Разгадывая величайшую в мире загадку

Мартин Рис

Институт астрономии, Кембриджский университет

(Статья опубликована в astro-ph/0103391,
Перевод Дмитрия Цветкова, ГАИШ)

На всем протяжении истории человечества вопросы о нашем существование и нашем месте в природе оставались вечными загадками. Только в 20-м веке астрономы и космологи полностью осознали размеры космоса и поняли физические законы, которые управляют им. Наша Земля является частью процесса эволюции, начавшейся задолго до рождения нашей солнечной системы - вплоть до первоначального события, которое создало наш расширяющийся космос примерно 12 миллиардов лет назад. Такие понятия, как квазары, черные дыры, нейтронные звезды и Большой взрыв вошли в общеупотребляемый словарь, но рано пока говорить об их общем понимании. Фундаментальные вопросы о нашей Вселенной, долгое время остававшиеся областью предположений, теперь становятся предметом эмпирической науки.

1. Гравитация, Общая теория относительности, нейтронные звезды и черные дыры

Гравитация является основным предметом многих из этих вопросов. Это - определяющая сила в космосе. Она удерживает планеты на их орбитах, связывает звезды и галактики, определяет судьбу нашей Вселенной. Созданное Исааком Ньютоном в 17-м веке теоретическое описание гравитации остается достаточно точным, чтобы вычислять траектории космических кораблей при полетах к Марсу, Юпитеру и еще дальше. Но после 1905 г., когда Альберт Эйнштейн показал в специальной теории относительности, что моментальная передача информации невозможна, физики поняли, что законы Ньютона перестанут быть адекватными, когда скорость вызванного гравитацией движения приблизится к скорости света. Однако, общая теория относительности Эйнштейна (опубликованная в 1916 г.), достаточно последовательно описывает даже те ситуации, когда гравитация чрезвычайно сильна.

Общую теорию относительности рассматривают как один из двух столпов физики 20-го века; второй - это квантовая теория, революция в представлениях, предвосхитившая наше современное понимание атомов и их ядер. Интеллектуальный подвиг Эйнштейна был особенно впечатляющим, так как, в отличие от пионеров квантовой теории, у него не было стимула в виде экспериментальной проблемы.

Только через 50 лет астрономы открыли объекты с достаточно сильным гравитационным полем, в котором могли проявиться наиболее характерные и яркие особенности теории Эйнштейна. В начале 60-х годов были обнаружены объекты с очень большой светимостью - квазары. Казалось, что для них необходим еще более эффективный источник энергии, чем ядерный синтез, благодаря которому светят звезды; гравитационный коллапс казался наиболее привлекательным объяснением. Американский теоретик Томас Голд выразил возбуждение, охватившее тогда теоретиков. В послеобеденном докладе на первой большой конференции о новом объекте релятивистской астрофизики, которая состоялась в Далласе в 1963 г., он сказал: "Релятивисты с их изощренными работами не только являются блестящим украшением культуры, но они могут быть полезны науке! Все довольны: релятивисты, которые чувствуют, что их труд признан, что они неожиданно стали экспертами в области, о существовании которой они и не подозревали; астрофизики, которые расширили свое поле деятельности... Все это очень приятно, будем надеяться, что это правильно."

Наблюдения, использующие новые методы радио- и рентгеновской астрономии, поддержали оптимизм Голда. В 1950-х лучшие оптические телескопы мира были сосредоточены в Соединенных Штатах, в особенности в Калифорнии. Это перемещение из Европы произошло как из-за климатических, так и из-за финансовых причин. Однако радиоволны из космоса могут проходить сквозь облака, поэтому в Европе и Австралии новая наука - радиоастрономия - могла развиваться, не испытывая влияния погодных условий.

Некоторые из самых сильных источников космического радиошума были идентифицированы. Одним была Крабовидная туманность - расширяющиеся остатки взрыва сверхновой, которую восточные астрономы наблюдали в 1054 г. Другие источники были удаленными внегалактическими объектами, в которых, как мы теперь понимаем, выработка энергии осуществлялась около гигантских черных дыр. Эти открытия были неожиданными. Физические процессы, ответственные за излучение радиоволн, которые сейчас достаточно хорошо поняты, не были предсказаны.

Самым замечтельным неожиданным достижением радиоастрономии было открытие нейтронных звезд в 1967 г. Энтони Хьюишем и Джоселин Белл. Эти звезды - плотные остатки, остающиеся в центре после некоторых взрывов сверхновых. Они были открыты как пульсары: они вращаются (иногда с частотой несколько раз в секунду) и испускают мощный луч радиоволн, который проходит через нашу линию зрения один раз за оборот. Важность нейтронных звезд заключается в их экстремальных физических условиях: колоссальных плотностях, сильных магнитных и гравитационных полях.

В 1969 г. очень быстрый (30 Гц) пульсар был обнаружен в центре Крабовидной туманности. Тщательные наблюдения показали, что частота импульсов постепенно уменьшается. Это было естественным, если энергия вращения звезды постепенно преобразуется в ветер из частиц, которые поддерживают свечение туманности в голубом свете. Интересно, что частота импульсов пульсара - 30 в секунду - так высока, что глаз видит его как постоянный источник. Если бы он был таким же ярким, но вращался медленнее - скажем, 10 раз в секунду - замечательные свойства этой маленькой звезды могли бы быть открыты еще 70 лет назад. Как изменилось бы развитие физики 20-го века, если бы сверхплотное вещество было открыто в 1920-х годах, до того как нейтроны были открыты на Земле? Хотя этого никто не знает, несомненно, что важность астрономии для фундаментальной физики была бы осознана гораздо раньше.

Нейтронные звезды были обнаружены случайно. Никто не ожидал, что они будут излучать такие сильные и четкие радиоимпульсы. Если бы теоретиков в начале 1960-х годов спросили, как лучше всего обнаружить нейтронные звезды, большинство предложило бы искать рентгеновское излучение. Действительно, если нейтронные звезды излучают столько же энергии, как и обычные звезды, с гораздо меньшей площади, они должны быть достаточно горячими, чтобы испускать рентгеновские лучи. Таким образом, казалось, что астрономы, работающие в рентгеновском диапазоне, имели лучшие возможности открыть нейтронные звезды.

Рентгеновские лучи от космических объектов, однако, поглощаются в земной атмосфере, и могут наблюдаться только из космоса. Рентгеновская астрономия, как и радиоастрономия, получила импульс к развитию в результате использования военных технологий и опыта. В этой области ученые из США заняли лидирующее положение, в особенности покойный Герберт Фридман и его коллеги из Военно-морской исследовательской лаборатории США. Их первые рентгеновские детекторы, установленные на ракетах, работали только по несколько минут, перед тем как упасть на землю. Большого прогресса рентгеновская астрономия добилась в 1970-х годах, когда НАСА запустило первый рентгеновский спутник, который собирал информацию в течение нескольких лет. Этот проект и многие последовавшие за ним показали, что рентгеновская астрономия открыла важное новое окно во Вселенную.

Рентгеновские лучи излучаются необычно горячим газом и особенно мощными источниками. Поэтому на рентгеновской карте неба выделяются самые горячие и самые мощные объекты в космосе. Среди них - нейтронные звезды, в которых масса, по крайней мере не меньшая массы Солнца, сосредоточена в объеме с диаметром немногим больше 10 километров. Сила тяготения на них так сильна, что релятивистские поправки доходят до 30%.

В настоящее время предполагается, что некоторые остатки звезд при коллапсе могут превзойти плотность нейтронных звезд и превратиться в черные дыры, которые искажают время и пространство еще больше, чем нейтронные звезды. Астронавт, который отважится попасть внутрь горизонта черной дыры, не сможет передать световые сигналы в окружающий мир - как будто само пространство засасывается внутрь быстрее, чем свет движется через него. Внешний наблюдатель никогда не узнает окончательную участь астронавта. Ему будет казаться, что любые часы, падая внутрь, будут идти все медленнее и медленнее. Так и астронавт будет как бы пригвозджен к горизонту, остановившись во времени.

Российские теоретики Яков Зельдович и Игорь Новиков, исследовавшие, как искажается время около сколлапсировавших объектов, предложили в начале 1960-х термин "замерзшие звезды". Термин "черная дыра" был введен в употребление в 1968 г., когда Джон Уилер описал, как "свет и частицы, падающие снаружи... падают на черную дыру, только увеличивая ее массу и гравитационное притяжение".

Черные дыры, которые являются финальным эволюционным состоянием звезд, имеют радиусы от 10 до 50 километров. Но сейчас существуют убедительные свидетельства того, что черные дыры с массами в миллионы или даже миллиарды масс Солнца, существуют в центрах большинства галактик. Некоторые из них проявляют себя как квазары - сгустки энергии, которые светят ярче всех звезд галактик, в которых они находятся, или как мощные источники космического радиоизлучения. Другие, включая черную дыру в центре нашей Галактики, не проявляют такой активности, но влияют на орбиты звезд, подходящих близко к ним.

Черные дыры, если смотреть на них извне, являются стандартизированными объектами: не существует признаков, по которым можно было бы определить, как образовалась определенная черная дыра или какие объекты поглощены ей. В 1963 г. новозеландец Рой Керр обнаружил решение уравнений Эйнштейна, которые описывали сколлапсировавший вращающийся объект. "Решение Керра" приобрело очень важное значение, когда теоретики поняли, что оно описывает пространство-время около любой черной дыры. Коллапсирующий объект быстро приходит в стандартизированное состояние, характеризуемое всего двумя числами, измеряющими его массу и спин. Роджер Пенроуз, специалист в математической физике, который, возможно, сделал больше всех для возрождения теории относительности в 1960-х, заметил: "Есть какая-то ирония в том, что для самого странного и наименее знакомого астрофизического объекта - черной дыры - наша теоретическая картина наиболее полна".

Обнаружение черных дыр проложило путь к проверке самых замечательных следствий теории Эйнштейна. Излучение таких объектов обусловлено в основном горячим газом, падающим по спирали в "гравитационную яму". Оно показывает сильный эффект Доплера, а также имеет дополнительное красное смещение из-за сильного гравитационного поля. Спектроскопическое исследование этого излучения, в особенности рентгеновского, позволит прозондировать поток очень близко к черной дыре и определить, согласуется ли форма пространства с предсказаниями теории.

2. Расширяющаяся Вселенная

В нашем Млечном Пути находится около 100 миллиардов звезд, в основном в диске, вращающемся вокруг центрального сгущения. До 1920-х годов о более удаленных частях Вселенной ничего не было известно, но сейчас мы знаем, что наша Галактика - одна из миллиардов подобных ей.

Большинство галактик находится в группах и скоплениях, которые связаны силами гравитации. Наша Местная Группа, имеющая в поперечнике несколько миллионов световых лет, включает Млечный Путь и Туманность Андромеды, а также 34 меньшие галактики. Эта группа расположена около края скопления в Деве - архипелага из нескольких сотен галактик, центр которого находится на расстоянии 50 миллионов световых лет. Скопления и группы объединяются в еще большие структуры. Так называемая Великая Стена - имеющее форму листа множество галактик на расстоянии около 200 миллионов световых лет - это ближайшее и наиболее выделяющееся из этих гигантских образований.

Возможно, наиболее важный широко известный факт о нашей Вселенной - это то, что все галактики (кроме нескольких близких галактик Местной Группы) удаляются от нас. Более того, красное смещение - мера скорости удаления - больше для слабых, далеких галактик. Мы живем в расширяющейся Вселенной, где с течением времени скопления галактик все дальше удаляются друг от друга, становясь все более редкими в пространстве.

Простое соотношение между красным смещением и расстоянием названо в честь Эдвина Хаббла, который первым установил этот закон в 1929 г. Хаббл мог изучать только относительно близкие галактики, скорость удаления которых была меньше 1% скорости света. Благодаря техническому прогрессу и большим телескопам, в настоящее время такие данные получены для галактик, скорость которых составляет значительную долю скорости света. Концептуально предпочтительно объяснять красное смещение "растяжением" пространства, когда свет проходит через него. Величина красного смещения - другими словами, величина растяжения световых волн - говорит нам, насколько расширилась Вселенная, пока свет дошел до нас.

Модели расширяющейся однородной Вселенной, некоторые из которых были основаны на общей теории относительности Эйнштейна, были разработаны в 1920-х и 30-х годах. Но в то время было мало количественных сведений о том, насколько в действительности однородна наша Вселенная. Еще меньше была возможность выбора между альтернативными моделями.

В настоящее время астрономы наблюдают много скоплений, подобных скоплению в Деве, и много структур, похожих на Великую Стену. Но более глубокие обзоры, по-видимому, не обнаруживают более крупных структур. В куб со стороной 200 миллионов световых лет (это расстояние все еще мало по сравнению с горизонтом наших наблюдений, до которого около 10 миллиардов световых лет) поместятся самые большие структурные образования. Такой куб, в каком бы месте Вселенной его не поместить, будет содержать примерно одинаковое количество галактик, статистически сходным образом сгруппированных в скопления, структуры типа волокон и другие образования.

Даже самые большие наблюдаемые космические структуры малы по сравнению с расстоянием, достижимым для наших телескопов. Это создает возможности для космологических исследований, позволяя нам определять средние свойства нашей Вселенной и использовать простые однородные модели как разумные приближения.

В 1950-х годах Аллен Сэндидж был единственным, кто утверждал, что 5-метровый Паломарский телескоп может исследовать достаточно далекий космос и, следовательно, достаточно отдаленное прошлое, чтобы проверить космологические модели. Чтобы обнаружить изменения скорости расширения или эволюцию населения галактик, необходимо наблюдать объекты, находящиеся так далеко, что свет от них идет до нас миллиарды лет.

За последние 40 лет создание более совершенных, обладающих большими возможностями телескопов и наблюдательной аппаратуры сделали это возможным. Более дюжины телескопов с 4-х метровыми зеркалами были построены в 1970-х и 80-х годах. Замена фотографических пластинок, квантовая эффективность которых не превосходила 1%, на твердотельные детекторы с эффективностью до 80% намного увеличила возможности обнаружения слабых и далеких объектов. Новое поколение еще больших телескопов (первые из них - два телескопа Кека на Гавайях) сейчас вступает в строй. Возможно, самый впечатляющий из них - это Очень Большой телескоп (названный без особого воображения) - группа из четырех телескопов, каждый с зеркалом диаметром 8.2 метра, сооруженный в Чилийских Андах консорциумом европейских стран. Этот инструмент не только собирает больше света, чем все предшествовавшие телескопы, но также должен давать более четкие изображения, компенсируя атмосферные флуктуации и связывая телескопы вместе, чтобы они работали как интерферометр.

Значительный прогресс достигнут в наблюдениях из космоса. Космический телескоп им.Хаббла, который в начале преследовали отсрочки, дефекты и перерасход средств, все же оправдал надежды, которые на него возлагали астрономы. Изображения Хаббловского поля глубокого обзора - полученные непрерывным слежением за маленьким клочком неба в течение нескольких суток - показывают буквально сотни слабых пятнышек, несмотря на то что поле зрения настолько мало, что покрывает на небе меньше 1/100 площади полной Луны. Каждое пятнышко - это целая галактика, размером в тысячи световых лет, которые выглядят такими слабыми и маленькими на огромном расстоянии. Мы наблюдаем эти далекие галактики на очень примитивной стадии эволюции. У них еще очень простой химический состав: очень мало кислорода, углерода и других элементов, из которых состоят планеты, а значит очень малы шансы возникновения жизни.

Теперь у нас есть изображения, которые переносят нас на миллиарды лет назад во времени, в эпоху, когда формировались первые галактики. Возможно, что первые звезды образовались еще раньше, в структурах, меньших чем существующие сейчас галактики, которые не могут обнаружить даже самые большие в настоящее время телескопы.

3. "Ископаемые" горячего начала

Как насчет еще более отдаленной эпохи, перед тем как образовались первые звезды? В конце 1920-х бельгийский священник Жорж Леметр, обучавшийся в Массачусетском Технологическом институте, и Александр Фридман в России были пионерами идеи, что все началось в плотном состоянии и структура развивалась по мере расширения. Леметр писал: "Эволюция Вселенной может быть похожа на показ фейерверка, который только что закончился: еще несколько огоньков, пепел и дым. Стоя на хорошо остывшей золе, мы видим угасание солнц и пытаемся оживить исчезнувший блеск начала миров".

Этот "исчезнувший блеск" был обнаружен в 1965 г. Арно Пензиас и Роберт Вильсон, два ученых из Телефонных лабораторий Белла, стараясь уменьшить шум антенны в Холмделе, Нью-Джерси, случайно обнаружили, что все пространство немного подогрето микроволнами, не имеющими видимого источника.

В 1990 г. Джон Мэзер и его коллеги, используя спутник НАСА Исследователь космического фона (СОВЕ) показали, что спектр микроволнового фона соответствует закону излучения черного тела с точностью 0.01%, что и следовало ожидать, если он действительно был остатком стадии "огненного шара", когда все вещество в нашей Вселенной было сжатым, очень горячим, плотным и непрозрачным. Космическое расширение должно было охладить первоначальное излучение, уменьшить его плотность и изменить длины волн, но оно все равно должно остаться, заполняя все пространство.

Температура фона в настоящее время - только 2.728 градуса выше абсолютного нуля, но он содержит удивительно большое количество тепла: 412 миллионов квантов излучения (фотонов) в каждом кубическом метре современной Вселенной. Для сравнения, если вещество всех наблюдаемых звезд и всего газа во Вселенной равномерно распределить в пространстве, то его плотность окажется всего 0.2 атома в кубическом метре - более чем в миллиард раз меньше, чем плотность фотонов.

Согласно теории Большого взрыва, все вещество должно было быть сжатым и нагретым сильнее, чем в центрах звезд - наверняка достаточно горячо для ядерных реакций. Самые важные из этих реакций происходят при температуре примерно в миллиард градусов. Однако, Вселенная остыла ниже этой температуры за три минуты, и (к счастью для нас) этого времени не хватило на то, чтобы превратить первоначальное вещество в железо, как это происходит в самых горячих звездах, и даже в углерод, кислород и т.д.

Это противоречило предположению Георгия Гамова, что вся Периодическая таблица была "сварена" в ранней Вселенной. В 1950-х годах Фред Хойл, Уильям Фаулер, Джеффри и Маргарет Бербиджи и, независимо, Алистер Камерон развивали альтернативную схему, которая количественно объяснила почти всю Периодическую таблицу как результат ядерного синтеза в звездах и сверхновых. После поздних усовершенствований этой модели рассчитанная смесь атомов удовлетворительно совпадает с наблюдаемыми пропорциями.

Самые старые звезды, которые образовались из газа на ранней стадии истории галактик, когда он был менее "загрязнен", действительно показывают дефицит тяжелых элементов, как и предсказывает теория звездного нуклеосинтеза. Однако, даже в самых старых объектах содержится от 23% до 24% гелия: не обнаружено звезды, галактики или туманности, где содержание гелия было бы меньше этого значения. Кажется, что галактики начали образовываться не из чистого водорода, а из смеси водорода и гелия.

Теория "Горячего Большого взрыва" удачно решает эту проблему. Реакции на горячей ранней стадии могут превратить примерно 23% водорода в гелий, но Вселенная остывала так быстро, что не хватило времени на синтез более тяжелых элементов Периодической системы (за исключением небольшого количества лития). Объяснение происхождения большей части космического гелия Большим взрывом таким образом решило долго стоявшую проблему - почему его так много, и почему его обилие так однородно. Это побудило космологов серьезно относиться к первым секундам космической истории.

Другой продукт Большого взрыва - это дейтерий (тяжелый водород). Обилие дейтерия по отношению к водороду до недавнего времени было плохо известно. Однако это отношение теперь измерено на Юпитере, в межзвездном газе и в далеких межгалактических облаках, и его значение - около 1/50000. Происхождение даже этого небольшого количества представляет собой проблему, так как дейтерий в звездах скорее уничтожается, чем образуется. Как ядерное топливо, его легче поджечь, чем обычный водород, поэтому только что образовавшиеся звезды сжигают дейтерий во время своего начального сжатия, до перехода к продолжительной стадии горения водорода.

Если мы примем среднюю плотность Вселенной в настоящее время - 0.2 атома на кубический метр и вычислим, какая смесь атомов должна образоваться из остывающего огненного шара, мы обнаружим, что пропорции водорода, дейтерия и гелия (и, в качестве бонуса, также и лития) согласуются с данными наблюдений. Это очень обнадеживает, потому что наблюдаемые обилия могли совершенно не совпадать с предсказаниями любой теории Большого взрыва; или же они могли совпадать, но только для плотности, которая была бы намного больше или меньше пределов, допустимых на основании данных наблюдений.

4. Должны ли мы верить в сценарий Большого взрыва?

Экстраполяция к стадии, когда от начала расширения Вселенной прошло всего несколько секунд, которую осуществляют астрофизики и космологи, заслуживает такого же серьезного отношения, как, например, то, что геологи и палеонтологи говорят нам о ранней истории нашей Земли: их выводы почти такие же косвенные и в общем менее количественные.

Более того, за последние 30 лет могли бы быть совершены несколько открытий, которые сделали бы несостоятельной гипотезу Большого взрыва, но они не были совершены. Теория Большого взрыва в течение десятилетий подвергалась опасности, но выжила. Вот некоторые из этих неосуществленных наблюдений:

Астрономы могли бы обнаружить объекты, содержание гелия в которых было бы намного меньше количества, предсказанного теорией Большого взрыва - 23%. Это было бы смертельным для теории, так как синтез гелия в звездах может повысить обилие гелия относительно его догалактического уровня, но не существует способа превратить гелий в водород.

Реликтовое излучение, которое было очень точно измерено спутником COBE, могло иметь спектр, отличающийся от ожидаемого чернотельного. Более того, температура излучения могла бы быть так равномерно распределена по небу, что это было бы несовместимо с флуктуациями, которые были необходимы для образования современных структур, таких как скопления галактик.

У стабильного нейтрино могла быть обнаружена масса в пределах от 100 до 106 электрон-вольт. Это было бы смертельно, потому что в ранней горячей Вселенной было почти столько же нейтрино, сколько фотонов. Если бы каждое нейтрино весило хотя бы одну миллионную долю атома, все вместе они дали бы слишком много массы современной Вселенной - даже больше, чем может быть спрятано в темной материи. Физики-экспериментаторы стараются измерить массу нейтрино, но кажется, что она слишком мала, чтобы внести существенный вклад в темное вещество.

Содержание дейтерия могло бы быть таким высоким, что это было бы несовместимо с нуклеосинтезом при Большом взрыве (или требовало бы неприемлемо низкой плотности барионов).

То, что теория Большого взрыва уцелела, дает нам уверенность в корректности экстраполяции назад к первым секундам космической истории и правильности предположения, что законы микрофизики были такими же, как и сейчас.

5. Возникновение структуры

Если наша Вселенная начиналась как горячий, аморфный огненный шар, то как образовались наблюдаемые сейчас структуры - звезды, галактики и скопления? Это - естественный результат действия гравитации, которая с течением времени усиливает даже очень слабые начальные неоднородности в заметные различия плотности.

В настоящее время теоретики могут моделировать на компьютере виртуальные вселенные. Небольшие флуктуации вносятся в начальные условия для моделирования. Когда Вселенная расширяется, появляются зародыши галактик и больших структур, которые эволюционируют. Чисто гравитационные детали этого процесса моделируются достаточно хорошо. Однако, когда газ под действием гравитации сжимается в протогалактику, его плотность должна возрасти на много порядков, перед тем как начнется образование звезд. Сложная динамика и перенос излучения определяют, какими будут их массы. Более того, вклад энергии от первых звезд оказывает влияние на весь последующий процесс, которое определяется ненадежно. Эти процессы слишком сложны для расчетов и должны быть аппроксимированы с помощью правдоподобных "рецептов", выбранных на основании данных наблюдений.

Несмотря на эти ограничения, моделирование образования структуры достигло замечательных успехов в объяснении существующей морфологии галактик и скоплений. Более того, эти модели можно проверить, рассмотрев, как они согласуются с новыми данными исследований объектов с высокими красными смещениями, которые показывают, как выглядела Вселенная в ранние эпохи.

Имеется еще одна возможность проверки рассчитанных сценариев. При таком моделировании предсказываемые размеры и скучивание галактик зависят от формы и амплитуды начальных флуктуаций. Реликтовое излучение должно нести следы этих флуктуаций и таким образом дать возможность независимым образом оценить их амплитуду. Это излучение в сущности приходит от поверхности, такой далекой, что она наблюдается в эпоху, когда флуктуации имели малую амплитуду. Излучение от зарождающегося скопления на этой поверхности будет иметь немного меньшую температуру, так как оно теряет энергию, выбираясь из гравитационной ямы, созданной повышенной плотностью. Наоборот, излучение из зарождающегося пустого места будет немного горячее. Предсказанные относительные изменения температуры по небу из-за этого эффекта имеют порядок 1/100000. На некоторых масштабах предсказываются немного большие доплеровские флуктуации, возникающие из-за связанных с неоднородностями движений.

Измерение фонового излучения, которое само в 100 раз холоднее атмосферы, с точностью 1/100000 кажется технически практически невозможным. Но это было осуществлено. Флуктуации впервые были измерены Джорджем Смутом и его коллегами, обработавшими данные, полученные спутником COBE за 4 года. Однако, эти измерения были возможны только для угловых размеров, превышающих 7 градусов. Впоследствии они были дополнены и расширены экспериментами, проведенными на поверхности Земли и на воздушных шарах. Амплитуды действительно согласуются с требуемыми для образования галактик. В течение следующих нескольких лет два новых космических аппарата - Зонд анизотропии микроволн НАСА и спутник Планк Европейского космического агентства - должны получить данные, достаточно точные для решения многих ключевых вопросов о космологии, ранней Вселенной и образовании галактик.

6. Темная материя, постоянная Омега и первые микросекунды

Примерно через 5 миллиардов лет Солнце умрет, и Земля вместе с ним. Примерно в то же время (плюс минус миллиард лет) Туманность Андромеды, которая уже приближается к нам, столкнется с нашим Млечным Путем. Но будет ли Вселенная вечно расширяться? Или же весь небосвод в конце концов сколлапсирует и будет раздавлен, и все в мире постигнет та же судьба, что и неосторожного астронавта, упавшего на черную дыру?

Ответ зависит от того, насколько космическое расширение будет замедлено гравитационным притяжением, которое каждое тело оказывает на все окружающее. Легко вычислить, что расширение может быть остановлено, если в среднем в каждом кубическом метре пространства содержится около пяти барионов - это так называемая критическая плотность. (Барион - это общий термин для протонов и нейтронов, тяжелых составляющих всех атомов.) Это не кажется очень большой плотностью. Но если разобрать все галактики и равномерно размазать все содержащиеся в них звезды и газ в пространстве, то получится еще более пустой вакуум - один барион на 10 кубических метров. Добавим к этому вещество диффузного межгалактического газа, которого, по-видимому, примерно столько же - и полученная плотность составит 0.2 бариона на кубический метр.

Это в 25 раз меньше критической плотности, что на первый взгляд означает вечное расширение. Но в действительности ситуация не такая однозначная. Астрономы обнаружили, что галактики и даже целые скопления галактик распались бы, если бы их не удерживало гравитационное притяжение вещества, масса которого от 5 до 10 раз больше видимого вещества. Это знаменитая загадка "темной материи".

Есть много кандидатов на роль темной материи. Ранние идеи включали очень слабые звезды (известные как "коричневые карлики"), или остатки массивных звезд. Однако большинство космологов предполагает, что темное вещество состоит не из барионов, а из экзотических частиц, оставшихся после Большого взрыва.

Для этого есть два основания. Во-первых, содержание гелия и дейтерия, рассчитываемое в рамках модели Большого взрыва, чувствительно к барионной плотности и не будет согласовываться с наблюдениями, если средняя барионная плотность будет равна, скажем, 1 или 2, а не 0.2 на кубический метр. Дополнительное темное вещество в экзотических частицах, которые не участвуют в ядерных реакциях, однако, не нарушит согласия, которое достигается при плотности барионов 0.2 на кубический метр.

Во-вторых, образование галактик трудно объяснить, если вся их масса является барионной. Небарионное вещество может более эффективно скучиваться в ранней Вселенной, потому что оно не испытывает противоположного воздействия давления излучения. Если бы Вселенная состояла только из барионов, трудно было бы согласовать ее настоящее структурированное состояние с малыми амплитудами первоначальных флуктуаций, определяемыми по анизотропии реликтового излучения.

Загадка темной материи может не выдержать атаки с трех направлений:

1. Прямое обнаружение. Поиск кандидатов в темное вещество, включающих тяжелые нейтральные частицы и аксионы, ведется в подземных лабораториях с чувствительными детекторами.

2. Прогресс в физике элементарных частиц. Если бы мы больше знали о типах частиц, которые могли существовать в сверхранней Вселенной, мы могли бы надежно вычислить, сколько их должно пережить первые микросекунды Большого взрыва и сколько темной массы они могут образовать.

3. Моделирование образования галактик и крупномасштабных структур. Когда и как галактики формируются и образуют скопления, зависит от того, что является доминирующим источником гравитационных сил. Возможно моделировать формирование галактик на компьютере, делая различные предположения о темной материи. Если одно из предположений даст результат, который будет лучше других соответствовать реальным галактикам, это будет по крайней мере подкрепляющим свидетельством в пользу одного из вариантов.

Космологи обозначают отношение действительной плотности к критической как . Наверняка темного вещества достаточно, чтобы = 0.2. До недавнего времени мы не могли исключить, что вещества в пространстве между скоплениями галактик в несколько раз больше, и значение = 1 вполне допустимо. Сейчас кажется, что атомы и темное вещество вместе дают не более 30% критической плотности.

Конечно, мы не можем знать, что произойдет в будущем: может появиться новая физика, и не наблюдаемые пока области Вселенной могут существенно отличаться от той ее части, которую мы видим. Но с этими оговорками, все же больше шансов в пользу вечного расширения. Галактики будут рассеиваться и угасать, так как все их звезды умрут и вещество окажется заключенным в белых карликах, нейтронных звездах и черных дырах.

Более того, существуют волнующие свидетельства существования дополнительной силы отталкивания, которая в космических масштабах превосходит гравитацию. Исследования соотношения между красным смещением и видимой яркостью далеких сверхновых позволяют предположить, что галактики могут разлетаться с увеличивающейся скоростью. Эта работа была названа - возможно, преждевременно - самым важным открытием 1998 года во всех областях науки. Если этот результат будет подтвержден, то нас ожидает еще более пустая Вселенная. Все галактики за пределами Местной Группы будут удаляться с ускорением, полностью исчезая из виду, когда их красное смещение будет экспоненциально возрастать до бесконечности.

Зарождение идеи о космологическом отталкивании относится к 1917 году, когда Эйнштейн ввел дополнительный член в свои уравнения. Он назвал его космологической константой, или . Причиной было допустить существование статичной Вселенной, в которой отталкивающая сила уравновешивала гравитацию. Позднее, когда Хаббл открыл расширение Вселенной, он отказался от этой идеи, назвав ее "величайшей ошибкой". Однако, с современной точки зрения, можно рассматривать как темную энергию, скрытую в пустом пространстве. Она приводит к отталкиванию так как, согласно уравнению Эйнштейна, гравитация зависит от давления и от плотности, и если давление имеет достаточно большую отрицательную величину (как должно быть для энергии вакуума), общий эффект будет отталкиванием.

Космологическая постоянная соответствует энергии вакуума, которая не изменятся при расширении Вселенной. Космологи недавно предложили варианты - формы темной энергии, названной квинтэссенцией, с отрицательной энергией, которая может постепенно ослабевать.

Есть еще свидетельства существования некоторой формы темной энергии, независимые от выводов об ускорении расширения Вселенной, полученных на основании исследования сверхновых. Теория говорит, что флуктуации, или рябь, в микроволновом фоне должны быть наибольшими на определенной шкале длины, которая связана с максимальным расстоянием, на которое может распространяться звуковая волна. Угловая шкала, соответствующая этой длине, однако, зависит от геометрии Вселенной.

Наблюдения помогли определить угловую шкалу этого доплеровского пика с точностью лучше 10%. Результаты согласуются с моделью "плоской" Вселенной. Напротив, если бы не было массы-энергии, кроме барионов и темной материи, которые давали бы значения от 0.2 до 0.3 для , то мы жили бы в открытой Вселенной, где этот угол был бы примерно в два раза меньше, что определенно противоречит наблюдениям. Согласования с измерениями реликтового излучения можно достичь, если баланс поддерживает темная энергия, и Вселенная все-таки плоская; доминирующая темная энергия тогда будет обеспечивать ускоренное расширение.

Всего за последние 2 года было достигнуто замечательное согласие между несколькими кажущимися независимыми результатами наблюдений, что привело к выбору наиболее вероятных значений ключевых параметров, описывающих нашу Вселенную. Вероятно, Вселенная плоская, барионы дают 4% массы-энергии, темная материя - от 20% до 30%, а темная энергия - остальную часть, то есть от 66% до 76%. То, что Вселенная плоская, подтверждает естественное предсказание "теории инфляции" (которая обсуждается ниже). Расширение ускоряется, потому что темная энергия (с отрицательным давлением) является доминирующей составляющей. Но относительно распределения долей между тремя различными составляющими нельзя сказать, что для него есть естественное объяснение.

Есть ли какое-нибудь объяснение для этих цифр? И в дополнение к этому вопросу, почему простые космологические модели, основанные на точной однородности и изотропии, так хорошо подходят? Полностью хаотичная и неправильная Вселенная на первый взгляд кажется более вероятной. Если на эти вопросы есть ответы, их нужно искать в первых мгновениях космической истории.

В последние 20 лет космологи предполагали, что однородность - это наследие какого-то замечательного события, произошедшего в сверхранней Вселенной. Предполагалось, что очень сильное космическое отталкивание могло ускорить расширение, и маленький клочок пространства-времени экспоненциально расширился и стал однородным, когда его возраст не превышал 10-35 секунд.

Общая идея, что наша Вселенная раздулась из чего-то микроскопического, является захватывающе привлекательной. Вместо того чтобы принять расширение как начальное условие, она физически объясняет его. Это выглядит как "что-то за ничего", но это не так, потому что наша огромная Вселенная может иметь, в некотором смысле, нулевую полную энергию. Каждый атом имеет энергию благодаря своей массе (формула Эйнштейна ). Но благодаря гравитации у него есть и отрицательная энергия. Например, на поверхности Земли мы находимся в состоянии с меньшей энергией, чем если бы мы были в космосе. И если мы прибавим отрицательную потенциальную энергию, которой мы обладаем благодаря гравитационному полю всех других тел, она может превысить энергию нашей массы покоя. Таким образом, ничего не стоит увеличить массу и энергию в нашей Вселенной.

Алан Гат объяснил эту концепцию инфляции в 1981 г., основываясь на работах других исследователей. Она включает экстремальную, непроверенную физику и таким образом имеет не очень надежное основание. Но это - не чистая метафизика. Одно ее общее предсказание - что Вселенная будет расширяться плоской - кажется, подтверждено наблюдениями. Более того, наблюдения могут в принципе дать ей еще более весомое подтверждение. Например, легкая рябь, которая была зародышем галактик и скоплений, могла быть квантовыми флуктуациями, возникшими, когда Вселенная имела микроскопические размеры, а затем растянутая инфляционным расширением. Неоднородности в современной Вселенной зависят, и эта зависимость может быть рассчитана, от физики инфляции. Таким образом, наблюдения могут помочь проверить эту экстремальную физику и, возможно, понять, что вызвало инфляцию.

Некоторые варианты теории инфляции - поддерживаемые Андреем Линде, Алексом Виленкиным и другими - предполагают, что наш Большой взрыв не был единственным. Это фантастическое предположение резко расширяет наше представление о действительности. Вся история нашей Вселенной может быть лишь эпизодом, небольшой ячейкой бесконечной сверхвселенной. Существующие в настоящее время идеи в теории суперструн и о возможности дополнительных пространственных измерений позволяют предположить другие, не менее захватывающие сценарии.

7. Вселенная как предмет нашего познания

Космологи больше не страдают от недостатка данных: происходящий в настоящее время прогресс дал гораздо больше наблюдателям и экспериментаторам, чем сидящим за письменными столами теоретикам. Хотя непосредственное физическое исследование ограничено нашей солнечной системой, наблюдения с помощью телескопов и другой техники существенно расширили наши горизонты. Эти инструменты позволяют нам изучать галактики, свет от которых идет до нас в течение 90% времени, прошедшего после Большого взрыва.

И мы осмысливаем все, что мы видим. Уже достаточно хорошо поняты основные особенности жизненных циклов звезд. Для галактик такого понимания пока нет. Но наблюдения близких галактик и очень далеких галактик, которые мы видим в процессе формирования, помогут разобраться с этими вопросами.

Мы являемся свидетелями нарастающего потока открытий, который скорее всего продолжится и в следующем десятилетии. Так случилось, что совпадение развития технологии и научной мысли, дополненное соответствующим финансированием, привело к почти одновременным прорывам на нескольких фронтах:

Высокочувствительное оборудование и новые методы сделали возможными интенсивное изучение флуктуаций микроволнового фона.

Космический телескоп Хаббла реализовал свои возможности по наблюдениям явлений в далеком космосе; вступают в строй новые 8- и 10-метровые телескопы; новые рентгеновские телескопы в космосе и радиотелескопы на Земле обладают большей чувствительностью. Через десять лет новые космические телескопы должны продолжить поиски за пределы, доступные телескопу Хаббла.

Исследования крупномасштабных структур и динамики, новые обзоры галактик позволят применить более точные статистические методы и сделать выбор между теориями образования структур.

Значительный прогресс в компьютерной технологии позволяет проводить все более подробное численное моделирование, которое может включать реалистичную газодинамику и гравитацию.

Новая фундаментальная физика дает надежду поставить теорию сверхранней Вселенной на такое же надежное основание, как и более поздние этапы.

Некоторые споры были разрешены; некоторые вопросы более не являются источником противоречий. Но сейчас возникают и обсуждаются новые вопросы, которые ранее не могли быть поставлены. Среди них такие: Почему наша Вселенная состоит из барионного вещества и темной материи в определенной пропорции? В чем причина начального преимущества вещества над антивеществом? Состоит ли темная материя из нейтральных частиц, выживших после Большого взрыва, или из чего-то более экзотического? Являются ли они продуктом квантовых флуктуаций, сохранившихся со времени, когда вся наша Вселенная имела микроскопические размеры? Что такое таинственная темная энергия, которая делает Вселенную плоской, и как это соотносится с инфляцией?

Понять самое начало останется сложной задачей. Это потребует новой теории, возможно, варианта суперструн, объединяющих космос и микромир. Оптимисты надеются на скорый прорыв. Но цель космологии и астрономии - установить, как простой огненный шар проэволюционировал за 12 миллиардов лет в то сложное космическое окружение, которое мы видим вокруг. Понять, как следствия основных законов раскрывались в ходе истории космоса, остается неисчерпаемой задачей для нового тысячелетия.

Литература

N. A. Bahcall, J. P. Ostriker, S. Perlmutter, P. J. Steinhardt, Science 284, 1481 (1999).

M. C. Begelman and M. J. Rees, Gravity's Fatal Attraction: Black Holes in the Universe (W. H. Freeman & Company, New York, 1998).

R. Brawer and A. P. Lightman, Origins: The Lives and Worlds of Modern Cosmologists (Harvard University Press, Cambridge, MA, 1992).

E. R. Harrison, Cosmology: The Science of the Universe (Cambridge University Press, Cambridge, ed. 2, 2000).

J. A. Peacock, Cosmological Physics (Cambridge University Press, Cambridge, 1998). Reviews of Modern Physics 71(2), (1999).

American Physical Society. Special centenary issue with many authoritative reviews of history and current status of subject.