ее рождения. Данные о температурной неоднородности микроволнового фона (а значит, и о величине возмущений в момент рекомбинации) позволили убедиться в присутствии темной материи в нашем мире, помогли оценить космологические параметры Вселенной с высокой точностью и соответственно восстановить хронологию ее эволюции с довольно точной привязкой ко времени.
Как уже отмечалось, первичная плазма содержала только водород и гелий. Их соотношение было примерно три к одному по массе, то есть около 75% массы газа приходилось на водород, а 25% — на гелий. Но откуда вообще было взяться последнему? Все просто — он родился в термоядерных реакциях еще раньше. Сегодня мы называем их первичным нуклеосинтезом.
Первичный нуклеосинтез
В ядре нашего Солнца происходят термоядерные реакции. Под давлением в сотни миллиардов атмосфер и при температуре в несколько миллионов кельвинов ядра атомов водорода — протоны — могут преодолеть кулоновский барьер и приблизиться достаточно друг к другу, чтобы через цепочку реакций образовать ядра гелия — два протона и два нейтрона, объединенные в одно ядро. Двигаясь дальше в прошлое Вселенной, мы непременно упираемся в момент, когда в ней существовали похожие условия. Первичная плазма когда-то была настолько плотной и горячей, что кинетической энергии ее протонов также было достаточно, чтобы они приближались друг к другу настолько, чтобы начались термоядерные реакции.
Первичный нуклеосинтез протекал примерно первые двадцать минут существования Вселенной, начиная с момента, когда стало возможным существование самих протонов. Еще в 1950-х годах ученые, среди которых был уроженец Одессы Георгий Гамов, оценили, сколько и каких элементов должно было образоваться в результате такого нуклеосинтеза. Они обнаружили, что, будучи заполненным только протонами и нейтронами, которые в свободном состоянии довольно быстро распадаются, в первичном нуклеосинтезе Вселенной должно было насинтезироваться именно те почти 25% гелия, а также в небольших количествах — дейтерия (изотоп водорода, ядро которого состоит из протона и нейтрона), гелия-3 (изотопа гелия без одного нейтрона) и лития-7. Здесь самое время вспомнить нашу аналогию между археологией и космологией. На этот раз «артефактами» для космологов стали имеющиеся химические элементы, а точнее — их соотношение в первичной плазме. Хотя термоядерное горение звезд и «засоряет» постепенно первичные соотношения, ученым удалось достаточно точно измерить их в спектрах старейших светил. И в целом теоретики были правы! Исследования не обнаружили других изотопов, кроме упомянутых, хотя заметили, что лития-7 значительно меньше ожидаемого. В конце концов, этому нашли объяснение: звезды интенсивно «сжигают» этот изотоп. Соотношение количества элементов после первичного нуклеосинтеза — это пока «самая дальняя» от нас во времени наблюдаемая информация о прошлом Вселенной. Обо всем остальном ученые могут только теоретизировать. А теоретизировать есть о чем.
Первые секунды Вселенной
Первые десять секунд Вселенной оказались слишком горячими даже для нуклонов — частиц, из которых состоят ядра атомов. Насколько жарко было тогда? Как вы знаете, можно довольно легко оценить среднюю скорость атомов и молекул при комнатной температуре — это несколько сотен метров в секунду. Тепловая же скорость частиц в первичной плазме до окончательного формирования протонов и нейтронов лишь на очень малую долю отличалась от скорости света, недостижимой для физических объектов, имеющих ненулевую массу покоя.
Например, за секунду после своего рождения Вселенная имела температуру десятки миллиардов кельвинов — такую еще можно найти в недрах современных звезд, пусть и самых гигантских. В момент одной десятитысячной доли секунды температура была еще в тысячу раз выше, а протоны сталкивались со скоростями, которых достигают только в коллайдерах. При таких условиях их столкновения приводят к рождению других элементарных частиц (например, пионов), которые имеют очень короткое время жизни, но в чрезвычайно густой первичной плазме успевают провзаимодействовать еще до своего исчезновения. Дальнейшее движение в прошлое еще выше поднимает температуру и значительно расширяет «зоопарк» присутствующих частиц. В какой-то момент (одна миллионная доля секунды от рождения, несколько квадриллионов градусов Кельвина) вещество переходит в состояние кварк-глюонной плазмы, когда окружающей энергии настолько много, что даже протоны и другие адроны не успевают формироваться от взаимодействия к взаимодействию, а в равновесии находятся уже их составляющие — кварки и частицы, переносящие взаимодействие между ними (глюоны).
В «донуклеосинтезную» эпоху во Вселенной произошли и другие важные события. Так, где-то на первых секундах своей жизни она стала прозрачной для нейтрино. И теперь она заполнена реликтовым нейтринным фоном, аналогичным микроволновому, который до сих пор не был задетектирован непосредственно из-за недостаточной чувствительности современных приборов. Нейтрино — частица, слабо взаимодействующая с другой материей, но в какой-то момент плотность была слишком высокой даже для них. Однако, чтобы разобраться во всех деталях, нужно пройти курс по физике элементарных частиц. Поэтому в этой статье мы остановились на первых долях секунды жизни Вселенной. А из этого материала можно узнать о том, как происходило ее непосредственное рождение.
Автор: кандидат физико-математических наук, научный сотрудник Астрономической обсерватории Львовского университета Максим Циж.
Эта статья была опубликована в №6 (187) 2021 года журнала Universe Space Tech. Купить этот номер в электронной или бумажной версии можно в нашем магазине.
