11 класс
§ 79. Представления об эволюции Вселенной
Элементы теории большого взрыва.
В основе современной космологии — области астрофизики, изучающей эволюцию Вселенной в целом, — лежит представление о том, что физические законы везде одинаковы в разные моменты времени, а также не зависят от направления. Это представление называют космологическим принципом.
Это представление постоянно подвергается проверкам как в лабораторных экспериментах, так и с помощью астрономических наблюдений. В частности, установлено, что отношение масс протона и электрона меняется не более чем на одну миллионную за 1 млрд лет. Из наблюдаемого расширения Вселенной следует, что в прошлом она была плотнее и соответственно горячее (расширение Вселенной происходит адиабатически).
В ранние моменты жизни Вселенной температура могла быть очень высокой — такой, что в ней не могли существовать нейтральные атомы или даже атомные ядра.
Впервые это было отмечено учеником Фридмана Георгием Антоновичем Гамовым (1904—1968) и его сотрудниками в 1940-х гг. В 1965 г. теория Большого взрыва получила прямое подтверждение. Американские радиоастрономы Арно Пензиас (р. 1933) и Роберт Вильсон (р. 1936) случайно обнаружили реликтовое излучение на длине волны 7,35 см, возникшее в момент, когда Вселенная остыла настолько, что протоны и электроны объединились в нейтральные атомы при температуре около 3000 К. За это открытие они были удостоены Нобелевской премии по физике в 1978 г.
Известные сегодня законы физики элементарных частиц проверены экспериментально на ускорителях при энергиях несколько ТэВ (тераэлектронвольт), соответствующих температуре около 1017 К (1 эВ примерно соответствует 11 000 К). При столь высоких температурах все известные частицы не могут существовать продолжительное время: при столкновениях любых двух частиц будут рождаться многочисленные пары частица-античастица всех возможных сортов (электрон и позитрон, кварки и антикварки и т. д.), поскольку энергия их столкновения превышает энергию покоя частиц (E0 = 2mc2). Поэтому Вселенная в раннюю эпоху была заполнена всеми возможными парами частиц и античастиц, находившихся в равновесии, — новые пары постоянно рождались, а существующие частицы аннигилировали при столкновении с античастицами. Поскольку при аннигиляции образуются гамма-кванты, Вселенная также была наполнена фотонами высоких энергий.
Спустя примерно одну миллионную долю секунды температура Вселенной опустилась ниже 1013 К, и характерная энергия столкновений стала меньше массы покоя нуклонов (протонов и нейтронов). При этом аннигилировали почти все пары протонов и антипротонов, новых протонов с тех пор не возникало, а оставшиеся составляют основу всего наблюдаемого вещества.
В последующие 10 секунд жизни Вселенной её температура была достаточно высока для осуществления термоядерных реакций. В результате происходил синтез гелия и небольшого количества других лёгких элементов. Последствия этой стадии эволюции Вселенной уже доступны для наблюдательной проверки: некоторые из синтезированных тогда элементов, например изотоп водорода дейтерий, не производятся в звёздах (он является лишь промежуточным звеном в термоядерных реакциях). Поэтому по измерению их содержания по отношению к водороду можно судить о ходе термоядерных реакций в первые 10 секунд Большого взрыва. Интенсивность реакций и соответственно количество произведённых тяжёлых элементов сильно зависят от плотности нуклонов. На рисунке 12.33 приведена относительная распространённость химических элементов и изотопов, синтезированных в ранней Вселенной.
Измерения показали, что плотность обычного вещества, состоящего из протонов и нейтронов, составляет лишь 4—5% от полной плотности массы во Вселенной.
Последующие 300 000 лет Вселенная оставалась заполненной плазмой — ионизированным газом. При уменьшении температуры до примерно 3000 К произошла рекомбинация атомов водорода — почти все электроны объединились с протонами, образовав нейтральные атомы. Начиная с этого времени Вселенная стала почти прозрачной. Причина этого состоит в том, что нейтральный атом способен поглощать излучение лишь в узких спектральных линиях, когда энергия фотона соответствует энергии перехода электрона между энергетическими уровнями в атоме. Большинство же фотонов беспрепятственно могут проходить через нейтральный водород. В случае ионизированного газа фотоны сталкиваются со свободными электронами и рассеиваются на них.
Благодаря тому что Вселенная стала прозрачной, находящиеся в ней многочисленные фотоны полетели свободно. Сейчас они могут непосредственно наблюдаться в виде реликтового излучения. Это излучение падает на Землю практически изотропно, т. е. одинаково со всех сторон. Спектр реликтового излучения соответствует спектру абсолютно чёрного тела с температурой около 3 К 1, максимум излучения находится на длине волны около 1 мм.
1 В дальнейшем наиболее точные измерения температуры реликтового излучения были проведены из космоса. В результате экспериментов было получено следующее значение температуры реликтового излучения: 2,725 ± 0,002 К.
Температура реликтового излучения снизилась за счёт расширения Вселенной, т. е. вследствие красного смещения. Количество фотонов реликтового излучения велико: около миллиарда на 1 нуклон. Это, в частности, говорит о том, что такое излучение не могло возникнуть в звёздах: всего водорода во Вселенной не хватило бы для генерации такого излучения в ходе термоядерных реакций. Исследование реликтового излучения — один из важнейших каналов информации о ранней Вселенной.
После рекомбинации атомов водорода несколько сотен миллионов лет длилась эпоха «тёмных веков», в которую ничего не происходило, кроме постепенного остывания Вселенной и нарастания слабых неоднородностей в распределении вещества. Наконец, когда под действием силы гравитации возникли отдельные облака с высокой плотностью газа и когда в них зажглись звёзды, сформировались первые галактики. Современная теория строения звёзд позволяет по наблюдениям их элементного состава определять возраст звёзд. Так, самые старые звёзды имеют возраст около 13 млрд лет (точность определения возраста сравнительно невысока, около 10%). Наличие такой границы косвенно подтверждает приведённую здесь хронологию Вселенной.
Сами галактики со временем претерпевают изменения. Свет от далёких галактик идёт до нас в течение длительного времени, поэтому, наблюдая их, мы видим прошлое Вселенной. Как уже отмечалось, галактики образуются из слабых неоднородностей распределения вещества в пространстве, которые увеличиваются под действием гравитации. Этот процесс происходит иерархически (рис. 12.34): сначала, в среднем, образуются объекты малых масс, затем они сливаются и из них образуются объекты большей массы, и т. д. Этот процесс многократно повторяется.
Слияния галактик — нередкое событие, и в прошлом они происходили чаще, поскольку галактики находились ближе друг к другу (сейчас они удалились из-за расширения Вселенной). Это приводит к тому, например, что большинство галактик на расстоянии 6 млрд св. лет от нас по современной классификации были бы отнесены к неправильным, в то время как сейчас преобладают спиральные галактики. Нa расстоянии 10 млрд св. лет большинство галактик проявляют гораздо большую активность и образуют звёзды в десятки и сотни раз быстрее, чем сейчас.
Установленные к настоящему времени физические законы и существующие возможности наблюдений не позволяют «заглянуть» во Вселенную с температурой более 1017 К. Однако имеются косвенные свидетельства, что до перечисленных здесь стадий эволюции Вселенной была ещё так называемая стадия инфляции — сверхбыстрого расширения. Такая стадия позволяет объяснить одинаковость свойств Вселенной в различных точках пространства, а также образование слабых неоднородностей в распределении вещества, из которых потом возникли галактики и наблюдаемая крупномасштабная структура в их распределении. Поэтому изучение этого распределения, возможно, откроет окно в самые ранние моменты жизни Вселенной.
Тёмная материя.
Согласно общей теории относительности, массивные тела искривляют пространство вокруг себя. Искривление проявляется, в частности, в том, что сумма углов треугольника в кривом пространстве не равна 180°. Искривление пространства на поверхности Земли чрезвычайно мало, поэтому такое изменение суммы углов измерить невозможно. Поскольку Вселенная заполнена материей, пространство Вселенной в целом может иметь некоторую кривизну. Её можно измерить астрономическими методами. Однако если сумма кинетической и потенциальной энергий во Вселенной равна нулю, то кривизна отсутствует. Кривизна зависит от плотности вещества во Вселенной: кривизна отсутствует, если плотность равна критической.
Для того чтобы найти критическую плотность ρс Вселенной, не обязательно использовать общую теорию относительности, как это делал Фридман, ответ можно получить и используя теорию гравитации Ньютона. Пусть шар однородно заполнен веществом, в начальный момент времени имеет радиус R и однородно расширяется. Рассмотрим частицу массой m на его поверхности, которая движется вместе с этой поверхностью со скоростью 
. Полная энергия E частицы равна
Выразим массу шара M через его плотность ρ и радиус R:
Подставим выражение (2) в формулу (1):
Отсюда можно заключить, что энергия частицы равна нулю, если
Поскольку шар расширяется однородно, то для него выполняется закон Хаббла, т. е. υ = HR. C учётом этого выражение (3) можно записать в виде
Именно эту величину и называют критической плотностью Вселенной. Её значение оценивается в 10-32 кг/м3. Также следует отметить, что поскольку шар расширяется, то его плотность меняется со временем и, следовательно, величина H тоже меняется. Таким образом, постоянная Хаббла является постоянной в пространстве, но не во времени. При расширении Вселенной её плотность снижается, и постоянная Хаббла уменьшается, так же как и скорости разбегания галактик.
Ранние измерения средней плотности материи во Вселенной на основе подсчётов количества галактик, а также соотношения количества разных элементов показали, что плотность материи составляет не более 3—5% от критической плотности.
В астрономии существует несколько способов измерения массы галактик. Ранее в § 77 "Другие галактики" было описано применение спектров галактик для этой цели. Можно также измерить массу газа и звёзд по их светимости — если не учитывать поглощение излучения, светимость должна быть пропорциональна массе. В 1970-х гг. независимые измерения массы галактик по их скорости вращения и по светимости показали существенное (в несколько раз) различие: динамическая масса оказалась больше. Это свидетельствовало о том, что в галактиках имеется большая масса скрытого, неизлучающего вещества.
Кроме того, на присутствие невидимой материи указывал вид зависимости скорости вращения дисков галактик от радиуса (рис. 12.35).
В соответствии с третьим законом Кеплера вдали от галактики скорость вращения должна уменьшаться по закону 1 / √ R. Однако в реальности этого не наблюдалось: скорость вращения оставалась примерно постоянной и не падала на самой дальней периферии диска, где плотность видимого вещества была значительно ниже, чем в центре галактики. Это означает, что невидимая материя распределена в пространстве не так, как видимая, и образует протяжённые гало вокруг галактик, с размерами гораздо больше, чем у видимых дисков.
Другая оценка была получена на основе наблюдений крупномасштабной структуры Вселенной: чем больше масса галактик и общая плотность материи, тем быстрее они должны группироваться вместе. Расчёты показали, что для образования наблюдаемой структуры при плотности вещества в 3—5% от критической времени, прошедшего от Большого взрыва и до наших дней, не хватает, и плотность должна быть в несколько раз выше.
Наконец, уже в XXI в. были получены наиболее важные доказательства существования тёмной материи. Изучение анизотропии реликтового излучения позволило непосредственно наблюдать звуковые волны в газе в ранней Вселенной при её возрасте около 300 000 лет. Из свойств этих звуковых волн можно наиболее точно определить массу газа (обычной материи), состоящей из протонов и электронов и способной взаимодействовать электромагнитным образом, т. е. излучать и поглощать свет. По результатам работы спутников «WMAP» и «Planck» оказалось, что плотность обычной материи во Вселенной составляет лишь 5% от критической плотности. Около 26% вещества, заполняющего Вселенную, приходится на невидимую тёмную материю, которая не подвержена гравитационному взаимодействию и способна образовывать сгустки и разрежения в пространстве. Нa рисунке 12.36 приведена карта наблюдаемой анизотропии реликтового излучения, измеренной космической обсерваторией «Planck» в 2011 г. Показаны отличия температуры реликтового излучения в микрокельвинах (мкК) от средней, равной 2,73 К (синим цветом отмечены более холодные области, а красным — более горячие). Экватор на карте соответствует плоскости Галактики.
Природа тёмной материи до сих пор не установлена. Это не могут быть продукты эволюции звёзд, такие, как чёрные дыры или остывшие белые карлики. Одна из популярных гипотез — не открытые пока элементарные частицы. Трудность их прямого обнаружения связана именно с тем, что эти частицы должны крайне слабо взаимодействовать с обычным веществом — иначе они не образовывали бы протяжённые гало вокруг галактик, а сильно концентрировались бы, падая к центру за счёт силы трения. Считается, что тёмная материя участвует только в гравитационном взаимодействии.
Тёмная энергия.
Наблюдения анизотропии реликтового излучения позволяют также с высокой точностью измерить кривизну пространства, и оказалось, что оно плоское, т. е. плотность Вселенной близка к критической (точность современных измерений около 1%). Измерения плотности материи во Вселенной дают величину в 31% (из них 26% — тёмная, а 5% — обычная материя). Такое противоречие может быть разрешено только двумя способами: либо должен существовать ещё один вид материи, который, в отличие от тёмной и обычной материи, не может менять свою плотность и распределён всюду равномерно, либо закон всемирного тяготения неверен на очень больших масштабах. Именно эту сущность, которая дополняет среднюю плотность Вселенной до 100% от критической, и называют тёмной энергией.
Кроме измерений анизотропии реликтового излучения, важный канал информации о тёмной энергии — это измерение расстояний до далёких галактик с помощью сверхновых. Поскольку далёкие галактики наблюдаются в прошлом, расстояние до них связано с красным смещением не законом Хаббла, а более сложным соотношением, учитывающим изменение постоянной Хаббла со временем. Поэтому по сверхновым удалось определить скорость расширения Вселенной в прошлом. Выяснилось, что расширение сейчас тормозится медленнее, чем должно было бы, если бы Вселенная была заполнена одной только материей, т. е. существует некая сила, которая придаёт галактикам дополнительное ускорение 2.
2 Ускоренное расширение Вселенной было обнаружено в 1998 г. при наблюдениях за сверхновыми типа Iа. За это открытие американские астрофизики Сол Перлмуттер (р. 1959), Брайан Шмидт (р. 1967) и Адам Рисc (р. 1969) получили Нобелевскую премию по физике в 2011 г.
Первое объяснение для тёмной энергии было придумано Эйнштейном задолго до её открытия. При выводе уравнений общей теории относительности получается некоторый дополнительный параметр, отвечающий за антитяготение, названный лямбда-членом. Уравнения устроены так, что антитяготение становится сильнее притяжения только на очень больших расстояниях между телами — в миллионы световых лет. Эйнштейн пытался применить лямбда-член для создания модели стационарной Вселенной, которая бы не расширялась, в отличие от модели Фридмана. Однако после открытия расширения Вселенной Эйнштейн отказался от лямбда-члена, считая его равным нулю. По современным представлениям, лямбда-член может объяснить наблюдаемое ускоренное расширение Вселенной.
Другое объяснение состоит в том, что тёмная энергия — это некоторое поле. Электрическое и магнитное поля являются векторными, поскольку у них есть направление. Однако у поля тёмной энергии направления нет. Такая субстанция тоже может приводить к ускоренному расширению Вселенной.
Какая из гипотез тёмной энергии окажется верной, покажут будущие наблюдения. В моделях с полем может наблюдаться изменение плотности тёмной энергии со временем, а в случае с лямбда-членом плотность должна оставаться постоянной, поэтому многие группы учёных работают над повышением точности определения расстояний до далёких галактик.
Вопросы:
1. Какое представление лежит в основе современной космологии?
2. Опишите эволюцию Вселенной в рамках теории Большого взрыва.
3. Как возникло реликтовое излучение? Чему примерно равна его температура?
4. Как образовались и эволюционировали галактики?
5. Какую величину называют критической плотностью Вселенной?
6. В чём состоит различие между тёмной материей и тёмной энергией?
Вопросы для обсуждения:
1. Что возникло раньше: протоны или ядра гелия?
2. Что произвело больше фотонов: рекомбинация водородов в ранней Вселенной или звёзды?
3. В каких галактиках можно предположительно найти больше всего очень старых звёзд?
Упражнения:
1. При какой минимальной температуре происходит рождение пар электронов и позитронов?
2. Пусть масса одной частицы тёмной материи 100 ГаВ (это одна из наиболее популярных моделей). Оцените число частиц тёмной материи в одном кубическом метре на Земле, если плотность тёмной материи в Галактике в районе Солнца в 1000 раз выше средней во Вселенной.
