Происхождение всего. От Большого взрыва до человеческой цивилизации - читать онлайн книгу. Автор: Дэвид Берковичи cтр.№ 4

На протяжении последующих 100 000 лет Вселенная была еще слишком горячей, чтобы атомные ядра могли захватить электроны и образовать целый атом. Плотность материи и энергии фотонов была достаточно высокой, чтобы они «застряли» друг в друге. Это означает, что материя была слишком плотной и потому непрозрачной, а энергии было слишком много, чтобы позволить материи собраться в нечто большее, чем существующие отдельно друг от друга атомные ядра и электроны. Это время обычно называют радиационной эрой или стадией радиационного доминирования, так как Вселенная была пронизана фотонами. Примерно через 100 000 лет после Большого взрыва масса и плотность фотонов уменьшилась настолько, что свет смог отделиться от материи. А когда после Большого взрыва прошло около 380 000 лет, Вселенная достаточно охладилась, чтобы ядра смогли соединиться с электронами и образовать атомы. С этого момента начинается эра доминирования вещества, в которой мы в общем‑то и живем. Благодаря этому последнему соединению высвободилось большое количество энергии, остатки которой наблюдаются сейчас в виде реликтового излучения. Это окончательное соединение атомов и высвобождение энергии может содержать следы слегка небольшой комковатости кварковой плазмы после эпохи быстрого расширения. Таким образом, малые флуктуации яркости космического реликтового излучения – это сильно расширившиеся следы ранних флуктуаций плотности вещества.

По окончании стадии радиационного доминирования и высвобождения энергии от соединившихся атомов свет отделился от вещества, и Вселенная на 300 млн лет погрузилась во тьму. Этот период называется Темными веками. Коротко говоря, Вселенная остыла, и материя рассеялась настолько, что в тот период не было источников света.

В конце Темных веков слабые флуктуации в плотности водорода и гелия вызвали повышенное гравитационное притяжение к более плотным участкам, которые притягивали все больше вещества. Дополнительное количество вещества вызвало «сгущение» этих флуктуаций, увеличение массы и т. д., что впоследствии привело к появлению гравитационно‑связанных структур в форме огромных межзвездных облаков. В этих газовых облаках начали формироваться первые звезды.

По‑видимому, первые звезды состояли только из водорода и гелия, а их формирование обозначило окончание Темных веков – 300 млн лет после Большого взрыва. После того как самые массивные из первых звезд закончили свою эволюцию и взорвались, создав более тяжелые химические элементы (подробно об этом в следующей главе), более маленькие звезды начали формироваться в этих огромных межзвездных облаках, становясь гравитационно‑связанными системами – первыми галактиками, пик появления которых пришелся на период между 1–3 млрд лет после Большого взрыва. Хотя галактики во Вселенной разлетаются, они не находятся в состоянии полностью свободного плавания, их группы гравитационно связаны друг с другом, образуя скопления галактик. Сами эти скопления связаны друг с другом вдоль галактических нитей, пронизывающих нашу Вселенную. Сети этих нитей являются крупнейшими структурами во Вселенной, а в промежутках между ними находятся пустые пространства космоса (войды).

Наша Галактика, Млечный Путь, связана с галактикой Андромеды (в отдаленном будущем они могут даже столкнуться). Обе они являются крупными галактиками в скоплении Девы, которое может быть частью еще большего скопления под названием Ланиакея. Тем не менее, после того как через миллиард лет после Большого взрыва возникли первые галактики, потребовалось еще 1–2 млрд лет, чтобы сформировались скопления галактик и галактические нити.

Галактики сегодня не одинаковы по форме и размеру, но в то же время они не образуют совершенно случайные фигуры. Самые большие из них – эллиптические галактики, которые представляют собой сферические шары из звезд, обращающиеся вокруг центра по хаотически ориентированным орбитам. Распространенными видами галактик являются дисковые, спиральные, а также спиральные галактики с перемычкой – плоские и обращающиеся вокруг массивного тела, находящегося в их центре, например Млечный Путь или Андромеда. Гигантское облако из газа и звезд, сформировавших спиральную галактику, уплотнялось под действием своей гравитации, но центробежная сила препятствовала сжатию перпендикулярно оси вращения, позволяя облаку сжиматься параллельно оси, создавая таким образом форму плоского диска (это похоже на формирование Солнечной системы, о чем мы поговорим позднее). В центре сжимающегося облака всегда собирается бóльшая часть массы: в Солнечной системе это Солнце, а в галактиках масса их центра столь велика, что там образуется сверхмассивная черная дыра – объект настолько тяжелый, что даже свет не может преодолеть его притяжение, если подойдет слишком близко.

Обычно диаметр галактик составляет около 100 000 световых лет (1 световой год – это расстояние, которое проходит свет за 1 год, примерно 1013 км или 10 трлн км; для сравнения: Нептун, самая далекая от нас планета, находится на расстоянии 4,5 млрд км от Солнца, что в 2000 раз меньше светового года). Наша галактика содержит в себе сотни миллиардов звезд. Однако, по некоторым данным, можно предположить, что масса звезд составляет лишь крохотную долю общей массы галактики. Галактики содержат огромное количество скрытой массы, которую называют темной материей.

В 1960‑х гг. американский астроном Вера Рубин и ее коллеги обнаружили, что в спиральных, дисковых и спиральных с перемычкой галактиках большинство звезд обращаются вокруг галактического центра почти с одинаковой скоростью независимо от расстояния от центра галактики, и это сильно отличается от обращения планет Солнечной системы вокруг Солнца. Орбитальные скорости планет уменьшаются с удалением от светила, ведь единственная сила, удерживающая их на орбите, – это гравитационное притяжение Солнца, которое слабеет по мере увеличения расстояния (это называют Кеплеровым движением – в честь Иоганна Кеплера и его законов движения планет по орбитам). Одинаковая орбитальная скорость звезд означает, что чем дальше они находятся от галактического центра, тем бо́льшая масса должна содержаться внутри их орбиты, чтобы сохранялась гравитационная связь с галактикой. Однако, чтобы звезды продолжали двигаться таким образом, требуется намного бóльшая масса, чем та, которую мы можем наблюдать. Это указывает на присутствие темной материи, которая и составляет остальную часть необходимой массы.

Астрономы также заметили, что относительные скорости галактик внутри скоплений слишком высоки, чтобы оставаться гравитационно связанными друг с другом, если их масса состоит только из наблюдаемой звездной массы. Таким образом, звездные скопления могут быть стабильными и не разлетаться, только если они содержат гораздо больше массы, чем та, которую мы наблюдаем. Есть и другие данные, подтверждающие наличие темной материи, например гравитационное линзирование, из‑за которого свет искривляется, проходя мимо таких массивных объектов, как скопления галактик.

Эта невидимая темная материя, удерживающая вместе галактики и скопления галактик, не наблюдается ни в одном из диапазонов электромагнитного спектра – от микроволнового до инфракрасного и ультрафиолетового излучения. Однако в последние годы ученые пришли к выводу, что бóльшая часть материи в космосе – именно темная и первые галактики состояли по большей части из нее, а не из водорода и гелия. Пока остается загадкой, что же она из себя представляет, поскольку мы не можем наблюдать ее непосредственно.