Вселенная с нуля. От Большого взрыва до абсолютной пустоты

Астрофизики изучают все те штуки, что мы видим в небе, как системы, подчиняющиеся законам физики, но, прежде всего, они исследуют саму Вселенную во всей ее огромности. В 20-х годах ХХ века, расставшись с идеей Вечной Вселенной, столь дорогой их предшественникам, философам-материалистам из века XIX, астрофизики отбросили космогонические мифы, созданные самыми разными древними культурами, и заинтересовались идеей образования Вселенной в результате некоего уникального события. Научное сообщество, опираясь на неоспоримые доказательства, согласилось с выводом, что Вселенная возникла в результате процесса, который начался тринадцать миллиарда восемьсот миллионов лет назад, и описывается Стандартной космологической моделью.

На этом этапе нам следует ввести понятие «наблюдаемая Вселенная», которым обозначается ее видимая часть. Это воображаемая сфера, в центре которой находится Земля, и граница которой – космологический горизонт – расположена там, откуда до нас не может дойти ни один сигнал. Стандартная космологическая модель сегодня относит космологический горизонт на расстояние 45 миллиарда световых лет, с учетом процесса расширения Вселенной.

Исследовать ненаблюдаемую часть Вселенной невозможно, но, согласно космологическому принципу, Вселенная, если рассматривать ее в очень большом масштабе, подобна самой себе по всем направлениям, поэтому те области Вселенной, что находятся за космологическим горизонтом, скорее всего, похожи на те, что мы наблюдаем в ее видимой части.

Эта модель соответствует идее образования Вселенной в измеримом прошлом и создает возможность дискуссий, способных смутить самый рациональный ум. Один из самых странных выводов, вытекающих из этой модели, предполагает, что физические константы были будто специально скорректированы так, чтобы возникла разумная жизнь.

События начала истории произошли очень давно и уложились в очень период (триста восемьдесят тысяч лет). Датировать их с помощью обычного календаря невозможно, поскольку при таком подходе они просто сливаются в одно. Поэтому в этой части книги мы использовали датировку с помощью отрезков времени, прошедшего с момента начала расширения Вселенной.

До Большого взрыва

Мультивселенная?

Мультивселенная – это гипотетический ансамбль всех возможных миров, каждый из которых существует по собственным законам. Наш мир развивался на основе фундаментальных физических констант, которые способствовали возникновению жизни.

В 1895 году американский философ Уильям Джеймс придумал термин «мультивселенная», правда, для совершенно другого контекста. Только в 1963 году под пером Майкла Муркока, знаменитого английского фантаста, термин получил свое нынешнее значение. В 2003 году шведско-американский космолог Макс Тегмарк предложил классификацию различных типов мультивселенной. Первый тип, основанный на общей теории относительности, предполагает, что размеры пространства, несомненно, значительно больше, чем размеры наблюдаемой Вселенной, то есть сферы радиусом примерно сорок пять миллиарда световых лет. Остальные многочисленные небесные тела расположены за космологическим горизонтом, и если считать пространство бесконечным, то вполне логично предположить существование бесконечного количества различных миров, которые отличаются от нашего распределением материи, но подчиняются тем же законам физики, на основе тех же фундаментальных констант.

Квантовая механика, другая не менее ортодоксальная физическая теория, тоже совместима с концепцией мультивселенных, по крайней мере в той ее интерпретации, которую разработал американский физик Хью Эверетт: он полагает, что результаты некоторых наблюдений нельзя предвидеть и что любое событие – результат веера возможностей, характеризующихся определенной степенью вероятности. По мнению Эверетта, каждой из этих возможностей соответствует своя вселенная.

Визуальная модель мультивселенной, по мнению некоторых физиков, должна быть похожа на нечто вроде пены, в которой каждый пузырь представляет собой образующуюся вселенную. Под воздействием энергетических флуктуаций пузырь может проходить фазу расширения, превращаясь в пространство, обладающее собственной физикой.

Таким образом, если считать, что бросок кости с шестью гранями соответствует некоему квантовому состоянию, шесть возможных позиций, в которых окажется кость после броска, соответствуют шести разным вселенным.

Теория хаотической инфляции предполагает, что пространство в целом расширяется. Это похоже на пузыри воздуха внутри поднимающегося теста. Пузыри образуются в пространстве и являются зародышами вселенных первого типа в классификации Эверетта. Некоторые из них в результате различных спонтанных нарушений симметрии обретают иные физические константы. Эта воображаемая конструкция не поддается проверке и таким образом оказывается вне области действия научных методов. Но она позволяет ответить на один из самых мучительных вопросов физики – почему фундаментальные константы будто специально скорректированы именно таким образом, чтобы эволюция нашего мира привела к разумной жизни? А в мире множественных вселенных образование обитаемого мира было бы банальным событием, и не было бы ничего удивительного в том, что одна из вселенных, та, в которой мы живем, обладала бы физическими константами, позволяющими зародиться разумной жизни.

☛ СМ. ТАКЖЕ

Инфляция (10^–35 секунд после начала расширения)

Вселенная и ее постоянные (9,7 миллиарда лет назад)

Природный реактор (2 миллиарда лет назад)

Начало расширения

Большой взрыв

Общая теория относительности Эйнштейна позволила построить модель Вселенной, которая в самом начале своего развития была очень горячей и очень плотной. Большой взрыв у истоков Вселенной уже давно не вызывает споров в научном мире.

Для построения физической модели Вселенной астрофизики использовали общую теорию относительности, сформулированную в 1915 году Альбертом Эйнштейном. В 1922-м русский математик Александр Фридман, изучая теорию относительности, увидел вытекающую из нее возможность изучения структуры Вселенной в целом. В том же 1922 году, а потом и в 1924-м, он описал в своих работах такое развитие Вселенной во времени, которое предполагало изначальное состояние сингулярности. К тому же выводу в 1927 году пришел и бельгийский астроном и священник Жорж Леметр – он заявил в 1929-м, что разбегание спиральных туманностей, открытое американским астрономом Эдвином Хабблом, является результатом расширения Вселенной.

Любое расширение предполагает некое начало. Чтобы его описать, в 1930-х годах Леметр предположил, что материя, пространство и время возникли из единственного «первичного атома», и эта модель стала предшественницей теории, известной как «теория Большого взрыва». Авторство термина принадлежит британскому астроному Фреду Хойлу, который впервые произнес это название во время радиопередачи ВВС The Nature of Things (Природа вещей). Будучи сторонником стационарной и вечной Вселенной, он на самом деле попытался пошутить над конкурирующей теорией, но создал «звездное» слово для астрономического словаря. Термин прижился, хотя он и не точен: Большой взрыв, по сути, не был взрывом, разбросавшим материю во всех направлениях и заполнившим ею некую первичную пустоту. Это само пространство начало внезапно расширяться с течением времени, увеличивая расстояния между объектами и увлекая их за собой в процессе расширения.

Тем не менее это выражение теперь обозначает общепринятую теорию, объясняющую три объективно доказанных результата независимых наблюдений:

• чем дальше находятся далекие галактики от наблюдателя, тем быстрее они от него удаляются: в самом начале Вселенная была более плотной и более горячей, подобно газу, нагревшемуся при сжатии;

• пропорциональное содержание гелия (8 %, судя по имеющемуся количеству атомов этого элемента) одинаково во всей Вселенной; отсюда можно сделать вывод, что Вселенная пережила фазу, во время которой плотность и температура были достаточно высокими, чтобы способствовать синтезу этого элемента;

• фоновое излучение, обнаруженное на миллиметровых волнах, свидетельствует об эпохе огромной плотности и высоких температур в самом начале существования Вселенной.

Теория Большого взрыва базируется на этих трех столпах и еще двух важных гипотезах: универсальности физических законов; изотропности (у нее нет центра) и однородности (ее плотность примерно одинакова повсюду) Вселенной в очень больших масштабах.

☛ СМ. ТАКЖЕ

Образование гелия (3 минуты после начала расширения)

Вселенная становится прозрачной (380 тысяч лет после начала расширения)

Начало расширения

Почему наше небо ночью черное?

Парадокс Ольберса: «B бесконечной однородной в пространстве и времени Вселенной всякий луч зрения должен упираться в звезду – так почему же наше небо ночью черное?»

Астрономы Возрождения, опровергнув аристотелеву модель сферы, на которой «неподвижно закреплены» звезды, предположили, что светила находятся в гораздо более внушительном, практически бесконечном пространстве, и немедленно столкнулись с парадоксом, который преследовал их еще несколько веков. И в самом деле, если считать, что количество звезд бесконечно, то взгляд, куда ни посмотри, должен был бы упираться в светящуюся точку. И небесный свод должен был бы излучать ослепительный свет, такой же яркий, как звездная поверхность, как поверхность Солнца! А ночное небо практически черное…

Одним из первых этот парадокс сформулировал знаменитый астроном из Вюртемберга Иоганн Кеплер. И он воспользовался им как аргументом для опровержения идеи бесконечности Вселенной, которую незадолго до этого доказывал итальянский монах-доминиканец Джордано Бруно, утверждавший, что Вселенная не имеет ни центра, ни окружности. В XVIII веке, когда научный мир вовсю рассуждал о бесконечности, швейцарский математик Жан-Филипп Луи де Шезо провел первый серьезный анализ свойств Вселенной, в которой могло бы светиться бесконечное количество звезд. В 1826 году немецкий врач Генрих Ольберс вновь сформулировал эту проблему в более доступной форме, опираясь на понятие «луча зрения». Он пришел к тому же парадоксальному вопросу: почему ночью небо черное?

В бесконечном космосе, где звезды светят вечно, любой взгляд, материализованный на фото в виде лазерного луча, испускаемого из башни телескопа VLT в Чили, должен был бы непременно упереться в звезду

Два десятилетия спустя американский писатель и поэт Эдгар По, крупная фигура американского романтизма, написал «Эврику»[1], большую поэму в прозе, в которой он изложил основы космологических концепций. Именно в этом произведении, опубликованном в 1848 году, По дал первое правдоподобное решение парадокса Ольберса, предположив, что у Вселенной существует конечный возраст. Ведь свет распространяется с конечной скоростью – это было установлено еще в 1676 году. По также показал, что, если бы даже размеры Вселенной и были бесконечны, с Земли можно было бы наблюдать лишь конечное число звезд. И это количество наблюдаемых звезд столь невелико, что вероятность попадания случайного луча зрения с Земли на звезду довольно мала.

Теория Большого взрыва также предполагает, что Вселенная началась в определенный, конечный момент в прошлом, и таким образом дает аналогичное решение парадокса Ольберса. Более того, из нее можно сделать заключение о существовании когда-то довольно неожиданного феномена: поскольку Вселенная расширялась из очень горячего состояния, то упомянутое выше реликтовое излучение, которое в наше время скромно спряталось в миллиметровый диапазон длин волн, в эпоху рекомбинации, то есть тринадцать миллиарда восемьсот миллионов лет назад, было в тысячу миллиарда раз интенсивнее. Тогда все небо сияло как одно огромное Солнце.

☛ СМ. ТАКЖЕ

Большой взрыв (Начало расширения)

Начало расширения

Квантовая гравитация

Физические параметры первых мгновений существования Вселенной столь экстремальны, что для их описания нужно по идее объединить две доселе остающиеся несовместимыми теории – общую теорию относительности и квантовую механику.

Все события, происходящие во Вселенной, протекают посредством взаимодействий, относящихся к «фундаментальным», то есть таким, которые нельзя разложить на более базовые взаимодействия. И каждое проявляется в виде сил, тоже именуемых «фундаментальными». Перечисляя в алфавитном порядке, можно назвать следующие виды взаимодействий: гравитационное, сильное, слабое и электромагнитное. Если же попытаться ранжировать их по относительной интенсивности, то можно увидеть среди фундаментальных взаимодействий крайнее разнообразие: на шкале интенсивности, в которой гравитация равна 1, слабое взаимодействие будет иметь масштаб 10²⁵ (число записывается в виде единицы с двадцатью пятью нулями), электромагнетизм – 10³⁶, а сильное взаимодействие – и вовсе 10³⁸!

Физики представляют фундаментальные взаимодействия в виде обмена частицами, играющими роли «посланников»; например, в электромагнитном взаимодействии такими посланниками служат фотоны. Хорошо нам знакомые гравитационное и электромагнитное взаимодействия работают на больших расстояниях. Посланниками для них служат частицы с нулевой массой и нулевым зарядом. Сильное и слабое взаимодействия работают на очень небольших расстояниях, ограниченных размерами атомных ядер. Их посланники обладают массой и даже зарядом. Гравитация – настолько слабое взаимодействие, что оно не действует на уровне частиц; для нее необходимы гораздо более внушительные массы.

Поэтому совершенно не удивительно, что теория гравитации, которой, по сути, является общая теория относительности, одна из самых успешных физических теорий, описывает мир огромных объектов – планет, звезд и галактик. И наоборот, когда речь идет о бесконечно малых масштабах, приходится использовать квантовую механику, которая описывает три фундаментальных взаимодействия атомного и субатомного уровня.

Физики из самых известных лабораторий нашей планеты сегодня чувствуют себя весьма неуютно, когда речь заходит о разработке теории, способной описать первые моменты существования Вселенной, когда объединились две бесконечности и четыре вида взаимодействий. Примирить двух враждующих сестер, общую теорию относительности и квантовую механику, чрезвычайно трудно. Попыток было немало, о чем свидетельствует пышный букет теорий, разработанных исследователями, пытавшимися провести «Великое объединение»: супергравитация, теория суперструн, петлевая квантовая гравитация…

Однако создание теории квантовой гравитации, которая позволила бы прийти к такому консенсус, натыкается на серьезное препятствие: ее масштабы энергий и расстояний все еще слабо доступны для технологических методов, которые есть в распоряжении у экспериментаторов. Подобную теорию пока невозможно проверить!

☛ СМ. ТАКЖЕ

Планковская эпоха (5 · 10^–44 секунд после начала расширения)

5 · 10^–44 секунд после начала расширения

Планковская эпоха

Плотность и температура в этой фазе существования Вселенной были столь высоки, что теория относительности просто не действовала – ее место занимала теория квантовой гравитации, которая до сих пор окончательно не сформулирована и продолжает изучаться.

В 1899 году немецкий физик-теоретик Макс Планк выступил в Академии наук Пруссии с докладом, в котором предложил собственную систему единиц измерения, созданную на основе одних только фундаментальных физических констант. Для построения этой системы «естественных» единиц Планк использовал гравитационную постоянную, скорость света в вакууме (которая позже сыграет ключевую роль в теории относительности Эйнштейна) и константу, которая впоследствии будет названа в его честь и станет одной из основ теории квантовой гравитации – постоянную Планка. Исходя из этих базовых постоянных, значение каждой из которых было принято равным единице, удалось, к примеру, получить значение единицы времени. Планковское время, обозначаемое tP, оказалось равным примерно 5 · 10^–44 секунд. Это самая маленькая мера времени, обладающая физическим смыслом.

В честь великого немецкого физика космологи назвали сверх период, наступивший сразу после Большого взрыва, планковской эпохой – ее продолжительность имеет тот же порядок, что и планковское время. В отсутствие законченной теории квантовой гравитации описать физические законы, действовавшие в этот период невозможно, так же как и определить его точную продолжительность. Ясно только, что в этот период, который был не длиннее планковского времени, не существовало самих понятий времени и пространства. Пока ученые ограничиваются упоминанием «квантовой пены», первичного тумана, в котором четыре главных природных силы были объединены в некое фундаментальное взаимодействие.

Отсутствие физического языка для описания этого состояния материи создает барьер (планковскую стену), который не позволяет исследовать первые мгновения существования Вселенной. Тем не менее космологи, похоже, вот-вот получат в свое распоряжение вероятное свидетельство, которое сможет помочь им преодолеть эту стену: эхо гравитационных волн. Астрофизики стремятся обнаружить его следы в реликтовом излучении. В 2014 году группа американских исследователей опубликовала в знаменитом журнале Nature результаты наблюдений реликтового излучения по программе BICEP2 (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization). В полученных данных, казалось, обнаружились следы, оставленные первичными гравитационными волнами в реликтовом излучении. Вскоре, однако, измерения, выполненные европейским космическим зондом «Планк», показали, что это были всего лишь следы межзвездной пыли. К концу 2030-х годов планируется запуск специальной космической обсерватории, чтобы обнаружить первичные гравитационные волны, собрать информацию о планковской эпохе и первых мгновениях развития Вселенной.

☛ СМ. ТАКЖЕ

Квантовая гравитация (Начало расширения)

Вселенная становится прозрачной (380 тысяч лет после начала расширения)

Регистрация гравитационных волн (2016)

Регистрация гравитационных волн в космосе (2035)

10^–35 секунд после начала расширения

Инфляция

Вероятно, именно благодаря фазе ускоренного расширения Вселенная обрела достаточно внушительные размеры, а наблюдаемая ее часть стала удивительно однородной, изотропной и плоской.

Всматриваясь в небо со всех возможных точек, астрономы убедились, что наблюдаемая ими Вселенная не только однородная и изотропная, но также пространственно-плоская. Однородность Вселенной означает, что на больших масштабах плотность материи в ней всюду примерно одинакова. Изотропность предполагает, что, аналогично, на очень больших масштабах структура наблюдаемой Вселенной повсюду идентична, каким бы ни было направление луча зрения. Другими словами, у Вселенной нет центра. А выражение «плоская Вселенная» значит, что на любых масштабах сумма углов треугольника равна ста восьмидесяти градусам – будь Вселенная, к примеру, сферической, это было бы не так. Наблюдения того же реликтового излучения, называемого еще «космическим микроволновым фоном», которые недавно были выполнены европейским космическим зондом «Планк», подтвердили все три характеристики.

Однако, чтобы эти выводы согласовывались с теорией Большого взрыва, следует допустить, что сразу после планковской эпохи за ничтожно малую долю секунды размер Вселенной с огромной скоростью увеличился в невероятно огромное количество раз: 10⁵⁰ (единица с пятьюдесятью нулями!). В результате этого мощного раздувания – инфляции – микроскопический объем однородной первичной Вселенной увеличился до огромных размеров, гораздо больших, чем те, в которых мы способны наблюдать ее сейчас. И она не стала при этом менее однородной. Космическая инфляция определила и плоский характер Вселенной, напоминающей надуваемый воздушный шар. Вначале такой шар имеет вполне явную кривизну, но чем больше он раздувается, достигая, к примеру, размеров нашей планеты, тем существеннее сглаживается кривизна, почти исчезая под конец. Ведь и Земля нам кажется плоской, когда мы на ней стоим?

Растягивание пространства до гигантских масштабов удаляет из него все следы кривизны; кроме того, это потрясающее раздувание вымывает из него и все признаки анизотропии. Вдобавок во время фазы инфляции крошечные квантовые флуктуации, действовавшие в микроскопических исходных объемах, тоже приобретают космические масштабы. Запечатлевшись навсегда в реликтовом фоновом излучении, эти флуктуации несли в себе зародыши будущих гигантских структур мироздания. Для подобных результатов необходимо, чтобы первичная Вселенная находилась под действием некоего ускоряющего фактора – чего-то вроде «темной энергии», ответственной за обнаруженное космологами в конце ХХ века ускорение расширения Вселенной. Эта ускоряющая сущность, обладающая огромной плотностью энергии, должна была распасться на частицы, ознаменовав таким образом конец стадии инфляции и рождение материи.

☛ СМ. ТАКЖЕ

Большой взрыв (Начало расширения)

Планковская эпоха (5 · 10^–44 секунд после начала расширения)

Вселенная становится прозрачной (380 тысяч лет после начала расширения)

Образование крупных структур (13,7 миллиарда лет назад)

Расширение Вселенной ускоряется (4,8 миллиарда лет назад)

10^–12 секунд после начала расширения

Возникновение материи

Из квантового вакуума возникла материя, состоящая из частиц, в том числе и из частиц темной материи, – эти процессы могут быть воспроизведены на крупнейших ускорителях нашей планеты.

До окончания инфляции пространство остается пустым, в квантовом смысле этого термина. Тем не менее его постоянно бороздят группы виртуальных частиц, возникающих из небытия, чтобы немедленно туда же и вернуться. Огромное количество энергии, выброшенное в пространство к концу эпохи инфляции, используется виртуальными частицами для выхода в реальный мир – вместе с античастицами. Все эти частицы вовлекаются в безумную пляску, в которой за всяким актом материализации тут же следует обратный процесс аннигиляции.

Среди частиц, возникающих в вакууме, присутствуют и частицы знакомой нам материи, те, из которых созданы звезды и люди и которые прекрасно описываются стандартной моделью физики частиц. Стандартная модель позволила сделать огромный шаг в количественном понимании бесконечно малого, однако для объяснения многих феноменов Вселенной физикам необходима и другая форма материи, которую они назвали темной.

В основном эта темная материя вступает в гравитационные взаимодействия, играя роль дополнительного невидимого, но преобладающего элемента, смешанного с нашим чисто атомным миром, и служащего связующим и стабилизирующим звеном для крупных структур. Несомненно, было бы более уместным назвать эту материю «невидимой» либо «прозрачной»…

Темная материя, чтобы сыграть все назначенные ей физиками роли, должна по идее состоять из массивных частиц, нечувствительных к воздействию электромагнетизма (иначе темная материя не была бы невидимой) и сильного взаимодействия (иначе частицы темной материи перегрузили бы ядра атомов).

Ни одна из частиц стандартной модели не соответствует этим условиям. Таким образом, физикам пришлось обратиться к гипотетическим частицам, которые получили нежное имя WIMP (от англ. Weakly Interacting Massive Particles – слабовзаимодействующие массивные частицы). Физики полагают, что наилучшим кандидатом на звание вимпа может стать нейтралино – нейтральная, массивная и стабильная частица, чье существование предсказано теорией суперсимметрии, согласно которой каждой частице стандартной модели соответствует гораздо более массивный аналог. Физики, занимающиеся исследованием микрочастиц на Большом адронном коллайдере LHC (Large Hadron Collider), где происходят самые мощные столкновения частиц в мире, уже показали верность этого предположения, открыв бозон Хиггса, краеугольный камень стандартной модели. И они по-прежнему надеются исследовать темную материю, создав ее искусственно, но пока это не получается. Природа темной материи – одна из редких загадок физики, которая не поддается решению уже более трех четвертей века…

☛ СМ. ТАКЖЕ

Инфляция (10^–35 секунд после начала расширения)

Материя побеждает антиматерию (10^–6 секунд после начала расширения)

10^–9 секунд после начала расширения

Первичный хаос

Барионная составляющая материи находится в состоянии чего-то типа супа, в котором кварки, антикварки и глюоны бешено мечутся в беспрерывном клокотании аннигиляций и материализаций.

После невероятной фазы инфляции Вселенная замедляет скорость расширения до гораздо более скромных значений, уже вполне сравнимых с теми, которые будут действовать в последующие миллиарды лет. Вселенная одновременно продолжает остывать, но ее температура все еще выше тысяч миллиарда градусов. Барионная составляющая материи находится в состоянии, называемом «кварк-глюонной плазмой». Термин «плазма» применяется здесь по аналогии с облаками электронов, в которых плавают ионы и атомные ядра, образующиеся, к примеру, в пламени или во время удара молнии.

Эта плазма, получается, состояла только из элементарных частиц стандартной модели (кварки и антикварки), подвергавшихся сильному ядерному взаимодействию, носителями которого служат глюоны. В менее экстремальных физических условиях кварки навсегда «засунуты» внутрь либо стабильных (таких, как протоны или нейтроны), либо нестабильных (таких, как пионы) частиц. Однако этот первичный суп был настолько горяч, что термическое возбуждение оказалось мощнее пут сильного взаимодействия: кварки, антикварки и глюоны не были ничем ограничены и действовали практически свободно. Кварк-глюонная плазма – это Грааль физиков, изучающих микрочастицы; она царила во Вселенной сразу после Большого взрыва, сейчас же ее можно обнаружить только в недрах сверхплотных звезд.

Лучшим способом исследовать ее свойства было бы создать ее искусственно. Чтобы получить такую плазму, надо сверхплотную материю подвергнуть сверхвысоким температурам (более тысячи миллиарда градусов). Физики считают, что подобные экстремальные физические условия возникают при столкновении массивных атомных ядер (например, ионов свинца), несущихся навстречу друг другу со скоростью, близкой к скорости света. Подобные условия создаются как раз в ходе экспериментов на детекторе ALICE (A Large Ion Collider Experiment), установленном на одной из четырех точек столкновений пучков Большого адронного коллайдера. В экспериментальной установке ALICE задействовано сложное устройство, способное собирать и фиксировать данные об изменении физических параметров сталкивающихся массивных ионов. Изучая многочисленные частицы (почти двадцать тысяч), образующиеся при столкновении ионов свинца, физики исследуют эфемерную кварк-глюонную плазму, которая возникает во время столкновения, и таким образом пытаются понять процесс образования барионной материи на заре существования Вселенной.

☛ СМ. ТАКЖЕ

Инфляция (10^–35 секунд после начала расширения)

Возникновение материи (10^–12 секунд после начала расширения)

10^–6 секунд после начала расширения

Материя побеждает антиматерию

Вселенная уже достаточно охладилась, чтобы кварки, антикварки и глюоны начали связываться друг с другом, образуя протоны и их античастицы – основные кирпичики материи.

За одну миллионную секунды после Большого взрыва температура Вселенной снизилась настолько, что стала недостаточной для сохранения барионной составляющей материи в виде кварк-глюонной плазмы. И победило сильное взаимодействие, связав кварки между собой и образовав композитные частицы, мезоны и барионы – последние состоят из трех кварков. Самые известные из этих элементарных частиц – протоны и нейтроны, из них состоит вся видимая часть Вселенной (в отличие от темной материи). Но поскольку каждой электрически заряженной частице соответствует противоположно заряженная античастица такой же массы, сформировалось и огромное количество антибарионов, которые только и ждали, как бы встретиться со своими двойниками. Встреча бариона с антибарионом вызывает их немедленную взаимную аннигиляцию, процесс, высвобождающий энергию массы двух барионов в виде фотонов или иных частиц.

Период образования барионов – бариогенез – ознаменовал период мощной аннигиляции. Обратная реакция, во время которой фотон материализовал пару протон – антипротон, создавала равновесие потерь до тех пор, пока фотоны обладали достаточной для этого энергией. Однако, поскольку расширение понижало среднюю энергию фотонов, в процессе материализации их образовывалось все меньше и меньше, в то время как аннигиляция продолжалась в том же неутомимом ритме. Барионы могли бы исчезнуть полностью, если бы асимметрия законов физики не нарушила равенство первичного хаоса. Оказалось, что в нем насчитывался миллиард и один кварк с одной стороны и миллиард антикварков с другой.

Условия, обеспечивающие подобное состояние небольшого преобладания материи над антиматерией, были окончательно сформулированы в 1967 году русским физиком Андреем Сахаровым. В начале 1960-х годов он создал концепцию водородной Царь-бомбы, самого мощного оружия массового поражения из когда-либо существовавших, но потом резко изменил направление своих исследований в области теоретической физики и стал заниматься космологией – задолго до того, как начал бороться за права человека, гражданские свободы и реформы в СССР…

Незначительный дисбаланс между барионами и антибарионами привел к тому, что последние практически исчезли в ходе аннигиляции – их осталось не более одной миллиардной от первичного количества. Через секунду после Большого взрыва аналогичный процесс привел практически к полному исчезновению антиматерии: расширение способствовало тому, что энергия фотонов опустилась ниже порога, необходимого для производства пар электрон – позитрон, вызвав полное исчезновение позитронов и оставив лишь небольшую кучку электронов.

☛ СМ. ТАКЖЕ

Первичный хаос (10^–9 секунд после начала расширения)

Антиматерия в центре Галактики (–24 650)

3 минуты после начала расширения

Образование гелия

Вселенная достаточно плотна и горяча для начала процесса первичного нуклеосинтеза – протоны и нейтроны начинают слипаться, образуя ядра атомов гелия.

Через три минуты после Большого взрыва Вселенная была очень плотной и очень горячей средой, в которой могли выжить только такие элементарные частицы, как нуклоны – протоны и нейтроны. Сильное взаимодействие, которому они подчиняются, притянуло их друг к другу, образовав скрепленные ядерными силами первые атомные ядра. При этом все частицы эволюционировали в среде, где в изобилии носились фотоны, образовавшиеся в результате только что закончившейся фазы массовых аннигиляций и обладавшие очень большим запасом энергии. Этой энергии было еще вполне достаточно для разрушения самых первых ядер. Однако расширение Вселенной продолжалось, и энергия фотонов постепенно понизилась до значений меньших, чем внутренняя энергия ядер, даже самых неустойчивых – таких, к примеру, как ядро дейтерия, изотопа водорода, в котором соединены протон и нейтрон. Поэтому, когда вновь образующиеся ядра стали устойчивыми, Вселенная превратилась в гигантский реактор ядерного синтеза, и большинство свободных нейтронов постепенно стали частью ядер гелия.

Ядро гелия, как правило, состоит из двух протонов и двух нейтронов – эта структура характерна для гелия-4, одного из самых стабильных изотопов гелия. К началу синтеза во Вселенной на один нейтрон приходилось семь протонов, так как они менее массивны и для их образования нужно меньше энергии. В ходе фазы первичного нуклеосинтеза все свободные протоны оказались связанными, и доля гелия-4 составила примерно 4 % от количества всех ядер. Когда же образование гелия постепенно закончилось, сильное взаимодействие продолжило нуклеосинтез, пытаясь прилепить еще по одному нейтрону к каждому ядру гелия-4, связывая два ядра гелия-4 в один. Однако все ядра, слепленные подобным образом, оказались нестабильны и быстро развалились. Первичный нуклеосинтез на этом вынужденно приостановился, и создание более тяжелых элементов, таких как углерод или кислород, было отложено на более позднее время.

В конце 1940-х годов русский физик Георгий Гамов, эмигрировавший в США, первым предположил, взяв за основу концепцию первоначального атома Леметра, что ядерные реакции могли идти в первичной Вселенной даже на очень ранних этапах. В 1948 году в соавторстве со своим учеником Ральфом Альфером Гамов опубликовал фундаментальную статью о первичном нуклеосинтезе – «Происхождение химических элементов». Гамов внес в список авторов и Ханса Бете. Несмотря на то что этот американский физик немецкого происхождения над статьей почти не работал, Гамов сделал это исключительно ради шуточной игры слов, поскольку три имени физиков (Альфер, Бете, Гамов) напоминали о начальных буквах алфавита: альфа, бета и гамма…

☛ СМ. ТАКЖЕ

Материя побеждает антиматерию (10^–6 секунд после начала расширения)

Окончание первичного ядерного синтеза (20 минут после начала расширения)

20 минут после начала расширения

Окончание первичного ядерного синтеза

Распространение атомных ядер по Вселенной замерло до начала образования первых звезд. Вселенная была на 92 % заполнена водородом, на – 8 % гелием; к ним добавилась и щепотка других легких ядер.

В течение каких-то двадцати минут первичный нуклеосинтез заметным образом изменил состав Вселенной. В самом начале этой фазы во Вселенной носились только барионы – композитные частицы из трех кварков, свободные нейтроны и протоны. Эти последние одновременно представляли собой ядра атомов водорода; их можно было бы назвать «водород-1», по имени самого известного изотопа водорода. В самом начале водород-1 преобладал во Вселенной (92 % всех ядер), а затем немного уступил гелию (8 % всех ядер), в основном – разновидности гелий-4.

Пропорциональное содержание гелия, повсюду наблюдаемое во Вселенной и сегодня, представляет собой одно из самых надежных доказательств в пользу теории Большого взрыва. Те процессы ядерного синтеза, которые продолжаются внутри звезд, не могут произвести количества гелия, необходимого для объяснения подобного изобилия.

Помимо гелия-4, первичный ядерный синтез оставил по себе и другие изотопы легких элементов, но в совсем незначительных количествах – например, гелий-3 или литий-7. Больше всего осталось водорода-2 (одна стотысячная). Следует отметить, что водород – единственный элемент, чьи изотопы обладают привилегией иметь собственное название, отличающее их от других элементов: водород-2 именуется дейтерием. Его обилие к концу фазы первичного ядерного синтеза определялось прежде всего плотностью барионов. Измеряя количество дейтерия сегодня, космологи пытаются оценить пропорциональное количество барионов во Вселенной. Однако дейтерий – элемент весьма деликатный: его нестабильность сама по себе повлияла на скорость первичного синтеза гелия, а его быстрый распад в недрах звезд затрудняет измерение его количества.

Ядро дейтерия, состоящее из протона и нейтрона, обладает, по сравнению с водородом-1, двойной массой. Дейтерий, у которого в ядре тоже всего один протон, имеет те же химические свойства, что и водород. Два атома дейтерия без всяких проблем соединяются с атомом кислорода и образуют молекулу воды. Из-за двойной массы ядра дейтерия такая вода называется «тяжелой». Она используется в некоторых ядерных реакторах для торможения нейтронов, которые образуются в результате процессов деления. У замедленных нейтронов больше шансов вызвать реакцию распада и таким образом запустить цепную реакцию. Именно поэтому тяжелая вода казалась такой ценностью в 1940-х годах в нацистской Германии, где ученые проводили ядерные испытания, по счастью тщетные.

☛ СМ. ТАКЖЕ

Большой взрыв (Начало расширения)

Образование гелия (3 минуты после начала расширения)

Солнце – атомная электростанция (4,57 миллиарда лет назад)

380 тысяч лет после начала расширения

Вселенная становится прозрачной

Первичная среда, лишенная свободных электронов, пропускает излучение, которое наполняет всю Вселенную. Это реликтовое космическое излучение было обнаружено космическим зондом «Планк».

Итак, Вселенная остыла, но ее температура держалась на уровне выше трех тысяч кельвинов еще в течение сотен тысяч лет. Эта первичная среда представляла собой плазму, в которой были смешаны массивные частицы темной материи, атомные ядра и свободные электроны, погруженные в море фотонов. Последние служили носителями электромагнитного поля и вступали в реакции со свободными электронами, которые рассеивали их во все стороны. Средний путь фотона от рассеяния к рассеянию был совсем невелик. Поэтому Вселенная в этой фазе была непрозрачна, напоминая густой туман, в котором свет повсеместно отражается каплями воды.

До того момента, как в результате расширения Вселенной ее температура упала ниже порога в три тысячи кельвинов, фотоны вели себя достаточно агрессивно, разрушая связи, которые электроны пытались завязать с атомными ядрами во время коротких встреч. Температура упала ниже пороговых значений только через триста восемьдесят тысяч лет после Большого взрыва, и только тогда фотоны утратили способность мешать электронам устанавливать длительную связь с ядрами. Первыми образовались атомы лития и гелия, а вслед за ними – атомы водорода. За очень короткое время большинство электронов оказались связанными внутри атомов.

В этом пространстве, где свободных электронов почти не было, фотоны смогли пролетать расстояния большие, чем размеры наблюдаемой Вселенной, и она стала прозрачной. Это внезапное преображение получило название «рекомбинация», хотя оно совершенно не соответствует сути явления – ведь электроны и атомные ядра соединились впервые.

Итак, по Вселенной смогло распространиться излучение, возникшее в момент, который предшествовал рекомбинации: излучение непрозрачной среды, разогретой до температуры выше трех тысяч кельвинов. Основная длина волны этого излучения была равна примерно тысяче нанометров. Длина волны привязана к ткани Вселенной, поэтому она увеличивается по мере расширения пространства. В наше время это излучение обнаруживается на волнах длиной в два миллиметра – такие волны испускает непрозрачное тело, разогретое до температуры около трех тысяч кельвинов. Такое излучение присутствует во Вселенной повсюду в виде фона, и его интенсивность не зависит от направления. Это фоновое излучение несет в себе образ Вселенной в эпоху рекомбинации. До этого все первичное пространство пронизывали акустические волны, подобные звуковым волнам в воздухе. После рекомбинации эти колебания прекратились, но их следы позволяют судить о мельчайших фоновых колебаниях температуры, запечатлевших крупномасштабную структуру Вселенной.

☛ СМ. ТАКЖЕ

Большой взрыв (Начало расширения)

Темные века (13,7 миллиарда лет назад)

Космологические радиопомехи (1964)

Астрофизики, изучив карту распределения отклонений температуры, созданную с помощью европейского космического зонда «Планк», пришли к выводу, что в эпоху так называемой рекомбинации, ключевой фазы, последовавшей за Большим взрывом и сделавшей Вселенную прозрачной, пространство было поразительно однородным. Современную Вселенную на очень больших масштабах тоже можно считать однородной, но в рамках небольших объемов это вовсе не так. Последние астрономические открытия показали, что во Вселенной огромные структуры граничат с не менее огромными бездонными пустотами.

Каким же образом бывший столь однородным спустя четыреста тысяч лет после начала расширения мир стал неоднородным, а материя сконденсировалась в звездах и галактиках, которые, в свою очередь, сформировали скопления и сверхскопления, разделенные огромными пустотами? Астрофизики очень давно пытаются восстановить историю этого процесса. Они неплохо понимают первичное состояние Вселенной, отраженное в данных, собранных зондом «Планк», и ее конечное состояние, о котором рассказывают последние открытия.

Сегодня астрофизики, выполнив с помощью самых мощных на планете компьютеров моделирование процессов, происходивших во Вселенной, могут описать основные этапы развития Вселенной после рекомбинации.

Далее в нашем рассказе мы отбросим хронологическую систему, которой пользовались до сих пор, и вернемся к обычному человеческому календарю. Однако внимание: доказав универсальность и неизменность скорости света, Эйнштейн лишил время свойств абсолюта, которые приписывали этому физическому параметру ученые XIX века. Наша хронология подходит только для землян и ни в коем случае не имеет отношения к идее универсального времени. Если нашу книгу вдруг переиздадут в другой галактике, хронологию событий придется переделать…

13,7 миллиарда лет назад

Темные века

Небольшие флуктуации температуры, наблюдаемые на картах реликтового излучения, свидетельствуют о сгустках сверхплотной материи, которые несли в себе зародыши будущих крупных структур Вселенной.

Когда через триста восемьдесят тысяч лет после Большого взрыва Вселенная стала прозрачной, она была все еще очень плотной и очень горячей. И она была практически однородной – плотность материи сохранялась почти неизменной в любой точке пространства. Ситуация кардинально отличалась от той, что мы наблюдаем сегодня: Вселенная нынче кажется нам неоднородным нагромождением небесных тел. Галактики, звезды которых плавают в достаточно плотном межзвездном пространстве, соседствуют с зияющей пустотой. Переход от одного состояния к другому, как бы «подростковый» период Вселенной, закончился тогда, когда барионная материя сконденсировалась в процессе образования первых звезд. До этого, в течение двухсот миллионов лет после рекомбинации, во Вселенной царил мрак: по мере охлаждения пространства свет постепенно исчезал, все его источники гасли; именно поэтому этот период получил название «темных веков».

Каким же образом Вселенная умудрилась из примитивного первичного состояния перейти к удивительному разнообразию наших дней? Поразительное многообразие форм присуще прежде всего наблюдаемой материи – барионной, которой во Вселенной не так уж и много. Гораздо в больших количествах повсюду присутствует материя темная, чья природа до сих пор неизвестна. До рекомбинации образование флуктуаций плотности блокировалось взаимодействием между материей и излучением, о чем свидетельствуют наблюдения фонового реликтового излучения. Но стоило ядрам и электронам объединиться в атомы, как сразу появилась почва для образования этих начальных флуктуаций – Вселенная стала нейтральной. Изобилие темной материи привело к тому, что начальные флуктуации плотности быстро начали концентрироваться под влиянием собственной гравитации.

Уплотняясь и коллапсируя, темная материя увлекала за собой барионную. Таким образом, начали формироваться небольшие сгустки размером с карликовую галактику. Переварившись в тигле темной материи, барионная материя концентрировалась и одновременно фрагментировала, образуя звезды. Они начинали светиться, и по Вселенной поплыли волны ультрафиолетовых излучений, готовых вновь снять шкурку с атомов, остававшихся нейтральными после рекомбинации. Началась настоящая реионизация среды, распространявшаяся от одного атома к другому. Темные века закончились примерно через двести миллионов лет. Вселенная пришла в состояние, в котором мы ее знаем, и для него характерно огромное разнообразие звезд.

☛ СМ. ТАКЖЕ

Возникновение материи (10^–12 секунд после начала расширения)

Материя побеждает антиматерию (10^–6 секунд после начала расширения)

Вселенная становится прозрачной (380 тысяч лет после начала расширения)

Образование крупных структур (13,7 миллиарда лет назад)

Рождение самой древней из известных звезд (13,6 миллиарда лет назад)

13,7 миллиарда лет назад

Образование крупных структур

Компьютерное моделирование позволяет проследить, как из первичных неоднородностей плотности сформировались крупные структуры, и создать модели, очень близкие к реально наблюдаемым.

Большинство космологов полагает, что особенности эволюции Вселенной, начиная с фазы рекомбинации и образования крупных структур, вплоть до наших дней, лучше всего объясняются с помощью предположения о существовании во Вселенной большого количества темной материи. Ее намного больше, чем материи барионной; она предположительно состоит из массивных частиц, движущихся с очень небольшими, по сравнению со скоростью света, скоростями. Цифровое моделирование, применяемое все шире и активнее, позволяет получить весомые аргументы в пользу этого предположения. Эта модель получила название «холодной темной материи», и оно связано с предположением о низкой скорости движения ее частиц.

Когда развитие физической системы необходимо описать уравнением, нужно определить ее начальное и конечное состояния. Именно так обстоит дело и со Вселенной, с ее превращениями с момента рекомбинации до наших дней. Для того чтобы определить исходное состояние системы, достаточно обратиться к данным, полученным при наблюдениях реликтового фонового излучения; самые точные данные были получены европейским космическим зондом «Планк». Что же касается конечного состояния, то его можно определить из последних астрономических наблюдений. С помощью цифрового моделирования на самых совершенных компьютерах, какими располагает международное научное объединение Virgo, космологи смогли описать эволюцию Вселенной от момента возникновения мельчайших флуктуаций плотности в эпоху рекомбинации до наблюдаемого тринадцать миллиарда лет спустя состояния, когда материя сконцентрировалась в галактики, сгруппированные в скопления, в узлы гигантской космической сети, разделенные зияющими между ними огромными пустотами.

Финальный результат моделирования коллективом Virgo эволюции вырезанного из Вселенной куба со сторонами длиной более двух миллиардов световых лет. В 2005 году космологи Virgo, используя одно из самых мощных вычислительных устройств на планете, реконструировали эволюцию двадцати миллионов галактик, рассеянных в этом невероятном по объему пространстве.

Моделирование отводит холодной темной материи весьма важное место: получается, что первыми структурами, которые сформировались за сто миллионов лет, стали протогалактики массой порядка ста миллионов солнечных масс. Эти объекты пережили впоследствии череду слияний, приведших к образованию галактик, средняя масса которых достигала ста миллиарда солнечных масс. Британский астрофизик Мартин Рис вместе с другими учеными активно пропагандируют эту гипотезу, получившую название «восходящей эволюции структур», в ходе которой формируются все более и более массивные объекты. Гипотеза, использующая противоположную модель «горячей темной материи» и получившая название «нисходящей эволюции», практически ушла с научных горизонтов еще в 1980-е годы, поскольку она вошла в глубокое противоречие с данными современных астрономических открытий.

☛ СМ. ТАКЖЕ

Возникновение материи (10^–12 секунд после начала расширения)

Материя побеждает антиматерию (10^–6 секунд после начала расширения)

Вселенная становится прозрачной (380 тысяч после начала расширения)

Темные века (13,7 миллиарда лет назад)

13,6 миллиарда лет назад

Рождение самой древней из известных звезд

Звезда второго поколения зажглась в одной из протогалактик, сливавшихся друг с другом при образовании будущего Млечного Пути. Это одна из самых древних из всех известных звезд.

Работая в обществе, где всем заправляет логика продвижения личных достижений, ученые больше не стесняются производить сенсации. Они рассчитывают таким образом привлечь внимание организаций, готовых финансировать их исследования. Астрофизики тоже принимают участие в этом соревновании и активно распространяют громкие новости о необычных небесных объектах, таких, например, как первые звезды, которые начали светить еще в темные века. Появление звезд ознаменовало важный поворот в истории Вселенной. Именно внутри них начался синтез химических элементов, разнообразие которых прежде, в эпоху первичного ядерного синтеза, исчерпывалось гелием.

В одной из протогалактик, находившейся в процессе слияния с другими – такие же процессы гораздо позже привели к образованию и нашего Млечного Пути, – сформировалась первая россыпь звезд. Они образовались из газообразных водорода и гелия, единственных элементов, порожденных Большим взрывом. Самые массивные звезды, длительность жизни которых была относительно короткой, обогатили эту среду первыми «металлами», произведенными в их недрах. Астрофизики называют металлами все элементы, отличающиеся от гелия и водорода (хотя с химической точки зрения углерод или кислород к металлам не относятся), а их относительное содержание в газовом облаке именуют «металличностью». Новые поколения звезд формировались в среде, которая характеризовалась очень невысоким уровнем металличности. Наименее массивные из них, с самой длительной продолжительностью жизни, светят нам и в XXI веке. Астрофизики уделяют большое внимание их поиску, поскольку эти звезды с небольшим содержанием металлов представляют собой настоящие живые ископаемые, видевшие начало звездообразования во Вселенной.

В 2014 году международная группа астрофизиков заявила об открытии самой старой из когда-либо наблюдавшихся звезд (ей 13,6 миллиарда лет). Ее обнаружили при сканировании неба в южном полушарии с помощью широкоугольного телескопа австралийской обсерватории Сайдинг-Спринг в Новом Южном Уэльсе. Эта звезда получила номер SMSS 0313–6708. Она расположена на расстоянии около шести тысяч световых лет от Земли и содержит очень мало железа, что и свидетельствует об ее почтенном возрасте. Согласно данным, полученным с помощью одного из двух телескопов «Магеллан» американской обсерватории Лас-Кампанас в Чили, содержание железа в звезде SMSS 0313–6708 по меньшей мере в миллион раз меньше, чем в Солнце! Астрофизики полагают, что эта звезда образовалась в результате взрыва значительно более массивной первичной звезды (массой в шестьдесят солнц).

☛ СМ. ТАКЖЕ

Большой взрыв (Начало расширения)

Образование гелия (3 минуты после начала расширения)

Окончание первичного ядерного синтеза (20 минут после начала расширения)

Темные века (13,7 миллиарда лет назад)

Образование диска Млечного Пути (8,8 миллиарда лет назад)

13,4 миллиарда лет назад

Галактика уже ярко сияет

В 2015 году астрофизики, сканируя небо в инфракрасном диапазоне, обнаружили галактику, свет от которой, испущенный непосредственно после темных веков, только теперь дошел до нас в своей первозданности.

Через триста восемьдесят тысяч лет после Большого взрыва Вселенная была электрически нейтральной и уже достаточно холодной для того, чтобы электроны, носители отрицательного электрического заряда, надолго связались с атомными ядрами (в основном в форме водорода и гелия), появившимися в более ранние эпохи и заряженными изначально положительно. Но ситуация вновь перевернулась примерно миллиард лет спустя. Вселенная снова пережила ионизацию, влияние которой проявляется даже в наши дни. Под воздействием разрушительных ультрафиолетовых излучений атомы водорода потеряли все свои электроны, и все ядра вновь стали ионами.

Когда же примерно произошла «реионизация» водорода? Какие источники смогли испустить столь мощные ультрафиолетовые лучи, которым было под силу разорвать на части все атомы водорода во Вселенной? Астрофизики, чтобы найти первые звезды, осветившие темные века ультрафиолетовым излучением, попробовали исследовать самые далекие светила. Для оценки расстояния они использовали данные, связанные с расширением Вселенной, растяжение ткани самого пространства, которое тем более увеличивает длину волны излучения, чем дальше от нас его источник. Это увеличение длин волн называется «красным смещением» (по-английски – redshift) – в видимом спектре самые длинные волны – красные.

В 2016 году международная группа астрофизиков, возглавляемая американцем Паскалем Ойшем, опубликовала результаты наблюдений далекой галактики GN-z11, проведенных в инфракрасном диапазоне Космическим телескопом Хаббла. Эти наблюдения основывались на данных, полученных ранее на самых длинных волнах инфракрасного спектра космическим телескопом Спицера. Именно этот телескоп и обнаружил галактику GN-z11, по размерам в двадцать пять, а по суммарной массе звезд в сто раз меньшую Млечного Пути. Зато эта галактика-эмбрион производит в двадцать раз больше звезд в единицу времени, чем наша. Красное смещение z, которое измерили Ойш и его коллеги, оказалось равным 11,09 – в 2016 году это была самая далекая от нас галактика из всех известных. А тот факт, что она ярко светилась уже через четыреста миллионов лет после Большого взрыва, позволяет сделать вывод, что первые галактики Вселенной, вроде GN-z11, стали основными действующими лицами процесса реионизации.

☛ СМ. ТАКЖЕ

Большой взрыв (Начало расширения)

Вселенная становится прозрачной (380 тысяч лет после начала расширения)

Темные века (13,7 миллиарда лет назад)

Образование крупных структур (13,7 миллиарда лет назад)

Рождение самой древней из известных звезд (13,6 миллиарда лет назад)

13,2 миллиарда лет назад

Катастрофическая смерть первой звезды

Массивная звезда закончила свою короткую эволюцию мощнейшим гамма-всплеском – одним из самых мощных взрывов за всю историю Вселенной.

Не успели астрофизики разделить звезды Млечного Пути на поколение I и поколение II в зависимости от их возраста, как им пришлось ввести в классификацию и поколение III – первых звезд Вселенной. Обнаружить их не удалось, поэтому ученые пришли к выводу, что их жизнь была слишком короткой по сравнению со звездами, которые пришли им на смену. Звезды поколения III должны были быть и более массивными: в среде, лишенной элементов, более тяжелых, чем гелий, существующие модели звездообразования допускают только образование звезд массой в несколько сотен солнечных – слишком массивных для того, чтобы дожить до наших дней.

Непосредственно наблюдать звезды поколения III уже нельзя, однако можно обнаружить те колоссальные всплески гамма-излучения, которые некоторые из них испустили в конце своей довольно короткой жизни. Модель эволюции сверхмассивной звезды предполагает, что через несколько миллионов лет после образования ее ядро может схлопнуться в черную дыру. Окруженная остатками разрушенной звезды, дыра испускает в противоположных направлениях два потока материи, разогнанных до околосветовых скоростей. Истечение этих струй сопровождается самыми мощными всплесками энергии во Вселенной. Во-первых, струи распространяются с огромной скоростью и возникающие в них чудовищные ударные волны порождают мощное гамма-излучение. Во-вторых, в этом процессе формируется и остаточное излучение на всех длинах волн. Однако это излучение быстро ослабевает при взаимодействии с межзвездной средой.

Всплески гамма-излучения бывают настолько яркими, что астрофизики могут обнаружить их на очень больших расстояниях, вплоть до границ наблюдаемой Вселенной. Два телескопа космической обсерватории Neil Gehrels Swift, один из которых работал в диапазоне гамма-излучения, а второй – в рентгеновском диапазоне, засекли 23 апреля 2009 года гамма-всплеск в области галактики GRB 090423 и определили достаточно точные координаты его источника. На основе этих данных международная группа астрофизиков, возглавляемая британцем Найджелом Танвиром, с помощью VLT (англ. Very Large Telescope – Очень Большой Телескоп) определила спектральные характеристики остаточного излучения. Их исследование позволило Танвиру и его коллегам оценить красное смещение GRB 090423. Его величина оказалась огромной (z = 8,2) – это был самый отдаленный всплеск энергии, когда-либо наблюдавшийся учеными. Массивная звезда, ставшая причиной этого всплеска, закончила свое существование на исходе темных веков, в конце периода реионизации.

☛

СМ. ТАКЖЕ

Темные века (13,7 миллиарда лет назад)

Рождение самой древней из известных звезд (13,6 миллиарда лет назад)

Гамма-всплеск, видимый невооруженным глазом (7,7 миллиарда лет назад)

12,6 миллиарда лет назад

Появление первых скоплений галактик

Когда Вселенной исполнился миллиард лет, в ней начали образовываться первые скопления галактик. Заглядывая в глубину пространства и времени, астрономы могут наблюдать их формирование.

Основываясь на компьютерных моделях, построенных на гипотезе о темной холодной материи, астрофизики считают, что эволюцию Вселенной можно назвать «восходящей» – Вселенная развивается в направлении образования все более массивных структур. В такой иерархической схеме «от самых маленьких к самым массивным» гигантские скопления галактик становятся наследниками «протоскоплений», постепенно формировавшихся агломераций первичных галактик. Вполне возможно, что в этих протоскоплениях находили прибежище и галактики с так называемым активным ядром, то есть со сверхмассивной черной дырой в центре. Дыра служила точкой аккреции материи из межзвездного пространства; в результате происходили мощные выбросы излучения во всех диапазонах спектра.

В отдаленном уголке космоса, в среде, насыщенной темной и барионной материей, крупная структура может сформироваться путем слияния большого количества скоплений галактик, в свою очередь сформированных в результате последовательных слияний протогалактик. Гигантское протоскопление галактик, общая масса которого составляет как минимум четыреста миллиарда солнечных масс, растягивается на расстояние более сорока миллионов световых лет. Высокая плотность галактик внутри этой огромной структуры приводит к огромному количеству столкновений и поглощений, которые порождают вспышки звездообразования. Протоскопление постепенно растет за счет присоединения новых и новых галактик, в которых начинается образование молодых массивных звезд. В недрах некоторых из этих галактик вполне могут сложиться условия, благоприятные для образования сверхмассивных черных дыр и возникновения активных галактических ядер.

В 2011 году международная группа астрофизиков во главе с американским ученым Питером Капаком исследовала расположенное в созвездии Секстанта скопление активных галактик, все члены которого имели одно и то же высокое красное смещение (z = 5,3). Капак и его коллеги начали сканировать предполагаемое протоскопление в рентгеновском диапазоне с помощью космического телескопа «Чандра», чтобы обнаружить активные ядра галактик – они излучают именно в этом диапазоне. Затем ученые провели такие же исследования на других телескопах, чтобы выявить галактики, в которых образование звезд постепенно угасало. Они вооружились целой батареей телескопов, в числе которых был и космический телескоп «Хаббл», изучая одну галактику за другой и оценивая их красные смещения.

☛ СМ. ТАКЖЕ

Темные века (13,7 миллиарда лет назад)

Образование крупных структур (13,7 миллиарда лет назад)

Ланиакея, наше сверхскопление (6,8 миллиарда лет назад)

Радиус Шварцшильда (1916)

11,8 миллиарда лет назад

Вселенная взрослеет

В возрасте почти двух миллиарда лет Вселенная приобрела вид, достаточно близкий к тому, что мы наблюдаем в XXI веке, – об этом свидетельствуют фотографии дальней Вселенной космическим телескопом «Хаббл».

Через два миллиарда лет после Большого взрыва Вселенная в основном закончила свою эволюцию. Если сравнить этот процесс с развитием человека, можно сказать, что детство Вселенной пришло к концу, и она вступила в период зрелости. Все основные ее характеристики уже оформились; галактические скопления образовали состоящую из миллиарда галактик гигантскую «паутину» с узлами сверхскоплений в точках пересечения нитей. До этого внешний вид Вселенной менялся очень быстро. За несколько сотен миллионов лет – в астрономической шкале времени это очень период – Вселенная из скучного и однообразного пространства, следы которого сохранились в реликтовом излучении, превратилась в веселенький конструктор, в котором то и дело случаются великие астрономические события. С этих пор эволюция Вселенной проявляется скорее на индивидуальном уровне, на уровне цивилизаций, а в галактическом масштабе, в масштабе Млечного Пути, изменения происходят крайне медленно и постепенно.

Историки, пытаясь выяснить, как выглядела та или иная территория в прошлом, вынуждены работать с весьма редкими письменными источниками. У археологов материалов для работы еще меньше – им достаются лишь случайно попадающиеся там и сям черепки. А вот астрофизики, напротив, имеют возможность воочию увидеть мир таким, каким он был в прошлом.

Изображение сверхглубокого поля Хаббла, созданное из множества снимков, сделанных в период с 2003 по 2012 год многочисленными камерами космического телескопа «Хаббл». Область, которую покрывает снимок на небе, относительно невелика и по масштабам эквивалентна площади, занимаемой почтовой маркой, расс