Вселенная - новые открытия

Новости физической науки обычно воспринимаются по-разному, в зависимости от того, насколько слушатель (или читатель) знаком с той или иной стороной предмета. Только нечасто бывает, чтобы новое сенсационное открытие задело буквально всю физику. Так было, например, в начале XX века, когда создавались теория относительности, квантовая механика, а в области техники — вакуумная электроника. В университетах лекторы с каким-то оттенком зависти до сих пор рассказывают студентам о том фантастическом времени, когда разом появились такие гиганты, как А. Эйнштейн, Н. Бор, П. Дирак и другие блестящие ученые, перевернувшие всю классическую физику. Понадобилось несколько поколений, чтобы новые физические идеи органично впитались наукой, а затем стали плодоносить (иногда, увы, грибами термоядерных взрывов). Революционные научные и технические достижения второй половины XX века основывались, главным образом, на гигантском прогрессе в физике твердого тела, прежде всего, полупроводников. Но на новом стыке веков в науке стали разворачиваться события, масштаб которых вполне сопоставим с тем, что было в начале XX века. На международных конференциях доклады о новостях космологии собирают массу народа. Нового Эйнштейна пока не видно, но дело зашло очень далеко. Речь в предлагаемой статье пойдет о новых открытиях, которые привели к небывало глубокой ревизии представлений о Вселенной, в которой мы обитаем.

В начале столетия

Странные дела происходят в науке почему-то каждый раз в начале века.

100 лет назад А. Эйнштейну показалось, по-видимому, мало созданной им в 1905 г. теории фотоэффекта (за которую в 1922 г. он был удостоен Нобелевской премии). В период 1905-16 гг. он опубликовал ряд своих знаменитых работ по Общей Теории Относительности (за которые, кстати, премии его не удостоили). Тогдашняя астрономическая наука была совершенно уверена в стабильности и неизменности Вселенной. На том она и стояла. И Эйнштейн тогда был того же мнения. В исходном виде его уравнения содержали только одну константу, ньютоновскую гравитационную постоянную 8ttGc . Однако из его уравнений сразу следовало, что Вселенная устойчивой, "замороженной", быть не может, что вызывало у автора беспокойство. Чтобы справиться с этой неприятной особенностью непослушных уравнений, он ввел в них своеобразную компенсацию этой нестабильности в виде того, что потом получило название "ламбдачлен". Эйнштейн вовсе не придавал ему того физического смысла, который стал просматриваться в начале 80-х. Но во второй половине XX века ламбдачлен стал любимой темой дискуссий физиков-теоретиков. Чем дальше, тем больше. С началом XXI века создается впечатление, что важнее ламбдачлена в физике вообще ничего нет. И в самом деле, за этим термином таится масса еще не известных свойств гигантской новой области астрофизики, космологии, да по существу и всей физики. Область эта намного превосходит все, что нам до сих пор было известно.

Здесь уместно напомнить, что ровно 100 лет назад, с наступлением XX века, многие ведущие теоретики утверждали, что в физике уже "практически все открыто", остались лишь несколько "небольших облачков над горизонтом". Из этих "небольших облачков" родились квантовая механика, теория относительности (как ни странно, несовместимая в нынешнем виде с квантовой механикой), ядерная физика, электроника, физика твердого тела и практически все современные высокие технологии... Бывает, что даже очень знающие люди склонны недооценивать грядущий научный прогресс. Ученый XIX века Г. Кирхгоф оставил в физике закон излучения и известные школьникам законы разветвления токов. Так вот, когда еще лет за 20 до конца XIX века Кирхгофу рассказали о каком-то новом физическом открытии, он ухмыльнулся саркастически: а разве в физике осталось что открывать? Примерно такие же высказывания можно было услышать и от очень, очень известных ученых даже в последние десятилетия XX века. Впрочем, это не всегда было так. Еще 2000 лет назад(!), в I веке н.э., в Книге 7 "Вопросов природы" воспитатель Нерона Л.А. Сенека писал: "Время придет, когда наших потомков будет забавлять, что мы не знали понятий, которые они считают такими простыми... Многие открытия предназначены для будущих веков, когда уже сама память о нас сотрется... Природа не раскрывает свои тайны раз и навсегда".

Темная масса

Скрытая (или темная) масса тоже не внезапно возникла в астрофизике. Выводы работы А. Фридмана (1922 г.), в которой он рассматривал разные варианты кривизны мира, касались дальнейшей судьбы Вселенной, которая зависит от средней плотности ее вещества. Вселенная может неограниченно расширяться; расширение может остановиться; его может сменить сжатие... Два последних варианта активно рассматривались астрофизиками, причем в 80-е годы в них было включено также невообразимо быстрое расширение Вселенной (так называемая инфляция), происшедшее в первые мгновения Большого Взрыва. Средняя плотность вещества во Вселенной в принципе поддавалась определению уже в середине XX века. Но получалось что-то странное. В 30-е годы астроном Ф. Цвикки изучал движение связанной группы галактик, каждая из которых движется настолько быстро, что должна была бы покинуть группу, так как их общее тяготение примерно в 10 раз меньше того, что могло бы их удержать. Тем не менее, они остаются в составе группы. Суммарную массу звезд, газа и пыли в галактиках ученые умеют определять. Она недостаточна. Оставалось предположить, что есть еще какая-то Темная Масса, что-то, чего астрономы не замечают. Но почему? Именно среднюю плотность вещества, включая Темную Массу, астрономы надеялись получить из новых наблюдений очень удаленных сверхновых, сопоставляя их с другими данными, полученными из наблюдений реликтового излучения.

Реликтовое излучение

На явное несоответствие массы видимого вещества Вселенной его наблюдаемому движению указывает еще один экспериментальный результат. Это тот самый уникальный эффект, который в 1948 г. был предсказан Гамовым, а соответствующим инструментом космология обзавелась немного позже, в последней трети XX века. В российской науке его называют реликтовым излучением, в западной — микроволновым космическим фоновым излучением. За его открытие в 1965 г. астрофизики А. Пензиас и Р. Уилсон (США) были удостоены Нобелевской премии. Тогда тем, кто знаком с радиотехникой, было интересно узнать, что возможности снижения шума в принимаемом радиосигнале не беспредельны. Даже самые совершенные антенны вместе с полезным сигналом принимают небольшой шум, который, как оказалось, приходит сразу отовсюду. Его происхождение поняли далеко не сразу (экспериментаторы не любят читать теоретические статьи). Оказалось, что это... свет остатков вспышки Большого Взрыва. Когда-то он был почти таким же ярким, как свет Солнца, но шел со всех сторон. В течение 400 тысяч лет после Большого Взрыва среда оставалась настолько плотной и горячей, что была непрозрачной для собственного излучения. Наконец, когда из-за расширения температура упала до 4000 градусов, среда стала прозрачной, и излучение с температурой 4000К вырвалось на свободу. То же пространство окружает нас со всех сторон и сегодня, но оно настолько расширилось, что из-за красного смещения максимум излучения сместился с 0,7 мкм (оранжевый свет) до 1 мм (радиоволны), и воспринимается как радиошум, излучаемый телом с температурой, близкой к абсолютному нулю (2,7К). Реликтовое излучение стало особой темой космологии. Оно заменило когда-то существовавшее понятие эфира: скорость движения Солнечной системы, Земли или космического аппарата нельзя найти относительно вакуума, но можно определить относительно реликтового излучения. А нельзя ли по его неоднородностям определить, как было разбросано вещество в пространстве в мгновенье Большого Взрыва? Оказалось, что можно. Реликтовое излучение позволило выбрать из моделей Фридмана плоскую Вселенную. Для измерения понадобились приборы, способные уловить в нем ничтожные неоднородности в стотысячные доли градуса. Неоднородности фона по данным спутника WMAP показаны на рисунке вверху слева, а справа показано распределение неоднородностей по угловым размерам. Глубокий физический смысл этой диаграммы предсказал А.Д. Сахаров; поэтому ее называют "сахаровские колебания". Наблюдения показывают, что, во-первых, фон, в общем, достаточно однороден. Во-вторых, сахаровские колебания демонстрируют наличие таких неоднородностей, для образования которых "обычного" вещества было явно недостаточно. Что-то непонятное и массивное уже тогда присутствовало в рождающейся Вселенной.

В мире четырех десятых процента

Все звезды обращаются вокруг центра Галактики, которая имеет форму диска. Солнце со своими планетами завершает один оборот вокруг центра за 250 миллионов лет. Вокруг центра обращаются и шаровые звездные скопления, которые при этом периодически то поднимаются над плоскостью Галактики, то опускаются под нее. Опять-таки, суммарная масса звезд, газа и пыли в диске Галактики значительно меньше той массы, которая должна была бы объяснить и обращение звезд, и такое своеобразное движение шаровых скоплений. В связи с актуальностью новых космологических задач, астрономы со всей тщательностью взялись за ревизию существующих оценок массы Вселенной. Результат оказался ошеломляющим: все, что мы видим во Вселенной, — звезды, газ, пылевые скопления и почти открытые черные дыры — составляют всего... 0,4% ее массы. (А еще недавно предполагалось, что основная часть массы Вселенной сосредоточена в звездах.) Излучение дает еще 0,005%. С высокой вероятностью существуют относительно массивные, пока еще не открытые, несветящиеся объекты. Прежде всего, это межгалактические облака водорода, которые по ряду причин трудно обнаружить. На них-то и приходится основная масса обычного вещества, около массы Вселенной! Больше взять неоткуда. Эти 4% образует материя, состоящая из барионов, к классу которым относятся нейтроны и протоны. Электроны столь же многочисленны, как и протоны, но их масса на несколько порядков меньше. Барионная материя — это весь мир обычного вещества Вселенной. Опубликованные в 2003-04 гг. результаты новых исследований свойств реликтового излучения приборами спутника WMAP показали, что в общей сумме барионной и темной масс барионная материя занимает только 17%.

Самая правильная ошибка

Можно сказать, что Вселенной правит энергия пустоты, которая вошла в космологию под маской ламбда-члена. Космологическая постоянная Эйнштейна вовсе не была "самой большой его ошибкой", как он говорил Гамову. И все-таки в современном виде ее смысл отличается от того, что придавал ей Эйнштейн. Его уравнение гравитационного поля связывало тензор кривизны пространства с распределением в нем энергии и материи через гравитационную постоянную Ньютона. Ламбда-член он поместил слева, как свойство пространства. Теперь физики перенесли его вправо. Здесь вакуум действует наравне с распределением энергии и материи и представляет новую форму плотности энергии, многократно превосходящую все, что до сих пор было знакомо физике. Антитяготение превышает тяготение. Результирующая гравитация — это отталкивание, а не притяжение. Ламбда-член определяет закон всемирного антитяготения и ускоряющееся расширение Вселенной. Остается добавить, что если бы Эйнштейн не создал ламбда-член, он все равно появился бы в наши дни.

О чем в настоящей статье рассказано не будет, так это об уже созданных и создаваемых новых гипотезах о природе Темной Энергии. Физики пытаются построить их как на классических началах, так и на дальнейшем развитии принципов квантовой механики. Причем с учетом Планковских квантов времени и пространства, существующих, по-видимому, реально. Длина Планковского кванта пространства, в сантиметрах, равна 32 нулям после запятой перед единицей, а кванта времени, в секундах — 42 нулям после запятой перед единицей. Ни времени, ни длин короче их в природе не бывает, что объясняет, например, парадокс бесконечной плотности в сингулярности. До Большого Взрыва плотность в ней могла быть гигантской, но не бесконечной, а сингулярность не могла быть меньше кванта объема (в кубических сантиметрах — 98 нулей после запятой). События не могли быть короче кванта времени. Стараясь объединить принципы Общей Теории Относительности и квантовой механики, физики разработали Теорию струн и Теорию петлевой квантовой гравитации, конкурирующие в объяснении устройства мира. Найдет ли природа Темной Энергии свое толкование в квантовой теории, или же в терминах классической физики, как это старался сделать Эйнштейн — покажет время.

Темная эпоха

Как ни удивительно, вскоре после Большого Взрыва, через полмиллиона лет, началась эпоха, когда во Вселенной было совершенно темно, пусто и холодно. Темная эпоха продолжалась примерно 250 миллионов лет. Во Вселенной не было ни одной звезды, ни одной галактики. Если в начале Темной эпохи глаз человека еще мог бы заметить тускло-красное равномерное свечение неба, то теперь темнота стала вездесущей. Пространство было заполнено главным образом Темной материей и реликтовым излучением, которое тогда было более коротковолновым (инфракрасным), соответствовало примерно 150К (-120°С) и продолжало остывать по мере расширения пространства. Барионная материя составляла 1/10 темной и состояла из атомов водорода и гелия в пропорции 4:1 по массе, оставшейся от Большого Взрыва. Темная Энергия практически никакой роли не играла. События Темной эпохи установлены с помощью расчетных моделей, потому что ничего, кроме реликтового излучения, оттуда до нас не дошло. Но модели достаточно надежны; именно они дают представление о природе Темной эпохи. Когда связь реликтового излучения с веществом разорвалась, и излучение стало самостоятельным явлением, красное смещение составляло огромную величину z = 1200. Это соответствует уже упоминавшемуся возрасту 400 тысяч лет, а самые далекие (или ранние) объекты, которые удается наблюдать, имеют z = 6,5 (900 миллионов лет). При z = 1100 температура снизилась до 3000К, произошла рекомбинация плазмы, и частицы объединились в атомы. На этом, похоже, бурные события закончились, и наступила Темная эпоха. До образования первых звезд оставалось, по разным моделям, 200-400 миллионов лет довольно скучного времени, когда уже не было никаких критических процессов. Главное, что происходило — дальнейшее понижение температуры. И причина, по которой задерживалось звездообразование, даже не в том, что распределение вещества было практически однородным, что препятствовало возникновению конденсаций. Эксперимент на спутнике WMAP показал, что, хотя образование звезд оставалось маловероятным, очень небольшие и крайне маловероятные неоднородности Темной Массы все же существовали. Но когда красное смещение z достигло примерно 6 (а возраст Вселенной примерно миллиарда лет), бесчисленные галактики заполнили пространство. Первые звезды, которые были огромными и очень яркими, определили всю дальнейшую историю Вселенной. Чего же они ждали, что до того задерживало звездообразование? Оказывается, запрет создавал сам механизм образования звезд.

Первые звезды

Процесс возникновения первых звезд был более простым, чем образование звезд современного типа, из-за химической чистоты исходного материала — смеси водород-гелий. Газ атомарного состава был перемешан с Темной Массой. Он начинал сжиматься, следуя действию гравитационных сил Темной материи. Формирование звезды зависит от температуры среды, массы конденсирующегося газового образования и наличия в нем молекулярного водорода, который обладает способностью отводить из конденсации тепло, излучая его в окружающее пространство. Молекулярный водород не может возникнуть из атомарного при случайных столкновениях атомов; для его образования у природы припасен довольно сложный процесс. Поэтому при z > 15-20 водород оставался, в основном, в атомарной фазе. При сжатии температура газа в конденсации повышается до 1000К и более, и доля молекулярного водорода несколько увеличивается. При такой температуре дальнейшая конденсация невозможна. Но благодаря молекулярному водороду температура в наиболее плотной части образования снижается до 200-ЗООК, и сжатие продолжается, преодолевая давление газа. Постепенно обычная материя отделяется от темной и концентрируется в центре. Минимальная масса газовой конденсации, необходимая для формирования звезды, масса Джинса, определяется степенной зависимостью от температуры газа, поэтому первые звезды имели массу в 500-1000 раз большую, чем Солнце. В современной Вселенной при образовании звезд температура в плотной части конденсации может быть всего 10К, потому что, во-первых, функции теплоотвода более успешно выполняют появившиеся тяжелые элементы и частицы пыли, во-вторых, температура окружающей среды (реликтового излучения) составляет всего 2,7К, а не почти 100К, как это было в конце Темной эпохи. Второй критерий массы Джинса — давление (точнее, квадратный корень из давления). В Темную эпоху этот параметр был примерно таким же, как теперь.

Образовавшиеся первые звезды были не только огромными, в 4-14 раз больше Солнца, но и очень горячими. Солнце излучает свет с температурой 5780К. У первых звезд температура составляла 100 000-110 000К, а излучаемая энергия превосходила солнечную в миллионы и десятки миллионов раз. Солнце называют желтой звездой; эти же звезды были ультрафиолетовыми. Сгорали и разрушались они всего за несколько миллионов лет, но успевали выполнить по крайней мере две функции, определившие свойства последующего мира. В результате реакций синтеза происходило некоторое обогащение их недр "металлами" (так астрономы называют все элементы тяжелее гелия). Истекающий с них "звездный ветер" обогащал металлами межзвездную среду, облегчая формирование последующих поколений звезд. Главным же источником металлов были взрывы некоторых из них в качестве сверхновых. Наиболее массивная часть первых звезд в конце своего жизненного пути, по-видимому, образовала черные дыры. Мощное ультрафиолетовое излучение гигантских звезд вызвало быстро развивающиеся разогрев и ионизацию межзвездного и межгалактического газа. Это была вторая их функция. Такой процесс называют ре-ионизацией, потому что он был обратным рекомбинации, завершившейся за 250 миллионов лет до этого, при z = 1200, когда образовались атомы и освободилось реликтовое излучение. Исследования далеких квазаров показывают, что ре-ионизация практически закончилась при z = 6-6,5. Если эти две отметки, z = 1200 и z = 6,5, считать границами Темной эпохи, то она продолжалась 900 миллионов лет. Сам период полной темноты, до появления первых звезд, длился короче, около 250 миллионов лет, причем теоретики считают, что в некоторых, совершенно исключительных случаях отдельные звезды могли появиться и раньше, но вероятность этого была очень низкой.

С образованием первых звезд Темная эпоха закончилась. Гигантские ультрафиолетовые звезды входили в протогалактики, образованные, главным образом, Темной материей. Размеры протогалактик были небольшими и они находились близко друг к другу, что вызывало сильное притяжение, которое объединяло их в первые галактики, тоже небольшие. Их размеры составляли 20-30 световых лет (всего в 5 раз больше современного расстояния до ближайшей звезды; диаметр нашей Галактики составляет 100 000 световых лет). Было бы интересно увидеть эти гигантские ультрафиолетовые звезды, но, несмотря на их огромную яркость, сделать это не удается: они находятся в области z = 8-12, а рекордом наблюдения удаленных объектов пока остается квазар при z = 6,37. Вот если бы придумать, как выделить излучение, возникшее в определенный период времени... Допускал же колебавшийся иногда Э. Хаббл, что красное смещение — просто результат старения света, а никакой не эффект Доплера.

Заключение

В 2005 году исполняется 100 лет со дня опубликования Альбертом Эйнштейном его первой работы по Теории относительности. По мере углубления экспериментальных исследований обнаруживается, что мир становится все сложнее. Усложняются и появляющиеся новые теории, судить о справедливости которых мне, экспериментатору, нелегко. Какое-то утешение я нахожу в следующих словах Эйнштейна: "Никаким количеством экспериментов доказать теорию нельзя, но достаточно одного, чтобы ее опровергнуть". Заканчивая этот короткий обзор новых открытий, я пытаюсь представить себе другой обзор, тот, который будет написан через 100 лет. Надеюсь, его автор тоже будет оптимистом и закончит его словами Лукреция Анния Сенеки: "Природа не раскрывает свои тайны раз и навсегда".

Источник