Читать книгу Взрыв мироздания - Олег Фейгин - Страница 6

Когда Фридман впервые применил свои решения уравнений общей теории относительности ко всей Вселенной в целом, он получил настолько неожиданный результат, что некоторое время его оспаривал сам Эйнштейн. По Фридману получалось, что Вселенная, заполненная тяготеющим веществом, должна расширяться или сжиматься. Сегодня никто уже не пытается оспаривать полученные Фридманом уравнения и они лежат в основе всей современной космологии развивающейся и увеличивающейся Вселенной.

Оставалось понять, какие физические превращения происходили и происходят на различных стадиях расширения нашего мира. Одним из первых к исследованию данной интереснейшей проблемы рождения вещества нашего мира приступил видный американский физик русского происхождения Георгий Гамов. Именно он в сороковых годах прошлого века заложил основы фундамента современной космологии и космогонии – модели «горячей Вселенной».

Согласно модели горячей Вселенной, плазма и электромагнитное излучение на ранних стадиях расширения Вселенной обладали очень высокой плотностью и энергией. В ходе расширения Вселенной эта температура неуклонно падала. Затем равновесие образовавшегося водорода и гелия с излучением нарушилось – кванты излучения уже не обладали необходимой для ионизации вещества энергией и проходили через него как через прозрачную среду. Температура обособившегося излучения продолжала снижаться и к нашей эпохе составила всего несколько градусов Кельвина.

Это излучение сохранилось до наших дней как эхо эпохи бурного рождения Вселенной в катаклизме Большого взрыва. Оно служит одним из главных доказательств не только реальности сценария «горячей Вселенной», но и самого Большого взрыва. Реликтовое излучение образует микроволновой фон Вселенной. Родившись в пучинах Большого взрыва, оно заполняет все окружающее пространство так, что, если бы мы могли видеть в микроволновом диапазоне, то видели бы небосклон, пылающий во всех направлениях.

После инфляционной стадии чрезвычайно быстрого расширения пейзаж младенческого космоса стал стремительно меняться. До 300-тысячелетнего возраста Вселенная представляла собой кипящий котел из электронов, протонов, нейтрино и излучения, которые взаимодействовали между собой и составляли единую среду, равномерно заполнявшую всю раннюю Вселенную. Общее расширение Вселенной постепенно охлаждало эту среду и, когда температура упала до значения нескольких тысяч градусов, наступило время для формирования стабильных атомов.

Одной из самых интригующих загадок астрономии является наличие скрытой массы Вселенной (или темной материи), возникшей почти сразу после Большого взрыва, в отличие от знакомых нам атомов. Астрономы уже давно подозревали, что с составом Метагалактики происходит что-то неладное. Сказать что-либо более точное об основном составе вещества нашей Метагалактики трудно, поскольку оно очень слабо взаимодействует с радиоволнами и светом, чем и объясняются трудности его обнаружения. Однако, как и «нормальная» материя, темная составляющая Вселенной обладает гравитацией, поэтому способна сама собираться в сгущения и притягивать «нормальную». Сегодня уже достоверно известно, что галактики окружены кольцеобразными ореолами (гало) из темной материи, которые в десятки раз массивнее видимых частей галактик.

Темная материя, возможно, играла очень важную роль в эволюции нашего мира, служа теми гравитационными «зернами», которые вызывали увеличение плотности энергии в небольших областях пространства. Гравитационные силы этих областей притягивали к себе все окружающее вещество, становясь зародышами будущих галактик.

Астрономы предполагают, что важную роль на начальной стадии формирования галактик могли также играть черные дыры, собирая материю вместе посредством своей мощной гравитации. Новые открытия сверхмассивных черных дыр в центрах галактик только прибавляют в этом уверенности. Такая связь, естественно, вызывает вопрос и о том, что появилось сначала – галактика или черная дыра, хотя последние данные в большей степени указывают на то, что именно черные дыры формируют вокруг себя галактики.

До момента, который наступил примерно через миллион лет после начала расширения, Вселенная была непрозрачной для квантов света. Поэтому с помощью электромагнитного излучения нельзя заглянуть в предшествующую эпоху. На сегодняшний день это можно сделать только с помощью воображения и теоретических моделей.

Сценарий эволюции горячей Вселенной

Очень долго (и окончательно споры еще не утихли) ученые обсуждали вопрос: почему окружающая природа состоит из материи, а не антиматерии, и существуют ли антимиры во Вселенной.

Вначале расширения Вселенной ее температура была столь высока, что энергии хватало для рождения пар всех известных частиц и античастиц. Затем температура понизилась, так что почти все частицы и античастицы взаимно уничтожились – аннигилировали, превратившись в излучение. А фотоны, энергия которых к этому времени стала меньше, уже не могли порождать частицы и античастицы.

Наблюдения реликтового фона показали, что первоначальный избыток частиц по сравнению с античастицами составлял ничтожную миллиардную долю от их общего числа. Именно этих избыточных протонов и нейтронов хватило на то, чтобы сформировать вещество современной Метагалактики. Так наш мир не превратился в антимир.

Издалека видимая Вселенная кажется приблизительно однородной, т. е. все точки и направления в космосе почти равноправны. Это очень важное допущение однородности Метагалактики, распространяемое и на невидимую Вселенную, позволяет успешно строить космологам самые разные модели развития нашего мира – ведь описывать рельеф пустыни гораздо проще, чем нагромождения скал! Какая из этих моделей более-менее правильна, покажет будущее, а пока для окончательных выводов не хватает астрономических данных.

В открытой модели кривизна трехмерного пространства отрицательна или (в пределе) равна нулю, Вселенная бесконечна; в такой модели расстояния между скоплениями галактик со временем неограниченно возрастают, вплоть до гипотетического Большого разрыва.

В замкнутой модели кривизна пространства положительна, Вселенная конечна (но так же безгранична, как и в открытой модели); в такой модели расширение со временем сменяется сжатием до состояния Большого хруста.

Кратко историю нашего мира можно представить так:

Планковская эра: 10^–43–10^–37 с. Начинается с планковского момента и заканчивается инфляционным расширением Вселенной. Главное событие – появление гравитационного взаимодействия. Размер Вселенной в этот момент равен 10^–35 м (планковская длина).

Эра великого объединения: 10^–35–10^–12 с. Начинается с разделения сильного и электрослабого взаимодействий и заканчивается отделением слабого взаимодействия и окончательным разделением взаимодействий.

Адронная эра: 10^–6–1 с. Начинается с аннигиляции протон-антипротонных пар, завершается концом существования кварков и антикварков как свободных частиц.

Лептонная эра: 1 с. Формируются ядра водорода. Начинается ядерный синтез гелия.

Эра нуклеосинтеза: 3 мин. Вселенная состоит на 75 % из водорода и на 25 % из гелия, а также следовых количеств тяжелых элементов.

Радиационная эра: 1 неделя. К этому времени излучение термализуется.

Эра вещества: 10–380 тыс. лет. Вещество начинает доминировать во Вселенной. Ядра водорода и электроны рекомбинируют, Вселенная становится прозрачной для излучения.

Звездная эра: 1–9 млрд лет. Образование первых звезд и формирование первых галактик. Образование Солнечной системы.