Сюрприз космологии к 100-летию открытия Эйнштейна

ТЕМНАЯ ВСЕЛЕННАЯ

Сюрприз космологии к 100-летию открытия Эйнштейна

Доктор физико-математических наук Л. КСАНФОМАЛИТИ

 

В начале XX века

 

Странные дела происходят в науке почему-то каждый раз в начале века. Сто лет назад Альберту Эйнштейну показалось, по-видимому, мало созданной им в 1905 году теории фотоэффекта, за которую в 1922 году он был удостоен Нобелевской премии. В период с 1905 по 1916 год Эйнштейн опубликовал ряд знаменитых работ по общей теории относительности (за что, кстати, премии не получил). Тогдашняя астрономическая наука была совершенно уверена в стабильности и неизменности Вселенной. На том она и стояла. И сам Эйнштейн в ту пору придерживался того же мнения. Однако из его уравнений следовало, что Вселенная устойчивой, «замороженной» быть не может, и это вызывало у автора беспокойство. Чтобы справиться с неприятной особенностью «непослушных» уравнений, он ввел в них так называемый лямбда-член, который должен был скомпенсировать нестабильность Вселенной. Эйнштейн вовсе не придавал лямбда-члену особого физического смысла. Но во второй половине ХХ века лямбда-член стал любимой темой дискуссий физиков-теоретиков. Чем дальше – тем больше. С началом XXI века создается впечатление, что важнее лямбда-члена в физике вообще ничего нет. И в самом деле, за этим термином таится масса еще неизвестных свойств гигантской новой области астрофизики, космологии, да, по существу, и всей физики. Область эта по крайней мере в 20 раз (по массе, как будет ясно из дальнейшего) превосходит все, что нам до сих пор было известно.

 

Здесь уместно напомнить, что ровно 100 лет назад, с наступлением ХХ века, многие ведущие теоретики утверждали, что в физике уже «практически все открыто», остались лишь несколько «небольших облачков над горизонтом». Из этих «небольших облачков» родились квантовая механика, теория относительности (как ни странно, несовместимая в нынешнем виде с квантовой механикой), ядерная физика, электроника, физика твердого тела и практически вся современная техника высоких технологий… Известно, что даже очень знающие люди склонны недооценивать грядущий научный прогресс. Ученый ХIХ века Густав Кирхгоф оставил в физике закон излучения и известные школьникам законы разветвления токов. Так вот, когда лет за двадцать до конца ХIХ века Кирхгофу рассказали о каком-то новом открытии в физике, он ухмыльнулся саркастически: а разве в физике осталось, что открывать? Примерно такие же высказывания можно было услышать и от очень и очень известных ученых даже в последние десятилетия ХХ века. Но не от всех и не всегда. Eще 2000 лет назад в «Вопросах природы» (книга 7) воспитатель Нерона Луций Анней Сенека писал так: «Время придет, когда наших потомков будет забавлять, что мы не знали понятий, которые они считают такими простыми… Многие открытия предназначены для

 

будущих веков, когда уже сама память о нас сотрется... Природа не раскрывает свои тайны раз и навсегда».

	Рис. 1. Гигантская спиральная галактика Messier 83 в начале XX века была одним из астрономических объектов загадочной природы. Существовавшие тогда представления о масштабах Вселенной, сравнимых с размерами нашей Галактики, напоминают средневековую гравюру, изображающую маленькую плоскую Землю.

 

Постоянная Хаббла

 

У постоянной Хаббла странная размерность: единиц чего-то в секунду. Скорости разбегания галактик получаются огромными, до сотен тысяч километров в секунду, а где-то приближаются к скорости света. Исследователи быстро сообразили, что на определенном расстоянии галактики просто перестанут быть видны – именно там, где скорость их удаления компенсирует скорость света. Это расстояние – горизонт Вселенной. Из совсем современных данных (в том числе о постоянной Хаббла) получается, что горизонт отстоит от нас на 13,7 миллиарда… Чего? Здесь впору вспомнить сержанта, который велел солдатам копать канаву «отсюда и до обеда». Расстояние в астрофизике измеряют в световых годах, то есть временем, которое требуется свету, чтобы его преодолеть (или в парсеках, что составляет 3,26 светового года). В километрах один световой год выражается единицей с 13-ю нулями, или 10-ю триллионами (то есть миллионами миллионов) километров. А 13,7 миллиарда лет потребовалось бы для того, чтобы свет от звезд такой воображаемой галактики на горизонте Вселенной дошел до нас; это расстояние и составляет 13,7 миллиарда световых лет. И звезд, и этих далеких галактик давно уже нет, но их свет все еще несется к нам. Интересно, что хотя во времена Фридмана постоянная Хаббла еще не существовала, но из совсем других соображений он оценил расстояние до горизонта Вселенной в 10 миллиардов световых лет.

 

Если для простоты считать, что время во всей Вселенной течет одинаково, легко понять, что соседей наших (то есть близкие галактики) мы видим почти такими же, в том же возрасте, как они есть. Но галактика, удаленная от нас на расстояние миллиона световых лет, видится на миллион лет моложе, чем она есть сейчас. Миллион световых лет – это по небесным меркам сущие пустяки. Астрономы наблюдают галактики на расстоянии в миллиарды световых лет и больше. Соответственно, они видятся уже на миллиарды лет моложе. Таким образом, выбор расстояния – это одновременно и выбор возраста исследуемого объекта, разрез Вселенной во времени. Чем дальше вы смотрите, тем более давние события видите, тем моложе там Вселенная. Почти вплоть до ее рождения. До точки, из которой в один миг и сразу во всей Вселенной началось разбегание материи. Первым в 50-х годах о природе этой точки задумался уже упоминавшийся Георгий Гамов. Другой известный астрофизик, Фред Хойл, назвал начало разбегания Большим взрывом. Название прижилось. (Кстати, излюбленным хобби обоих астрофизиков были размышления о происхождении жизни. И не только размышления. Г. Гамов был первым, кто еще до биофизиков расшифровал код аппарата наследственности. А Ф. Хойл, проведя расчеты, иллюстрировал происхождение жизни таким примером: разложите на площади все детали разобранного до винтика большого авиалайнера и дождитесь урагана. Вероятность возникновения живой клетки такая же, как то, что ураган случайно соберет все детали в готовый к взлету самолет.)

 

Реликтовое излучение

 

Рис. 5. Слева: флуктуации фона реликтового излучения, по данным спутника WMAP. Неоднородности, показанные цветом, составляют всего несколько стотысячных градуса, но они привели к новой картине мира. Справа: сахаровские колебания - угловое распределение неоднородностей фона реликтового излучения. Именно сахаровские колебания дают сведения о плоскостности или кривизне мира, о которых писал А.А. Фридман. (Переработанный рисунок из статьи М. Тегмарк «Параллельные Вселенные» // В мире науки, 2003, №8, стр. 26).

 

На явное несоответствие массы видимого вещества Вселенной его наблюдаемому движению указывает еще один экспериментальный результат. Это тот самый уникальный эффект, который в 1948 году был предсказан Гамовым, а соответствующим инструментом космология обзавелась немного позже, в последней трети ХХ века. В российской науке его называют реликтовым излучением, в западной – микроволновым космическим фоновым излучением. За его открытие в 1965 году астрофизики Арно Пензиас и Роберт Уилсон (США) удостоены Нобелевской премии. Те, кто знаком с радиотехникой, с интересом узнали, что возможности снижения шума в принимаемом радиосигнале не беспредельны. Даже самые совершенные антенны вместе с полезным сигналом принимают небольшой шум, который, как оказалось, приходит сразу со всех сторон. Происхождение шума поняли далеко не сразу (экспериментаторы не любят читать теоретические статьи). Оказалось, что это… бывший свет, свет остатков вспышки Большого взрыва. Когда-то он был почти таким же ярким, как свет Солнца, но светил со всех сторон. В течение 400 тысяч лет после Большого взрыва среда оставалась настолько плотной и горячей, что была непрозрачной для собственного излучения. Наконец, когда из-за расширения температура упала до 4000 градусов, среда стала прозрачной и излучение с температурой 4000 К вырвалось на свободу. То же пространство окружает нас со всех сторон и сегодня, но оно настолько расширилось, что из-за красного смещения максимум излучения сместился с 0,7 мкм (оранжевый свет) до 1 мм (радиоволны) и воспринимается как радиошум, излучаемый телом с температурой, близкой к абсолютному нулю (2,7 К). Реликтовое излучение стало особой темой космологии. Оно заменило когда-то существовавшее понятие эфира: скорость движения Солнечной системы, Земли или космического аппарата нельзя найти относительно вакуума, но можно определить относительно реликтового излучения. А нельзя ли по его неоднородностям представить, как было разбросано вещество в пространстве в мгновение Большого взрыва? Оказалось, что можно. Реликтовое излучение позволило выбрать из моделей Фридмана плоскую Вселенную. Для измерения понадобились приборы, способные уловить в реликтовом излучении ничтожные неоднородности - в стотысячные доли градуса. Неоднородности фона, по данным спутника WMAP, показаны на рис. 5 слева, а справа представлено распределение этих неоднородностей по углам. Глубокий физический смысл этой диаграммы предсказал Андрей Дмитриевич Сахаров; ее называют сахаровски ми колебаниями. Наблюдения показывают, что, во-первых, фон удивительно однороден. Во-вторых, сахаровские колебания указывают все-таки на такие неоднородности, для образования которых «обычного» вещества было явно недостаточно. Что-то непонятное и массивное уже тогда присутствовало в рождающейся Вселенной.

 

На сцену выходит вакуум

 

В конце ХХ века считалось, что в формировании Вселенной принимали участие две гигантские силы. Согласно этим представлениям, первой был Большой взрыв с невообразимо быстрым расширением на ранней стадии. Затем энергия и масса стали конденсироваться в элементарные частицы, атомы, звезды и галактики, удалявшиеся друг от друга с большой скоростью (по-видимому, это и есть скорость расширения самого пространства, хотя с этим понятием возникает путаница). Но вторая сила, их взаимное тяготение, поглощала кинетическую энергию разлета, постепенно замедляя движение. Выяснение характера замедления и должно было стать ответом на предлагаемые сценарии дальнейшего развития событий: остановится ли оно когда-нибудь и пойдет вспять, или тяготения недостаточно, и расширение, замедляясь, будет продолжаться вечно. Разбросанные в вакууме Вселенной вспышки сверхновых в удаленных на разные расстояния галактиках, как надеялись ученые, дадут наконец ответ. И ответы действительно были получены. Только совсем не те, что ожидались. В дело вмешался вакуум, который, скорее всего, и определяет судьбу Вселенной и даже, возможно, ее отдаленную катастрофу.

Физики и раньше считали, что вакуум космического пространства - самый сложный объект природы. Но уже 100 лет экспериментаторы никак не могут к нему подступиться, хотя он в их распоряжении в неограниченном количестве. На свойствах вакуума построена вся радиосвязь, от космических аппаратов до телевидения и сотовых телефонов. Но это лишь одно из многих его свойств. Квантовая теория показывает, что вакуум как бы кипит элементарными частицами, которые парами частица-античастица (например, электрон-позитрон) на мгновение появляются на его «поверхности» (поверхности чего?) и тут же ныряют обратно. Эти пары называются виртуальными; они вездесущи. Ими объясняются даже некоторые особенности спектра водорода. При определенных условиях физикам удается их «поймать». (В те «урожайные» на физические открытия десятилетия начала ХХ века, в 1928 году, Поль Дирак выдвинул гипотезу о бесконечном «море» провалившихся куда-то электронов. «Море» провалившихся электронов имеет бесконечную, но отрицательную энергию. Пары электрон-позитрон связаны именно с морем Дирака.)

 

Возвращение лямбда-члена

 

Виртуальные частицы обладают некоторой энергией. На первый взгляд, исходя из интуитивных представлений, о какой энергии пустоты можно говорить? Но квантовая механика не в ладу с нашей интуицией. На этот раз она начала игры с лямбда-членом, который в пору своего возникновения в работе Эйнштейна никакого отношения к квантовой механике не имел. (Квантовую механику Эйнштейн «не уважал», считая ее лишь фасадом чего-то скрытого, а про ее вероятностные законы говорил, что «не верит, что Бог играет в кости»). Но после десятилетий забвения лямбда-члена, отвергнутого самим автором, физики вновь вернулись к нему. В конце 60-х годов энергия пустоты вышла в ряд важнейших проблем теоретической физики. На Московском астрофизическом семинаре космологическая постоянная, греческая «лямбда», постоянно возникала на доске, а переполненная аудитория внимала, затаив дыхание, парадоксальным идеям, которые ей блистательно излагали Яков Борисович Зельдович, Иосиф Самуилович Шкловский, Андрей Дмитриевич Сахаров и другие, уже покинувшие нас корифеи. Общая теория относительности требует, чтобы в качестве источников гравитации рассматривались все формы энергии, включая энергию пустоты. В 1967 году Зельдович провел первые расчеты плотности энергии квантового вакуума и нашел, что ей соответствует лямбда-член невообразимой величины. В 1967 и 1968 годах он опубликовал работы, в которых показал, что лямбда-член, или космологическая постоянная, – это не кривизна мира, а плотность энергии вакуума. Космологическая постоянная становилась темой номер один. Теоретики снова и снова обращались к плотности энергии вакуума. Сказать, что их результаты кажутся абсурдными, – слишком мягко. Расчеты показывали, что энергия пустого пространства превосходит ВСЮ энергию Вселенной (если оценить ее с помощью знаменитого «эм-цэ-квадрат»), нет, не в миллиарды, не в триллионы – в единицу со 120 нулями раз. При некоторых (условных) допущениях можно ввести ограничение, и число нулей снижается до 55, от чего не легче. Если допустить, что столь высокая плотность энергии вакуума реальна, она мгновенно раздробила бы и разбросала все вещество Вселенной.

 

Эксперимент. Открытие всемирного антитяготения

 

 

Рис. 7. Наблюдения очень далеких сверхновых типа Ia. По горизонтали отложено красное смещение z, по вертикали — разность между теоретической яркостью m и реально наблюдаемой M. На врезке — далекая галактика и её сверхновая, которая светила всего один месяц миллиард лет назад. Из-за большого красного смещения и сверхновая, и сама галактика имеют красный цвет.

Пока теоретики бились над немыслимой плотностью энергии вакуума, техника эксперимента достигла такого состояния, которое позволило провести измерения яркости сверхновых, расположенных на полпути к горизонту Вселенной, о чем уже говорилось выше. Результаты наблюдений очень далеких сверхновых показаны на рис. 7. По горизонтали отложено красное смещение z, которое просто равно относительной величине смещения длин волн спектральных линий сверхновой. Если z = 0,5, это соответствует примерно 1/3 расстояния до горизонта Вселенной; z = 1 – Вселенная в возрасте 6 миллиардов лет; z = 6 – молодая Вселенная, 1 миллиард лет. По вертикали показана разность между теоретической яркостью сверхновой в пустом пространстве и реально наблюдаемой ее яркостью. Как уже говорилось, далекие галактики предстают такими, какими они были миллиарды лет назад. Соответственно такими тогда были и свойства пространства, в котором они находились. Если с тех пор расширение замедлилось, это должно быть видно в измерениях. Что же показал эксперимент? Уже при z = 0,5 яркость сверхновой оказывается на 25% меньше теоретической. Но при z = 1 вместо уменьшения яркость возрастает. Кривая на рис. 7, с которой хорошо согласуются измерения, представляет теоретическую модель. (В ней соотношение плотности энергии вакуума и вещества составляет 0,7 к 0,3.) Выводы получаются такими. Величина красного смещения z = 1 – это то время, до которого все шло примерно так, как предсказывала теория: скорость разбегания галактик под действием всемирного тяготения постепенно замедлялась. Вплоть до возраста 7 миллиардов лет движением галактик управляла материя через гравитацию. Но дальше в их движении произошли изменения. Вместо замедления галактики стали УСКОРЯТЬСЯ, причем их ускорение экспоненциально нарастает в течение последних 5 миллиардов лет. Всемирное притяжение сменилось всемирным отталкиванием, или антигравитацией! Мы живем примерно в середине периода, когда роль темной массы (вместе с обычным веществом) сменилась ролью темной энергии. При возрасте 7 миллиардов лет их отношение было 10:1. Через 14 миллиардов лет отношение станет обратным, 1:10 (или 10: 1, но уже в пользу темной энергии). Свойства антигравитации удивительны. Нам представляется естественным, что путешественник, который отправился из пункта А в пункт Б, удаляясь от А, приближается к Б. Но путешественники на межгалактическом корабле отдаленного будущего смогут увидеть, что антигравитация удаляет от них все пункты одновременно.

 

Темная эпоха

 

Рис. 9. Темная эпоха. Шкалы показаны в единицах красного смещения z+1 и в миллионах лет от Большого взрыва. Переработанный рисунок из статьи J. Miralda-Escude "The Dark Age of the Universe" // Science, 2003, 300, 5627, p.1904.

 

Как ни удивительно, вскоре после Большого взрыва, через полмиллиона лет, началась эпоха, когда во Вселенной было совершенно темно, пусто и холодно. Темная эпоха продолжалась примерно 250 миллионов лет. Во Вселенной не было ни одной звезды, ни одной галактики. Если в начале Темной эпохи глаз человека еще мог бы заметить тускло-красное равномерное свечение неба, то теперь темнота стала вездесущей. Пространство было заполнено главным образом темной материей и реликтовым излучением, которое тогда было более коротковолновым (инфракрасным), соответствовало примерно 150 К (-120°С) и продолжало остывать по мере расширения пространства. Барионная материя составляла 1/10 темной и состояла из атомов водорода и гелия в пропорции 4:1 по массе. Темная энергия практически никакой роли не играла. События Темной эпохи установлены с помощью расчетных моделей, потому что ничего, кроме реликтового излучения, оттуда до нас не дошло. Но модели достаточно надежны; именно модели дают представление о природе Темной эпохи. Когда связь реликтового излучения с веществом разорвалась и излучение стало самостоятельным явлением, красное смещение z составляло огромную величину, z = 1200 (рис. 9). Это соответствует уже упоминавшемуся возрасту 400 тысяч лет. При z = 1100 температура снизилась до 3000 К, произошла рекомбинация плазмы, и частицы объединились в атомы. На этом, похоже, бурные события закончились, и наступила Темная эпоха. До образования первых звезд оставалось, по разным моделям, 200-400 миллионов лет довольно скучного времени, когда уже не было никаких критических процессов. Главное, что происходило, - дальнейшее понижение температуры. И причина, по которой задерживалось звездообразование, даже не в том, что распределение вещества было практически однородным, а это препятствовало возникновению конденсаций. Эксперимент на спутнике WMAP показал, что, хотя образование звезд оставалось крайне маловероятным, очень небольшие и крайне маловероятные неоднородности темной массы все же существовали (рис. 5). Но когда красное смещение z достигло примерно 6 (а возраст Вселенной примерно одного миллиарда лет), бесчисленные галактики заполнили пространство. Первые звезды, которые были огромными и очень яркими, определили всю дальнейшую историю Вселенной. Чего же они ждали, что до того задерживало звездообразование? Оказывается, запрет создавал сам механизм образования звезд.

 

Первые звезды

 

Процесс возникновения первых звезд более простой, чем процесс образования звезд современного типа, благодаря химической чистоте исходного материала – смеси водород-гелий. Газ атомарного состава был перемешан с темной массой. Он начинал сжиматься, следуя действию гравитационных сил конденсации темной материи. Формирование звезды зависит от температуры среды, массы конденсирующегося газового образования и наличия в нем молекулярного водорода, который обладает способностью отводить из конденсации тепло, излучая его в окружающее пространство. Молекулярный водород не может возникнуть из атомарного при случайных столкновениях атомов, для его образования у природы припасен довольно сложный процесс. Поэтому при z > 15-20 водород оставался в основном в атомарной фазе. При сжатии температура газа в конденсации повышается до 1000 К и более и доля молекулярного водорода несколько увеличивается. При такой температуре дальнейшая конденсация невозможна. Но благодаря молекулярному водороду температура в наиболее плотной части конденсации снижается до 200-300 К и сжатие продолжается, преодолевая давление газа. Постепенно обычная материя отделяется от темной и концентрируется в центре. Минимальная масса газовой конденсации, необходимая для образования звезды, масса Джинса, определяется степенной зависимостью от температуры газа, поэтому первые звезды имели массу в 500-1000 раз большую, чем Солнце. В современной Вселенной при образовании звезд температура в плотной части конденсации может быть всего 10 К, потому что, во-первых, функции теплоотвода более успешно выполняют появившиеся тяжелые элементы и частицы пыли, во-вторых, температура окружающей среды (реликтового излучения) составляет всего 2,7 К, а не почти 100 К, как это было в конце Темной эпохи. Второй критерий массы Джинса - давление (точнее, квадратный корень из давления). В Темную эпоху этот параметр был примерно таким же, как теперь.

 

Рис. 10. Первые звезды превосходили Солнце в 4-14 раз по диаметру и в десятки миллионов раз по излучаемой энергии. Светили они в основном в вакуумном ультрафиолете и быстро сгорали.

 

Образовавшиеся первые звезды были не только огромными, в 4-14 раз больше Солнца (рис. 10), но и очень горячими. Солнце излучает свет с температурой 5780 К. У первых звезд температура составляла 100 000-110 000 К, а излучаемая энергия превосходила солнечную в миллионы и десятки миллионов раз. Солнце называют желтой звездой; эти же звезды были ультрафиолетовыми. Сгорали и разрушались они всего за несколько миллионов лет, но успевали выполнить по крайней мере две функции, определившие свойства последующего мира. В результате реакций синтеза происходило некоторое обогащение их недр «металлами» (так астрономы называют все элементы тяжелее водорода). Истекающий с них «звездный ветер» обогащал металлами межзвездную среду, облегчая формирование последующих поколений звезд. Главным же источником металлов были взрывы некоторых звезд в качестве сверхновых. Наиболее массивная часть первых звезд в конце своего жизненного пути, по-видимому, образовала черные дыры. Мощное ультрафиолетовое излучение гигантских звезд вызвало быстро развивающиеся разогрев и ионизацию межзвездного и межгалактического газа. Это была вторая их функция. Такой процесс называют реионизацией, потому что он был обратным рекомбинации, завершившейся за 250 миллионов лет до этого, при z = 1200, когда образовались атомы и освободилось реликтовое излучение. Исследования далеких квазаров показывают, что реионизация практически закончилась при z = 6-6,5. Если эти две отметки, z = 1200 и z = 6,5, считать границами Темной эпохи, то она продолжалась 900 миллионов лет (рис. 11). Сам период полной темноты, до появления первых звезд, длился короче, около 250 миллионов лет, причем теоретики считают, что в некоторых, совершенно исключительных случаях отдельные звезды могли появиться и раньше, но вероятность этого была очень низкой.

 

Рис. 11. Вселенная от Большого взрыва до наших дней.

 

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

 

Заключение

 

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

 

ТЕМНАЯ ВСЕЛЕННАЯ

Сюрприз космологии к 100-летию открытия Эйнштейна