Всего шесть чисел. Главные силы, формирующие Вселенную - [42]

НЕРАВНОМЕРНОСТЬ РЕЛИКТОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

В самом начале Вселенная была плотной и непрозрачной, похожей на раскаленный газ внутри звезды. Но после 0,5 млн лет расширения температура упала примерно до 3000 °C – чуть ниже, чем на поверхности Солнца. Когда Вселенная остыла еще сильнее, наступила буквально темная эра. Темнота царила до тех пор, пока не сформировались первые протогалактики и свет не появился снова.

Сейчас перед астрономами стоит трудная задача – узнать, как закончилась темная эра. В этом плане много надежд возлагается на космический телескоп нового поколения. Планируется, что у него будут детекторы красного света и инфракрасного излучения и зеркало диаметром 6,5 м (по сравнению с зеркалом диаметром всего 2,4 м у Космического телескопа имени Хаббла)[31].

Реликтовое излучение, оставшееся после Большого взрыва, – прямое послание из той эпохи, когда галактики существовали только в форме «зародышей». Чуть более плотные районы Вселенной расширялись медленнее среднего значения. Им было предрешено стать галактиками или их скоплениями. Другие, чуть менее плотные, были обречены стать пустотой. И температура реликтового излучения должна нести на себе отпечаток этих флуктуаций. Ожидаемый результат составляет одну часть из 100 000 – в точности то же самое значение, что и у Q, фундаментального числа, характеризующего неравномерность.

Несомненным космологическим успехом 1990-х гг. было реальное нанесение на карту этих предшественников космической структуры. Реликтовое излучение примерно в 100 раз слабее излучения Земли, температура поверхности которой составляет около 300 градусов выше абсолютного нуля. Очень серьезную техническую трудность представляет измерение разницы температур еще в сотню тысяч раз меньше. Спутник NASA COBE, запущенный в 1990 г., достиг потрясающей точности в подтверждении того, что реликтовое излучение имеет спектр «черного тела» (см. главу 5). Также у него на борту был первый в истории инструмент, достаточно чувствительный к тому, чтобы распознавать, что температура излучения в некоторых направлениях чуть-чуть выше, чем в других. Спутник просканировал все небо, измеряя температуру с достаточной точностью, чтобы составить карту неоднородностей.

Измерения такого рода лучше всего делать из космоса, потому что испарения воды в атмосфере поглощают часть излучения. За данными, полученными с COBE, последовали другие измерения, сделанные на вершинах гор, на Южном полюсе (где очень низкая влажность) и с помощью оборудования, находящегося на воздушных шарах. С помощью этих экспериментов удалось нанести на карту только небольшую площадь, а не все небо, как это мог сделать спутник, но была достигнута та же степень чувствительности при значительно более низких затратах.

Тем не менее следующее большое достижение было сделано с помощью двух космических аппаратов, оснащенных более совершенными и чувствительными датчиками, чем COBE: аппарат NASA MAP[32] и аппарат Европейского космического агентства (ESA) Planck. В течение нескольких лет они собрали достаточно точную информацию о неоднородности первоначальной Вселенной по многим разным параметрам, что позволило разрешить ключевые вопросы о возникновении галактик. Реликтовое излучение содержит массу информации об очень ранней Вселенной. Например, оно помогло определить числа Ω и λ, а также число Q.

Обнаружение неоднородностей в температуре остаточного излучения, составляющих одну часть из 100 000, вызвало скорее облегчение, а не удивление. Если бы реликтовое излучение предполагало еще бо́льшую однородность ранней Вселенной, то существование скоплений и сверхскоплений в нашей сегодняшней Вселенной было бы загадкой: для этого потребовалась бы еще какая-то дополнительная сила, помимо тяготения, которая смогла бы увеличивать контраст плотности.

Но тот факт, что число Q составляет всего лишь 1/100 000, на самом деле самая удивительная характерная черта нашей Вселенной. Если вы подберете камень, имеющий форму шара с точностью до 1/100 000, вы, конечно, можете задаться вопросом о том, что вызвало маленькие неоднородности, но еще сильнее вас удивит его почти идеальная гладкость. «Инфляция», описанная в главе 9, – это лучшая из имеющихся теорий об этом, и температурные флуктуации являются важными критериями для проверки соответствующих идей.

ЭВОЛЮЦИЯ «ВИРТУАЛЬНЫХ» ВСЕЛЕННЫХ

Когда возраст Вселенной составлял миллион лет, она все еще достаточно равномерно расширялась. Как же сформировались структуры и возникла та космическая картина, которую мы сейчас наблюдаем? В наши дни мы можем использовать компьютеры, чтобы изучать «виртуальные» вселенные. В начале симуляции материя расширяется, но не совсем одинаково, потому что неоднородности, отвечающие значению числа Q, заложены как часть первоначальных условий.

Основным веществом, создающим тяготение, является «темная материя» – частицы, оставшиеся от начальной эпохи развития Вселенной, которые едва ли когда-либо сталкивались друг с другом, но испытывают воздействие тяготения. Если вы станете брать среднее значение из все более и более крупных объемов, то Вселенная на ранней стадии будет казаться все более гладкой