Александр Волков - 100 великих загадок астрономии

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».

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.

Первые звезды начали зарождаться лишь после того, как газовые массы остыли. Это происходило в самых компактных и плотных гало. Первые звезды не были похожи на те звезды, что и теперь продолжают появляться в отдельных областях Млечного Пути. Они были очень крупными, весили в 100 и более раз больше, чем Солнце (по некоторым оценкам, их масса могла достигать 1000 солнечных масс). Их видимая поверхность была разогрета до 100 000 °C (температура внешних слоев Солнца – около 5500 °C).

Газовые массы, из которых состояли эти звезды, почти не содержали тяжелых элементов. Впрочем, и сегодня их концентрация чрезвычайно мала. На 3000 атомов водорода приходится всего по одному атому углерода и два атома кислорода. А ведь это самые распространенные тяжелые элементы во Вселенной! Теперь они играют важную роль в зарождении звезд.

Первые звезды начали зарождаться лишь после того, как газовые массы остыли

Когда молекулярное облако сжимается под действием собственной гравитации, температура этого сгустка растет. Увеличивается и давление внутри облака, оно препятствует его дальнейшему сжатию. Тяжелые элементы служат охладителем, и потому процесс формирования звезды продолжается.

В ранней Вселенной таких охладителей не было. Тем не менее звезды возникали. В 2008 году свое решение этой загадки предложили японские астрофизики Наоки Ёсида и Кадзуюки Омукаи и их американский коллега Ларс Хернквист. В своей модели они рассматривали громадное гало, состоявшее из темного вещества. Находившееся в этом гало облако водорода и гелия постепенно сжималось, пока его температура не возросла до 10 000 °C. Давление раскаленного газа препятствовало его дальнейшему сжатию. Тем не менее возникла протозвезда, которая весила, правда, в сотню раз меньше, чем Солнце. Давление и температура в ее недрах еще долгое время были недостаточны для того, чтобы вспыхнула термоядерная реакция. Однако зарождавшаяся звезда продолжала притягивать окружающие массы газа. Модель, которую разработал Фолькер Бромм из Техасского университета, показывает, что всего за несколько тысяч лет масса этой звезды неимоверно возросла. Когда наконец она превысила 100 солнечных масс, ядро звезды уплотнилось настолько, что началась реакция термоядерного синтеза.