Всего шесть чисел. Главные силы, формирующие Вселенную - [26]

По крайней мере, с таким сценарием согласно большинство специалистов по космологии. Для того чтобы уточнить детали, потребуется больше наблюдений и более полное понимание того, как образуются звезды. Целью этой работы является создание согласующегося сценария, который будет не только совпадать с тем, что мы знаем о сегодняшних галактиках, но и принимать во внимание все более и более детальные снимки того, как звезды выглядели и как создавались их скопления в начале истории Вселенной. Когда информации мало, она может соответствовать нескольким совершенно неправильным теориям, но, когда доказательств становится больше, мы должны остановиться на единственной картине, которая описывает, как все работает.

С увеличением расстояния наши знания увядают, и увядают быстро. В конце концов мы достигаем границы темноты, предела возможного для нашего телескопа. Там мы измеряем тени и рыщем среди призрачных ошибок измерений в поисках заметных объектов, которые будут более вещественными. Этот поиск будет продолжаться. Лишь только когда эмпирические источники истощатся, нам придется пройти в призрачное царство размышлений.

Это последние слова из классической книги Эдвина Хаббла «Царство туманностей» (Realm of the Nebulae, 1936). Современные достижения обрадовали бы, а возможно, и потрясли бы Хаббла. Эти успехи принес космический телескоп, названный его именем, а также огромные телескопы на Земле.

ДО ГАЛАКТИК

А что было в те еще более ранние эпохи, до того как начали формироваться галактики? Лучшее доказательство тому, что вначале все находилось в сверхсжатом состоянии, – это то, что межгалактическое пространство не является абсолютно холодным. Тепло, которое в нем присутствует, – «остаточное свечение творения» – обнаруживается как микроволновое излучение, то самое, что подогревает блюда в микроволновке, но гораздо слабее. Первое обнаружение космического фонового микроволнового излучения[21] в 1965 г. было самым важным событием в космологии со времен открытия расширения Вселенной. Более поздние измерения подтвердили, что реликтовое излучение имело отличительную черту: его интенсивность на различных длинах волн, представленная в виде графика, соответствует спектру теплового равновесного излучения того, что физики называют «абсолютно черным телом». Так выглядит температурная кривая, когда излучение приходит в равновесие с окружающей средой (как это происходит глубоко внутри звезды или плавильного горна, который сильно нагревали в течение длительного времени). Именно этого можно ожидать, если реликтовое излучение действительно является остатками «огненного шара», когда вся Вселенная была раскаленной, плотной и непроницаемой.

К настоящему времени самые точные измерения были проведены в 1990-е гг. с помощью спутника NASA COBE[22]. Когда экспериментаторы представляют свои результаты, они обычно изображают на графике «планки погрешностей», которые указывают на степень неуверенности в результатах, но для информации, полученной COBE, таких планок не могло быть, потому что они были бы короче, чем толщина кривой. Это действительно историческое измерение с точностью до одной десятитысячной убедительно подтвердило, что все в нашей Вселенной – в том числе все вещество, из которого состоят галактики, – когда-то было горячим газом с температурой выше, чем в ядре Солнца.

Сегодня средняя температура Вселенной составляет 2,728 градуса выше абсолютного нуля. Это, конечно, очень холодно (около –270 °С), но существует четкое понимание того, почему межгалактическое пространство по-прежнему содержит много тепла. Каждый м³ вмещает 412 млн квантов излучения или фотонов. Для сравнения: средняя плотность атомов во Вселенной составляет примерно 0,2 на 1 м³. Это последнее число известно нам с меньшей точностью, поскольку мы не уверены, сколько атомов может быть в рассеянном газе или темной материи, но, по всей видимости, на каждый атом во Вселенной приходится около 2 млрд фотонов. Во время расширения Вселенной падает и плотность атомов, и плотность фотонов. Но падает она равномерно, поэтому соотношение атомов и фотонов остается прежним. Поскольку отношение «тепла к материи» так велико, о первоначальной Вселенной часто говорят как о горячем Большом взрыве.

Первичные горячие фазы продолжались недолго. Температура превышала миллиард градусов всего несколько минут. Примерно через полмиллиона лет она уменьшилась до 3000 °C – Вселенная стала чуть прохладнее поверхности Солнца, что явилось важным этапом процесса расширения. Перед этим все было таким горячим, что электроны были оторваны от ядер и двигались свободно. По мере снижения температуры они достаточно замедлились, чтобы присоединиться к ядрам; таким образом сформировались нейтральные атомы. Эти атомы не могли рассеивать тепло так эффективно, как свободные электроны на более ранних и более горячих стадиях. В течение последующего периода материя стала прозрачной; «туман» рассеялся. Во время расширения температура, в свою очередь, падала обратно пропорционально увеличению масштаба Вселенной (увеличению длины штырей в решетке Эшера). Реликтовое излучение, регистрируемое COBE, является следом той эпохи, когда наша Вселенная была сжата более чем в тысячу раз по сравнению с сегодняшним днем – при температуре 3000 °K вместо сегодняшних 2,7 °K и задолго до того, как появились галактики. Интенсивное излучение первоначального шара хотя и ослабело из-за расширения, но все еще наполняло всю Вселенную.