Вселенная. Уже одним своим существованием она ставит перед нами множество вопросов: откуда он появился? Почему? Зачем? Точных ответов до сих пор никто не знает. Но это не значит, что никто не пытается их найти. Ищет эти ответы наука. Самое лучшее, что мы имеем на данный момент — это теория Большого взрыва. Она старается объяснить, как возник наш мир и почему он развивался именно так, а не иначе. Ей мы отдает предпочтение среди всех альтернативных теорий. И для этого есть две очень весомых причины — существование реликтового излучения и первичное содержание химических элементов.
Оба этих свойства Вселенной были предсказаны на базе тогда еще не признанной теории Большого взрыва уроженцем Одессы Георгием Гамовым, позже эмигрировавшим из СССР в США. Он сделал это вместе со своим учеником Ральфом Альфером (Ralph Alpher) в 1948 году. Но прежде чем подробнее изложить сущность их исследований, необходимо небольшое вступление.
Достаточно долго люди считали: все, что они видят и слышат — происходит в тот момент, когда они это увидели и услышали. Однако все не так просто. Из того факта, что гром обычно гремит с «опозданием» относительно вспышки молнии, было сделано вполне правильное заключение о конечности скорости звука, а с появлением точных секундомеров ее удалось измерить. Некоторые ученые стали высказывать подобные мысли по поводу света. Эксперименты по определению его скорости проводил Галилео Галилей еще в 1607 году. Как истинный экспериментатор, он пришел к выводу, что эта скорость намного превышает возможности тогдашних измерительных приборов.
В 1671 году датский астроном Оле Ремер (Ole Rømer) приступил к наблюдениям спутников Юпитера. Он заметил, что тень от них не всегда падает на планету в момент затмения, предсказанный астрономическими расчетами: иногда это происходило на несколько минут раньше или позже. В общей сложности разница между наибольшим опережением и опозданием достигала почти 16 минут. Это натолкнуло ученого на мысль, что причиной этих сдвигов во времени является конечная скорость света.
В 1673-м были впервые установлены соотношения между расстояниями в космосе и на Земле, что позволило Ремеру через два года провести более точный эксперимент по измерению скорости света. Согласно его результатам, эта скорость «в переводе» на современные единицы измерения составляла почти 220 тыс. км/с.
Сейчас мы знаем точное значение скорости света в вакууме, однако открытие Ремера позволило понять одну простую концепцию: мы видим события не в тот момент, когда они происходят, а в прошлом. Глядя в зеркало, мы видим себя в минувшее мгновение. Луну на небе мы видим в том месте, где она располагалась чуть больше секунды назад, а Солнце — с «опозданием» в среднем почти на 500 секунд. Несложно понять, что чем дальше от нас расположен объект наблюдений, тем дальше в прошлое мы заглядываем. Собственно, на конечной скорости света и основывается изучение ранней Вселенной.
Самое далекое место, куда мы можем заглянуть — это так называемая сфера последнего рассеяния реликтового излучения. Она отражает тот предельный этап, когда Вселенная уже была достаточно холодной для того, чтобы протоны и первые атомные ядра рекомбинировали с электронами и вещество стало прозрачным для электромагнитного излучения. Возраст этого события оценивается примерно в 380 тыс. лет после Большого взрыва. Что было до того времени, мы никогда не увидим, однако можем наблюдать, что произошло после, и уже из наблюдений делать выводы о возможных причинах именно такого развития событий.
Но сразу после «освобождения» фотонов реликтового излучения из непрозрачной рекомбинировавшей плазмы наступила темнота. Период времени между сферой последнего рассеяния и «зажиганием» первых звезд называют «темными веками» — именно потому, что тогда во Вселенной не было ни одного источника излучения. Хотя фотоны в больших количествах путешествовали по ее просторам, они не могли взаимодействовать с материей, поскольку были слишком холодными для этого и не имели достаточно энергии для взаимодействия с атомами. Именно этим фотонам суждено было все время двигаться в космическом пространстве, теряя свою энергию вследствие космологического расширения Вселенной. И только в 1965 году американские ученые Арно Пензиас и Роберт Вильсон (Arno Penzias, Robert Wilson) смогли зарегистрировать это излучение и измерить его температуру. За это открытие их позже наградили Нобелевской премией.
Реликтовое излучение — первое из весомых доказательств Большого взрыва. А как насчет первичного химического состава? Как определить его из наблюдений? Проще всего это сделать с водородом. Нейтральные атомы этого элемента в основном состоянии могут излучать спектральную линию сверхтонкой структуры. Ключевым фактором в ее образовании является взаимная ориентация спинов (направлений вращения) электрона и протона. Переориентация спина электрона приводит к возникновению сверхтонкого расщепления и излучения электромагнитной волны длиной 21 см. Поскольку Вселенная с начала своей эволюции содержала главным образом водород, именно это излучение позволяет видеть, что происходило в ее самых отдаленных уголках в разные эпохи. Мы даже можем наблюдать, что происходило с этим химическим элементом в «темные века».
Собственно, из наличия излучения на волне 21 см следует, что ранняя Вселенная была заполнена нейтральным водородом. Как и реликтовое излучение, двигаясь в пространстве, оно подвергалось красному смещению (астрономы обозначают его латинской буквой z). При этом в его распределении на z=16-20, соответствующем примерному возрасту Вселенной 180-250 млн лет, наблюдается провал. Это может означать, что атомы водорода в то время ионизировались. А причиной их ионизации, вероятнее всего, было появление высокоэнергетического излучения, источником которого считаются первые звезды. Этот период назвали эпохой реионизации — количество высокоэнергетических фотонов во Вселенной стало достаточным для того, чтобы ионизировать нейтральный газ.
В более поздние эпохи в спектрах присутствует мощное ультрафиолетовое излучение, выполняющее роль идентификатора нейтрального водорода на своем пути во время путешествия по космическому пространству. Это происходит за счет того, что атомарный водород может поглощать его в четко определенных спектральных линиях, образующих серии. Наиболее распространена серия линий Лаймана, соответствующих переходам электрона из основного в любое возбужденное состояние. Соответственно, в спектре будут появляться линии поглощения в определенных местах. Конечно, и на это излучение действует красное смещение. Благодаря ему «провалы» в спектре, связанные с поглощением водородом, сдвигаются в низкоэнергетическую (длинноволновую) сторону, а их место занимает «свежий» спектр с высокоэнергетического участка. Если на пути этих фотонов встретится новое облако нейтрального водорода, оно отразится еще одной серией Лаймана. В итоге спектр будет выглядеть «посеченным» множеством серий линий поглощения, которые называют «лесом Лайман-α». Собственно, это и наблюдают астрономы.
Логичным выглядит следующий вопрос: «А как же непосредственные наблюдения за первыми звездами и галактиками?» Ответ достаточно прост: их еще никто не видел. Самый далекий и соответственно самый старый из известных объектов — карликовая галактика неправильной формы GN-z11, однако ее красное смещение составляет z=11,09, что соответствует расстоянию примерно 13,4 млрд лет (она существовала уже через 400 млн лет после Большого взрыва) . Ее возраст по яркому участку в ультрафиолетовом спектре оценивают в 40 млн лет. Спектроскопические исследования также показывают, что в ней происходит активное звездообразование — в течение года рождаются звезды суммарной массой примерно 24 солнечных. Отсюда можно сделать вывод, что этот объект имеет очень низкую металличность, то есть химические элементы тяжелее гелия там практически отсутствуют. Другие объекты, расположенные очень далеко от нас (z>7), проявляют подобные свойства: низкая металличность и высокий темп звездообразования.
Приятной неожиданностью оказался тот факт, что на относительно небольших расстояниях наблюдаются голубые компактные карликовые галактики — объекты с очень низкой металличностью, похожие на возникшие первыми после «темных веков». Исследуя их, можно узнать много интересного о далеком прошлом Вселенной. В Украине исследованием этих объектов занимается Юрий Изотов. Он изучает звездообразование и содержание химических элементов в галактиках с низкой металличностью. Именно содержание гелия в таких объектах, измеренное Изотовым и другими учеными, является вторым подтверждением теории Большого взрыва. Согласно расчетам Гамова и Альфера, после завершения первичного нуклеосинтеза на 12 атомов водорода должен был приходиться один атом гелия (а еще в незначительном количестве образовался изотоп лития с атомной массой 7). Количественно атомы гелия составляют примерно 8% всех частиц, что соответствует массовой доле 25%. Наблюдение за низкометаллическими объектами как раз и показывает примерно такую массовую долю гелия. Теоретически это соотношение объясняется тем, что в противовес чрезвычайно стабильному ядру гелия-4 стабильные ядра с массовыми числами 5 и 8 отсутствуют. Поэтому элементам с массами ядер выше четырех образовываться было сложно. А для того, чтобы образовался гелий, в цепочке ядерных превращений должен присутствовать дейтерий — тяжелый изотоп водорода, в ядре которого, кроме протона, содержится еще и нейтрон. Во время первичного нуклеосинтеза температура плазмы была слишком высока, чтобы сохранить этот изотоп «целым» — он просто распадался. Между моментами, когда Вселенная была еще достаточно горячей, чтобы поддерживать реакции термоядерного синтеза, и когда она «остыла» настолько, чтобы могли сохраниться ядра дейтерия, прошло очень мало времени — примерно 20 минут.
После завершения первичного нуклеосинтеза, уже в «темные века», во Вселенной, заполненной атомами водорода и гелия, начался процесс образования звезд, длившийся сотни миллионов лет. Первые светила должны были быть очень мощными источниками энергии, чтобы эффективно проионизировать окружающий нейтральный газ, а также стать основой для будущих квазаров. Соответственно им нужно было быть весьма тяжелыми: их массы оценивают от нескольких десятков до нескольких тысяч масс Солнца. Время активного существования таких звезд измерялось сотнями тысяч лет. В своих недрах они синтезировали новые, более тяжелые химические элементы и после своей смерти обогатили ими окружающее пространство. Эти объекты называют «звездами ІІІ поколения» — они обладали практически нулевой металличностью. Из их «остатков» образовались звезды ІІ поколения, уже имевшие не нулевую, но сравнительно низкую металличность. Их массы были близки к солнечной, а срок жизни составлял миллиарды лет. Именно их мы можем наблюдать в отдаленных галактиках. Теперь наступила эпоха звезд І поколения, к которым принадлежит и наше Солнце.
С течением времени Вселенная все сильнее расширяется, и все в ней меняется. Однако эти изменения в целом становятся все менее заметными. Если на ранних этапах вселенской эволюции все было компактным и происходило весьма быстро (образование элементарных частиц заняло от секунд до минут), то сейчас космологические процессы протекают очень медленно, они растянуты на гигантские области пространства. Активная жизнь звезды длится от нескольких миллионов до десятков миллиардов лет. Теория Большого взрыва попыталась объяснить, как выглядел наш мир в самом начале, однако это лишь крохотная часть того, что может предложить нам Вселенная. А значит, и на нашу долю осталось еще немало открытий.
Только самые интересные новости и факты в нашем Telegram-канале!
Присоединяйтесь: https://t.me/ustmagazine
