Всего шесть чисел. Главные силы, формирующие Вселенную

Тем не менее когда мы рассматриваем действие тяготения, нам следует пойти вопреки интуиции. Звезды, например, удерживают форму благодаря направленной к их центру силе притяжения. Эта сила уравновешивается давлением раскаленных внутренних слоев, направленным наружу. Каким бы странным это ни казалось, но звезды нагреваются, когда теряют энергию. Представьте, что топливо, которое находится в центре Солнца, погаснет. Его поверхность будет продолжать сиять, потому что тепло распространяется от ядра, которое остается еще более горячим. Если процесс ядерного синтеза не будет поддерживать это тепло, Солнце начнет постепенно сжиматься, в то время как энергия станет вытекать наружу (это будет продолжаться примерно 10 млн лет, как и полагал лорд Кельвин в XIX в.). Но такое сжатие на самом деле сделает ядро еще горячее, чем раньше: тяготение на коротких расстояниях действует сильнее. Поэтому температура в центре будет подниматься для обеспечения достаточного давления, чтобы уравновесить бо́льшую силу, давящую снаружи. Нечто подобное происходит, когда искусственный спутник постепенно опускается по спирали на более низкую орбиту, испытывая сопротивление атмосферы: он нагревается, но только половина энергии, высвобожденной благодаря тяготению, переходит в тепло. Другая половина идет на ускорение спутника, потому что чем орбита ниже, тем быстрее он движется.

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.

ОТ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА К ГАЛАКТИКАМ

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.

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{16}. Это означает, что, если бы тяготение было единственной реальной силой, первыми сформировались детали мелкого масштаба. Космические структуры формируются иерархически. Первыми сгустились тучи темной материи на субгалактическом уровне. Они развились в объекты, по массе равные галактикам, которые позже сформировали скопления. Тяготению потребовалось больше времени, чтобы развернуть вспять расширение в более крупных масштабах.