Астрофизика с космической скоростью, или Великие тайны Вселенной для тех, кому некогда

Светодиодная революция в современной технологии освещения позволила получать чистый видимый свет, не тратя ватты на невидимые части спектра.

Поскольку реликтовое космическое излучение произошло от сильно нагретого вещества, спектральный профиль у него именно такой, какой бывает у светящегося, но остывающего предмета: где-то у него есть пик, но светится он и в остальных частях спектра. В данном случае, помимо пика в области микроволнового излучения, наблюдаются и фоновые радиоволны, и исчезающее малое количество фоновых фотонов более высокой энергии.

В середине XX века у космологии (не путать с косметологией) было в распоряжении сравнительно мало данных. А когда данных недостаточно, возникает полным-полно конкурирующих гипотез, честолюбивых и хитроумных. Гипотезу о существовании реликтового космического излучения высказала в 40-е годы группа физиков во главе с Георгием Гамовым – американцем русского происхождения. Они основывались на работе бельгийского физика и священника Жоржа Леметра, опубликованной в 1927 году. Кстати, именно Леметра считают отцом космологии Большого взрыва. Однако первую оценку ожидаемой температуры реликтового излучения сделали американские физики Ральф Альфер и Роберт Герман в 1948 году. Их вычисления были основаны на трех столпах:

1) общей теории относительности Эйнштейна (1916);

2) открытии расширения Вселенной, которое сделал Эдвин Хаббл (1927);

3) достижениях лабораторной атомной физики до и во время Манхэттенского проекта, который привел к созданию атомных бомб во время Второй мировой войны.

Герман и Альфер получили температуру Вселенной, равную 5 градусам Кельвина. И, коротко говоря, ошиблись. Точные измерения температуры фонового микроволнового излучения показали, что она равна 2,725 градуса – иногда пишут просто 2,7 градуса, а если вы небрежно относитесь к цифрам, вам простят даже округление температуры Вселенной до 3 градусов.

Здесь мы ненадолго остановимся. Герман и Альфер опирались на скудные данные атомной физики, только что полученные в лаборатории, и применяли их к гипотетическим условиям ранней Вселенной. Исходя из этого, они экстраполировали результаты на миллиарды лет вперед и посчитали, какова должна быть температура Вселенной сегодня. И если их прогноз хотя бы приблизительно напоминал верный ответ, это поразительный триумф человеческого разума и проницательности. Они могли ошибиться в десять или в сто раз и вообще предсказать что-то, чего нет в природе. Американский астрофизик Дж. Ричард Готт заметил по этому поводу: «Предсказать, что фоновое излучение существует, а потом вычислить его температуру и ошибиться всего в два раза – это все равно что предсказать, что на лужайку перед Белым домом приземлится летающая тарелка диаметром 50 футов, и ошибиться только в том, что диаметр тарелки на самом деле окажется 27 футов».

* * *

Впервые непосредственно пронаблюдать космическое микроволновое излучение удалось в 1964 году, и сделали это совершенно случайно два американских физика – Арно Пензиас и Роберт Уилсон. Они работали в Телефонных лабораториях Белла – исследовательском подразделении Американской телефонно-телеграфной компании. В шестидесятые годы про микроволновое излучение знали все, но почти ни у кого не было в распоряжении техники, позволяющей его зарегистрировать. Лаборатории Белла были на переднем крае индустрии коммуникаций и придумали для этой цели особую приземистую рогатую антенну.

Начнем с того, что, если вы собираетесь отправлять или принимать какой-то сигнал, первым делом нужно избавиться от источников помех. Пензиас и Уилсон хотели измерить фоновые помехи в своем микроволновом приемнике, чтобы обеспечить чистую, лишенную шума связь в этом диапазоне. Они не были космологами. Обычные технари-кудесники, они всего-навсего налаживали микроволновой приемник и ничего не знали про гипотезы Гамова, Германа и Альфера.

Пензиас и Уилсон и не думали про космическое микроволновое излучение – им просто нужно было открыть для Американской телефонно-телеграфной компании новый диапазон частот.

Пензиас и Уилсон и не думали про космическое микроволновое излучение – им просто нужно было открыть для Американской телефонно-телеграфной компании новый диапазон частот.

Они провели эксперимент и вычли из своих данных все известные земные и космические источники помех, которые смогли определить, однако часть шумового сигнала никуда не делась, и исследователи никак не могли понять, как от нее избавиться. В конце концов они заглянули в тарелку антенны и увидели, что там поселились голуби. Тогда ученые решили, что шум, наверное, вызывает белый диэлектрик (голубиный помет), поскольку сигнал регистрировался отовсюду, куда бы они ни направляли детектор. Пензиас и Уилсон отчистили антенну от белого диэлектрика, шум немного снизился, однако заметный шумовой сигнал все же не исчез. В статье, которую они опубликовали в 1965 году, говорилось лишь о непонятной «избыточной антенной температуре» (A. A. Penzias and R. W. Wilson. «A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s», The Astrophysical Journal 142 (1965):419–21).

Тем временем группа принстонских ученых под руководством Роберта Дикке строила детектор, специально предназначенный для обнаружения фонового космического микроволнового излучения. Однако у них в распоряжении не было таких ресурсов, как в Лабораториях Белла, поэтому работа шла несколько медленнее. И в тот момент, когда Дикке с коллегами узнали о работе Пензиаса и Уилсона, принстонские физики сразу поняли, что это за наблюдаемая избыточная антенная температура. Все сходилось – и величина этой температура, и то, что сигнал шел со всех сторон, со всего неба.

В 1978 году Пензиас и Уилсон получили за свое открытие Нобелевскую премию. А в 2006 году американские астрофизики Джон К. Мазер и Джордж Ф. Смут разделили Нобелевскую премию за наблюдение фонового микроволнового космического излучения в широком спектральном диапазоне, в результате которого космология вышла из пеленок, перестав быть собранием интересных, но непроверенных идей, и перешла в область количественных точных наук, став полноценной отраслью экспериментальной физики.

* * *

Поскольку свету нужно время, чтобы дойти до нас из отдаленных уголков Вселенной, то, заглянув в глубокий космос, мы на самом деле видим, что происходило много эпох назад. Так что если разумные обитатели далекой-далекой галактики хотели бы измерить температуру фонового космического излучения в момент, который мы сейчас видим, получилось бы больше чем 2,7 Кельвина, поскольку в этот момент они жили в более молодой Вселенной, меньше и жарче нынешней.

Поскольку свету нужно время, чтобы дойти до нас из отдаленных уголков Вселенной, то, заглянув в глубокий космос, мы на самом деле видим, что происходило много эпох назад.

Оказывается, эту гипотезу можно проверить. Молекула цианида CN (когда-то его использовали как действующее вещество в составе газа, которым умерщвляли приговоренных к смертной казни) под воздействием микроволнового излучения переходит в возбужденное состояние. Если микроволновое излучение теплее, чем наше фоновое реликтовое, молекула возбуждается сильнее. В рамках модели Большого взрыва микроволновое излучение, которому подвергается цианид в далеких, более молодых галактиках, должно быть теплее, чем сегодня в нашей галактике Млечный Путь. Именно эту картину мы и наблюдаем.

Подделать это невозможно.

А почему нас вообще интересует все это? Первые 380 000 лет после Большого взрыва Вселенная была непрозрачной, поэтому пронаблюдать возникновение вещества было невозможно, даже если бы мы с вами сидели в первом ряду. Нельзя было различить, где начинают формироваться скопления галактик и пустоты. Чтобы кто-то увидел что-то стоящее, фотоны должны были беспрепятственно пролететь через Вселенную и тем самым послужить переносчиками информации.

Первые 380 000 лет после Большого взрыва Вселенная была непрозрачной, поэтому пронаблюдать возникновение вещества было невозможно, даже если бы мы с вами сидели в первом ряду.

Транс-космическое путешествие каждого фотона начинается в той точке, где он налетел на последний электрон, очутившийся у него на пути, – в «точке последнего рассеяния». По мере того как фотоны беспрепятственно разбегаются в разные стороны, они создают расширяющуюся «поверхность» последнего рассеяния – глубиной примерно 120 000 лет. Это та самая поверхность, на которой родились все атомы во Вселенной: электрон присоединяется к атомному ядру, и крошечный выброс энергии в виде фотона улетает прочь в бурную алую даль.

К этому времени некоторые области Вселенной уже начали уплотняться благодаря гравитационному притяжению составляющих их частей. Фотоны, последними рассеявшиеся на электронах в этих областях, имеют несколько более холодный спектр, чем те, которые рассеялись на менее общительных электронах, болтающихся в пустоте. Там, где накапливается вещество, растет сила тяжести, благодаря чему туда стягивается еще больше вещества. Эти области стали зародышами сверхскоплений галактик, а в других областях по-прежнему было относительно пусто.

Если составить подробную карту фонового космического микроволнового излучения, окажется, что она не совсем ровная. Там есть участки чуть теплее и чуть холоднее среднего. Если изучить эти отклонения температуры фонового космического излучения, то есть поискать закономерности на поверхности последнего рассеяния, можно сделать выводы о структуре и составе вещества в ранней Вселенной. Чтобы определить, как возникали галактики, скопления и сверхскопления, мы опираемся на самые точные данные о фоновом излучении, мощную капсулу времени, которая дает астрофизикам возможность реконструировать историю Вселенной. Изучение его закономерностей – это что-то вроде космической френологии: мы ощупываем шишки на черепе новорожденной Вселенной.

Если сопоставить данные фонового космического излучения с другими наблюдениями современной и далекой Вселенной, можно выявить всевозможные фундаментальные свойства космоса. Сравните распределение размеров и температур теплых и холодных участков – и станет понятно, какой была сила гравитации в те времена, как быстро накапливалось вещество, и это, в свою очередь, подскажет, сколько во Вселенной было обычного вещества, темного вещества и темной энергии. А отсюда можно сделать непосредственный вывод о том, будет ли Вселенная расширяться вечно.

* * *

Обычное вещество – это вещество, из которого состоим все мы. Оно чувствительно к гравитации и взаимодействует со светом. Темное вещество – это таинственная субстанция, чувствительная к гравитации, но не взаимодействующая со светом никакими известными нам способами. Темная энергия – это загадочное давление вакуума (пустого пространства), которое действует противоположно гравитации и вынуждает Вселенную расширяться все быстрее. Наше френологическое обследование показывает, что мы понимаем, как вела себя Вселенная в эпоху последнего рассеяния, но оказывается, что эта Вселенная в основном состоит из субстанции, о которой нам ничего не известно. Однако, несмотря на наше глубочайшее невежество, сегодня у космологии наконец появилась зацепка, поскольку фоновое космическое излучение показывает, из какого портала вышли мы все. Именно здесь физика становится особенно интересной, именно так мы можем узнать, что творилось во Вселенной и до, и после того, как свет в ней обрел свободу.

Темное вещество – это таинственная субстанция, чувствительная к гравитации, но не взаимодействующая со светом никакими известными нам способами.

Само по себе открытие космического микроволнового излучения вывело космологию из сферы мифологии. Однако чтобы превратить ее в современную точную науку, потребовалась подробная карта фонового микроволнового излучения. Космологи очень высокого мнения о себе. Еще бы! Ведь их работа – выяснить, какова причина возникновения Вселенной! Но без данных их объяснения были лишь гипотезами. А теперь каждое новое наблюдение, каждая крупица данных служит сразу двум целям: во-первых, дает космологии такую же плодородную почву и надежный фундамент, как и у всех других точных и естественных наук, а во-вторых, отсеивает теории, которые люди выдумывали, когда данных было недостаточно и невозможно было сказать, правы они или нет.

Без этого никакая наука не может считаться зрелой.

4. Между галактик

При масштабной инвентаризации Вселенной и ее составляющих в первую очередь обычно подсчитывают галактики. По последним оценкам, в наблюдаемой Вселенной их примерно сто миллиардов. Галактики – яркие, красивые, набитые звездами – украшают темные пустые бездны пространства, будто города – ночной пейзаж под крылом самолета. Но насколько на самом деле пусты эти пустые бездны? (Насколько пусты поля и луга между городами?) Если галактики бросаются в глаза и убеждают нас, что все остальное неважно, это не значит, что в пространстве между галактиками не таится много такого, что труднее пронаблюдать. Не исключено, что это даже интереснее или важнее для эволюции Вселенной, чем сами галактики.