100 великих загадок астрономии - Александр Викторович Волков

Ложный вакуум обладает очень высокой энергией, а потому в стремительно разраставшейся Вселенной скопилось неимоверное количество энергии. Когда процесс расширения прекратился, она высвободилась. По закону эквивалентности массы и энергии (помните знаменитую формулу Эйнштейна: E = mc2) последняя превратилась в вещество. Это превращение происходило по принципам квантовой физики, а они предполагают некоторую неопределенность, что и привело к флуктуациям энергии – и значит, массы – в различных уголках Вселенной. Там, где плотность оказывалась выше средней, под действием гравитации собиралось все больше вещества. Возникали скопления газа, из которых потом вырастали галактики.

Американский физик Алан Гут

Скорость расширения Вселенной превышала скорость света. Этот факт не противоречит теории относительности, поскольку речь идет вовсе не о том, что какой-то объект движется вопреки законам Эйнштейна, а о том, что само пространство расширяется в подобном темпе. Гут назвал этот феномен «космической инфляцией» (от лат. inflatio, «вздутие»). За кратчайший миг размеры Вселенной, как показывают расчеты, увеличились в 1030—1050 раз. По окончании этой эпохи, длившейся долю секунды, эволюция Вселенной описывается уже уравнениями А.А. Фридмана в рамках стандартной модели Большого взрыва.

Теория инфляции естественным образом объясняет особенности начального состояния Вселенной, которые прежде казались такими загадочными. Вот некоторые ее следствия.

Например, одна лишь видимая нами часть мироздания содержит около 1090 частиц. И только гипотеза инфляции может объяснить, почему за неполных 14 миллиардов лет Вселенная достигла таких гигантских размеров. Ее быстрое расширение сопровождалось столь же стремительным делением частиц.

Мы обнаруживаем во Вселенной одни и те же структуры. В рамках стандартной модели Большого взрыва нельзя объяснить наблюдаемую однородность мироздания. Если же предположить, что в течение какого-то времени Вселенная расширялась со сверхсветовой скоростью, становится понятно, что до начала эпохи инфляции эти неимоверно удаленные теперь области находились рядом и могли взаимодействовать друг с другом, что и объясняет их однородность.

Еще одна особенность видимой нами части Вселенной: она является фактически плоской. Между тем, согласно общей теории относительности Эйнштейна, пространство искривлено. В этом не будет никакого противоречия, если предположить, что видимое нами пространство представляет собой лишь малую часть стремительно разросшейся Вселенной. Поэтому нет ничего удивительного в том, что космос кажется нам плоским. «Мысленно увеличьте искривленную поверхность сферы в огромное число раз. Это как раз то, что случилось с Вселенной во время инфляции, – комментирует этот феномен Александр Виленкин. – Нам видна лишь крошечная часть этой огромной сферы. И она кажется плоской точно так же, как Земля, когда мы рассматриваем небольшой ее участок».

Теория инфляции описывает также причину появления галактик и галактических скоплений. Они разрослись из флуктуаций плотности, которые возникли на месте квантовых флуктуаций. Почти моментально они превратились в громадные сгустки.

Наконец, еще один странный факт. В первые мгновения после Большого взрыва должны были появиться самые разные частицы, в том числе тяжелые магнитные монополи – магнитные заряды, несущие лишь один магнитный полюс. Пока они не найдены. Если же предположить, что Вселенная пережила фазу инфляционного расширения, то, очевидно, в видимой нами части космоса плотность магнитных монополей стала практически равна нулю. Она в миллиарды миллиардов раз меньше, чем следует из стандартной модели. Значит, их надо искать в других областях Вселенной.

Стремительное расширение Вселенной обусловило ее топологию. Очевидно, оно протекало в трех измерениях. Они и стали «теми тремя измерениями, которые характеризуют сегодняшнюю Вселенную, – пишет на страницах журнала «Scientific American» космолог Макс Тегмарк, профессор Массачусетсского технологического института. – Шесть остальных сейчас нельзя обнаружить либо потому, что они остались микроскопическими, либо потому, что материя сосредоточена на трехмерной поверхности девятимерного пространства».

Немалый вклад в разработку теории инфляции внесли также советские ученые Алексей Старобинский, Андрей Линде и их зарубежные коллеги – Пол Стейнхардт и Андреас Альбрехт.

В частности, Линде сравнил квантовый вакуум, из которого, по мнению многих космологов, родилась наша Вселенная, с мыльной пеной, усеянной множеством пузырьков: одни из них раздуваются, другие лопаются – одни миры рождаются, другие гибнут. По расчетам Линде, вероятность выживания нашей родной Вселенной составляла 50 %. Она могла либо постоянно расширяться, как накачиваемый воздухом шар, либо сжаться, как шар, из которого выпустили воздух.

Результаты наблюдений, проведенных в 1990—2000-х годах зондом COBE и зондом Уилкинсона, блестяще подтвердили гипотезу космической инфляции, хотя механизм этого процесса до сих пор не вполне ясен. Уточнять есть что. Никто не знает, как началось инфляционное расширение космоса и почему оно прекратилось. Существует уже более трехсот различных моделей этого процесса, хотя все это не меняет главного: космическая инфляция стала частью экспериментальной науки.

Кстати, теория инфляции, возможно, объясняет загадку фундаментальных констант, природу их удивительной гармонии. Система констант напоминает затейливо выстроенный карточный домик. Пока ни одна карта не дрогнет, неколебимо высится вся постройка. Но стоит изменить «положение хоть одной карты» – значение всего одной константы, как конструкция рухнет. Чем объясняется эта точность?

Что если в процессе инфляции отдельные части Вселенной начали жить по разным законам физики – отдельные, невероятно отдалившиеся друг от друга части Вселенной? Как явствует из Стандартной модели космологии, в нашем мироздании могут существовать регионы, которые заметно отличаются от видимой его области. Они, впрочем, находятся так далеко от нас, что поистине недостижимы. Можно сказать, что на контакт с ними наложен запрет. Так что весь спектр возможных миров готов уместиться в различных областях одной-единственной Вселенной, хотя в метафорическом смысле можно было бы говорить о «разных Вселенных».

Стоит также отметить, что, по мнению ряда исследователей, отрицательное давление, создаваемое темной энергией и заставляющее нашу Вселенную безудержно расширяться, в чем-то сродни тому физическому механизму, который вызвал ее инфляционное расширение. Идет ли речь лишь о кажущемся сходстве или о чем-то более глубоком?

Время первых звезд

Когда и как возникли первые звезды? Как они выглядели? Какими свойствами обладали? Какова была их масса? Можно ли сегодня отыскать эти звезды?

Все эти вопросы вызывают огромный интерес у астрономов. Как отмечают исследователи, «первые звезды подготовили сцену для всех последующих событий, которые протекали в нашей Вселенной и привели к формированию крупных структур». Пока еще ученым не удалось обнаружить «Адама и Еву звездного мира», но они уверены, что этот миг не за горами.

До появления первых звезд во Вселенной было довольно скучно. Во время Большого взрыва возникли лишь самые легкие химические элементы – водород и гелий, а также небольшое количество лития и бериллия. Все космическое пространство на протяжении долгого времени было заполнено чрезвычайно горячим непрозрачным газом. Лишь по мере того, как Вселенная расширялась, температура заполнявшего ее вещества падала. Наконец через 380 тысяч лет после Большого взрыва космос остыл до 3000 °C. Разрозненно сновавшие до этого протоны и электроны начали соединяться друг с другом, образуя отдельные атомы. Теперь излучение стало беспрепятственно распространяться. Туманную, беспросветную Вселенную залил наконец свет, видимый, впрочем, лишь… в инфракрасном и радиодиапазонах. Если бы человек мог перенестись в ту эпоху, то он ровным счетом ничего бы не разглядел. Все мироздание, с нашей точки зрения, по-прежнему окутывал мрак.

Потом, через 300 миллионов лет, в этом мраке стали вспыхивать первые, редкие звезды, словно лампы в городе, погрузившемся в ночную тьму. Космологи пока могут лишь моделировать протекавшие тогда события. Во многом приходится полагаться на гипотезы.

В то время важнейшую роль в мироздании играло темное вещество. Оно образовывало огромные сгустки – гало, где, подчиняясь его мощному притяжению, скапливалось еще и большое количество обычного вещества. Компьютерные модели показывают, что уже через 100 миллионов лет после Большого взрыва возникли первые карликовые галактики, представлявшие собой рассеянные скопления холодного темного вещества и горячих газовых масс – смеси водорода и гелия. В них не было звезд – они еще не сформировались. Эти галактики сливались друг с другом, образуя все более крупные объекты. Млечный Путь, как показывают расчеты, возник в результате постепенного слияния около миллиона подобных галактик.