Большое космическое путешествие - читать онлайн книгу. Автор: Нил Деграсс Тайсон, Майкл Стросс, Дж. Ричард Готт cтр.№ 67

Какая из этих картин верна? Продолжая исследовать прогнозы, сделанные в рамках модели Большого взрыва, и сравнивая их с наблюдениями, мы получаем эмпирические подтверждения теории Большого взрыва, и соответствие теоретических данных и наблюдений действительно очень убедительное.

Первый прогноз в модели Большого взрыва заключается в том, что Вселенная должна расширяться, – мы это и наблюдаем. Эта модель также позволяет оценить возраст Вселенной – 13,8 миллиарда лет, – что согласуется с чуть меньшим возрастом древнейших звезд, обнаруженных во Вселенной. Это бесспорный успех модели Большого взрыва: если бы мы нашли звезды возрастом в триллион лет, то вынуждены были бы признать, что модель Большого взрыва ошибочна. Действительно, в прошлом мы уже пережили подобный кризис: первая оценка постоянной Хаббла, сделанная еще самим Хабблом, составляла H₀ = 500 (км/c)/Мпк, и в таком случае время, истекшее с момента Большого взрыва (1/H₀), оценивалось всего в 2 миллиарда лет. К 1930-м годам по радиоизотопной датировке горных пород уже было ясно, что Земля старше. Ее возраст не согласовывался с моделью Большого взрыва: не могла же Земля быть старше самой Вселенной! Это несоответствие было аргументом в пользу модели Хойла, поскольку он считал Вселенную бесконечно старой и вечно расширяющейся, причем в межгалактическом пространстве в этой модели постоянно образовывались новые галактики. Расхождение удалось устранить в 1950-е и 1960-е годы, когда были гораздо точнее измерены расстояния до галактик. Величина постоянной Хаббла значительно уменьшилась, и число 1/H₀ стало согласовываться с возрастом древнейших звезд.

Мы также увидели, что, согласно модели Большого взрыва, на каждое ядро гелия во Вселенной должны приходиться 12 ядер водорода, а на каждое ядро дейтерия – 40 000 ядер обычного водорода, в точности как мы и наблюдаем. Все вполне могло быть иначе; до того, как окончательно оформилась научная спектроскопия, а Сесилия Пейн-Гапошкина и другие определили, что Солнце состоит в основном из водорода, люди практически не представляли себе, какова должна быть относительная распространенность элементов во Вселенной.

Давайте инвентаризируем элементы, существовавшие через несколько минут после Большого взрыва. В принципе, все свободные нейтроны к тому моменту уже оказались в ядрах гелия. Ядерное горение прекращается, поскольку Вселенная уже слишком холодная и разреженная, и в ней не могут возникать новые реакции. Вдобавок к этим ядрам гелия и следовым количествам дейтерия и лития у нас также есть протоны, электроны, нейтрино и фотоны – раньше были еще позитроны, но они аннигилировали с электронами, образовав дополнительные фотоны. Осталось ровно столько электронов, что они уравновешивают общий заряд всех протонов. По-прежнему очень жарко, а горячие объекты, как известно, излучают фотоны, поэтому окружающая среда также изобилует фотонами. Температура и плотность Вселенной продолжают падать, но состав Вселенной не меняется еще на протяжении около 380 000 лет.

В течение этого периода вся материя во Вселенной находится в состоянии плазмы (как в недрах звезд): атомные ядра и электроны не связаны, а движутся независимо друг от друга. Если протон ненадолго захватывает электрон и образуется нейтральный атом водорода, в него очень скоро попадает один из многочисленных высокоэнергетических фотонов, отрывающий электрон от протона. Более того, поскольку фотоны так активно взаимодействуют со свободными электронами (теми, которые не заключены в атомы), фотон не успевает улететь далеко, а почти сразу сталкивается с другим электроном и отскакивает от него (на научном языке говорят «рассеивается») в ином направлении. Я имею в виду, что Вселенная в те времена была непрозрачной; она немного напоминала густой туман, в котором почти ничего перед собой не видишь. Примерно аналогичные условия мы находим в недрах звезд: они непрозрачны, а энергия, выделяющаяся в ядре в виде фотонов, просачивается до поверхности звезды очень долго – фотон тратит на это около пары сотен тысяч лет.

Ситуация радикально изменилась, как только температура упала примерно до 3000 К, это произошло где-то через 380 000 лет после Большого взрыва. К этому моменту у фотонов уже не хватает энергии, чтобы ионизировать водород, электроны и протоны начинают объединяться в нейтральные атомы. Нейтральный водород не рассеивает фотоны с той активностью, какая характерна для отдельных свободных электронов, и Вселенная вдруг становится прозрачной: туман сгинул. Теперь фотоны могут двигаться по прямым траекториям.

Таким образом, мы, обитатели современной Вселенной, должны быть в состоянии увидеть эти фотоны, которые свободно льются на нас с тех самых пор, как Вселенная стала прозрачной, то есть спустя 380 000 лет после Большого взрыва. Если у Вселенной нет краев, то эти фотоны должны прилетать к нам со всех участков неба. То есть в какую бы точку неба мы ни взглянули, на определенном расстоянии от нас должны оказаться фотоны, излученные через 380 000 лет после Большого взрыва и долетающие до нас только сейчас.

Эти фотоны излучались газом, имевшим температуру 3000 К и, следовательно, должны обладать спектром абсолютно черного тела, соответствующим этой температуре. Пик такого излучения абсолютно черного тела приходится на волны с длиной около 1 микрона (10–6 м). Однако в данном случае нужно учесть и еще один важный аспект этой истории: ведь Вселенная расширяется! Поэтому излучение абсолютно черного тела, соответствующее температуре 3000 К, подверглось красному смещению. Со времен 380 000-летнего возраста Вселенная, которой уже 13,8 миллиарда лет, расширилась примерно в 1000 раз. Длина волны интересующего нас излучения увеличилась во столько же раз за счет расширения пространства. Соответственно теперь это тепловое излучение достигает пиковых значений при длине волны не 1 микрон, а 1 миллиметр. Если пиковая длина волны увеличилась в 1000 раз, то температура должна была уменьшиться во столько же раз. Таким образом, теперь мы должны наблюдать, что это тепловое излучение льется на нас со всего неба и имеет температуру около 3 К. Это излучение – след тех времен, когда Вселенная просуществовала всего 380 000 лет, 0,003 % от ее нынешнего возраста.

В 1948 году Альфер и Роберт Герман, еще один ученик Гамова, спрогнозировали, что Вселенная и сегодня должна быть наполнена этим тепловым излучением, сохранившимся со времен Большого взрыва, и вычислили, что на настоящий момент его температура должна была упасть до 5 К – это значение оказалось близким к истине.

Но к 1960-м годам прогноз Германа и Альфера в основном забыли, и Боб Дикке, Джим Пиблс, Дэйв Уилкинсон и Питер Ролл с физического факультета Принстонского университета схожим путем сформулировали такой же прогноз. Они сделали еще один шаг, осознав, что излучение абсолютно черного тела, достигающее пиковых значений при длине волны 1 миллиметр, можно обнаружить при помощи радиотелескопов и таких датчиков, которые разработал Дикке. (Таким образом, они собирались искать микроволны, короткие радиоволны, образующиеся, например, при работе микроволновой печи.) Они приступили к сборке микроволнового телескопа на крыше одного из зданий в принстонском кампусе, чтобы проверить, удастся ли зафиксировать тепловое излучение юной Вселенной, которое просто должно было сохраниться, если идея Большого взрыва верна.