Всего шесть чисел. Главные силы, формирующие Вселенную - читать онлайн книгу. Автор: Мартин Дж. Рис cтр.№ 31

Поэтому мы не должны удивляться тому, что новые звезды формируются внутри беспорядочных облаков холодного, пыльного газа. Районы с наибольшей плотностью стягиваются благодаря собственному тяготению, настолько сжимаясь, что вспыхивают, как звезды. К примеру, именно это происходит в облаках в Орионе или в Туманности Орел. Соотношение больших и маленьких звезд, возникших в результате этого процесса, все еще трудно вычислить даже с помощью самых мощных компьютеров. (Именно поэтому мы не уверены в том, сколько в нашей Галактике коричневых карликов, которые могут вносить вклад в темную материю.) Однако в формировании звезд нет никакой тайны: как только тяготение берет власть в системе, происходит неизбежное сжатие.

Облака газа внутри нашей Галактики (и внутри других галактик) настолько перемешаны и переработаны, что не сохранили никакой памяти о своем происхождении. Таким образом, формирование звезд совершенно не зависит от общей эволюции космоса. Но развитие самих галактик более замысловато, чем соответствующий процесс у звезд. Происхождение галактик связано с ранними эпохами развития Вселенной. Они приобрели форму благодаря своей «наследственности», а не только благодаря среде.

Если бы наша Вселенная с самого начала была полностью однородным и сглаженным образованием, то оставалась бы такой и во время расширения. После 10 млрд лет она состояла бы из рассеянной темной материи, а водород и гелий были бы так разрежены, что приходилось бы меньше одного атома на 1 м³. Это было бы холодное и скучное место: никаких галактик, а следовательно – и никаких звезд, никакой периодической таблицы, никаких сложных структур и, разумеется, никаких людей. Но даже очень незначительные неоднородности на первоначальном этапе имеют большое значение, потому что в процессе расширения плотность контрастирует с увеличением размеров. Любой клочок, который имеет плотность хотя бы чуть выше средней, замедляется сильнее, потому что испытывает на себе бо́льшую силу тяготения; его расширение запаздывает все больше и больше по сравнению со средним значением. (По аналогии, если мы подбросим два мяча с чуть-чуть разными скоростями, их траектории вначале могут отличаться совсем незаметно. Более медленный мяч тем не менее полностью остановится и уже начнет падать, когда более быстрый мяч все еще будет двигаться вверх.) Тяготение усиливает самые крохотные неравномерности в практически однообразном огненном шаре, усугубляет противопоставление плотностей, пока более плотные районы не перестают расширяться и не начинают конденсироваться в структуры, которые удерживает притяжение.

Самые заметные структуры в космосе – звезды, галактики и скопления галактик – удерживаются тяготением. Мы можем оценить, с какой силой они стянуты вместе – или, что то же самое, сколько энергии потребуется, чтобы разрушить и рассеять их, – используя пропорцию их энергии массы покоя (mc²). Для самых больших структур в нашей Вселенной – скоплений и сверхскоплений – результат равен примерно одной части к 100 000. Это безразмерное число – соотношение двух энергий, и мы называем его Q.

Тот факт, что число Q так мало (порядка 10^–5), означает, что тяготение на самом деле достаточно слабо действует в галактиках и их скоплениях. Таким образом, теория Ньютона достаточно хороша, чтобы описать, как звезды двигаются внутри галактик и как каждая галактика обращается по своей орбите под влиянием притяжения других галактик и темной материи внутри скопления. Малость Q также означает, что вполне допустимо рассматривать нашу Вселенную как приблизительно однородное образование: точно так же мы можем рассматривать земной шар как гладкий и круглый, если высота волн и неровностей на его поверхности составляет всего 1/100 000 радиуса (всего лишь 60 м для шара размером с Землю).

Неравномерности были «впечатаны» в ее структуру очень рано, еще до того как Вселенная «узнала» о галактиках и их скоплениях. Об их пропорциях (или, более того, о любом их параметре, который в нашей сегодняшней Вселенной считается значительным) нельзя ничего сказать. Проще всего предположить, что в первоначальной Вселенной ничто не выделялось по размеру, поэтому неравномерности были одинаковы в любых масштабах. Степень изначальной «шероховатости» каким-то образом сложилась, когда Вселенная имела микроскопический размер. О том, как это могло произойти, мы поговорим в следующей главе. Число Q принципиально важно для определения «консистенции» структуры нашей Вселенной, которая могла быть совершенно иной, если бы значение этого числа было намного больше или намного меньше.

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.