Онлайн чтение книги Астрофизика с космической скоростью, или Великие тайны Вселенной для тех, кому некогда Astrophysics for People in a Hurry
3. Да будет свет

После Большого взрыва главным занятием Вселенной было расширение, отчего концентрация заполнявшей пространство энергии постоянно падала. С каждым мгновением Вселенная становилась чуть-чуть больше, чуть-чуть холоднее и чуть-чуть темнее. Между тем вещество и энергия вместе составляли своего рода мутный бульон, в котором шальные электроны все время рассеивали во все стороны фотоны.

Примерно так все и шло целых 380 000 лет. В эту раннюю эпоху фотоны не успевали далеко улететь – на пути обязательно попадался электрон. Если бы в эту эпоху вашей задачей было посмотреть сквозь Вселенную, у вас бы ничего не вышло. Любой зарегистрированный вами фотон за несколько нано- или пикосекунд до этого наверняка отразился бы от какого-нибудь электрона прямо у вас под носом (одна наносекунда – миллиардная доля секунды, а пикосекунда – триллионная доля секунды). Поскольку таково было самое большое расстояние, какое могла пройти неискаженная информация, прежде чем достичь ваших глаз, вся Вселенная, куда ни посмотри, была тогда просто светящимся непрозрачным туманом. Сегодня Солнце и остальные звезды выглядят внутри себя точно так же.

Температура Вселенной падает, и частицы движутся все медленнее и медленнее. И вот в тот самый момент, когда температура впервые опустилась за красную отметку в 3000 градусов, электроны замедлились ровно настолько, чтобы их захватывали пролетающие мимо протоны, – и так миру явились полноценные атомы. Это позволило фотонам, к которым раньше все приставали, освободиться и беспрепятственно перелетать через всю Вселенную.

Так получился «космический фон» – остаточный свет ослепительной, раскаленной ранней Вселенной, – и у него есть температура, которую можно измерить, определив, в какой части спектра находится больше всего фоновых фотонов. Космос продолжал остывать, и фоновые фотоны, родившиеся в видимой части спектра, при расширении Вселенной теряли энергию и соскальзывали вниз по спектру, превращаясь в инфракрасные фотоны. Становясь слабее, они все же не переставали быть фотонами.

Какой диапазон у нас еще ниже по спектру? С тех пор, как фотоны освободились, Вселенная расширилась в 1000 раз, так что сегодня космический фон тоже оказался в 1000 раз холоднее. Фоновые фотоны, родившиеся в видимом диапазоне, теперь стали в 1000 раз менее энергичными и оказались в микроволновом диапазоне – отсюда и взялось современное выражение «реликтовое космическое микроволновое излучение». Пройдет 50 миллиардов лет – и астрофизики будущего напишут о реликтовом радиоволновом излучении.

Когда что-то раскалено и светится, оно излучает свет во всех частях спектра, но где-нибудь обязательно будет пик. Обычные лампочки, в которых по старинке еще есть нить накаливания, достигают пика в инфракрасном диапазоне и именно поэтому считаются не очень эффективными источниками видимого света. Инфракрасное излучение наши органы чувств воспринимают только как ощущение тепла на коже. Светодиодная революция в современной технологии освещения позволила получать чистый видимый свет, не тратя ватты на невидимые части спектра. Именно это и означают безумные на первый взгляд рекламные лозунги, которые пишут на упаковке: «Светодиодная лампа в 7 ватт заменяет лампу накаливания в 60 ватт».

Поскольку реликтовое космическое излучение произошло от сильно нагретого вещества, спектральный профиль у него именно такой, какой бывает у светящегося, но остывающего предмета: где-то у него есть пик, но светится он и в остальных частях спектра. В данном случае, помимо пика в области микроволнового излучения, наблюдаются и фоновые радиоволны, и исчезающее малое количество фоновых фотонов более высокой энергии.

В середине XX века у космологии (не путать с косметологией) было в распоряжении сравнительно мало данных. А когда данных недостаточно, возникает полным-полно конкурирующих гипотез, честолюбивых и хитроумных. Гипотезу о существовании реликтового космического излучения высказала в 40-е годы группа физиков во главе с Георгием Гамовым – американцем русского происхождения. Они основывались на работе бельгийского физика и священника Жоржа Леметра, опубликованной в 1927 году. Кстати, именно Леметра считают отцом космологии Большого взрыва. Однако первую оценку ожидаемой температуры реликтового излучения сделали американские физики Ральф Альфер и Роберт Герман в 1948 году. Их вычисления были основаны на трех столпах:

1) общей теории относительности Эйнштейна (1916);

2) открытии расширения Вселенной, которое сделал Эдвин Хаббл (1927);

3) достижениях лабораторной атомной физики до и во время Манхэттенского проекта, который привел к созданию атомных бомб во время Второй мировой войны.

Герман и Альфер получили температуру Вселенной, равную 5 градусам Кельвина. И, коротко говоря, ошиблись. Точные измерения температуры фонового микроволнового излучения показали, что она равна 2,725 градуса – иногда пишут просто 2,7 градуса, а если вы небрежно относитесь к цифрам, вам простят даже округление температуры Вселенной до 3 градусов.

Здесь мы ненадолго остановимся. Герман и Альфер опирались на скудные данные атомной физики, только что полученные в лаборатории, и применяли их к гипотетическим условиям ранней Вселенной. Исходя из этого, они экстраполировали результаты на миллиарды лет вперед и посчитали, какова должна быть температура Вселенной сегодня. И если их прогноз хотя бы приблизительно напоминал верный ответ, это поразительный триумф человеческого разума и проницательности. Они могли ошибиться в десять или в сто раз и вообще предсказать что-то, чего нет в природе. Американский астрофизик Дж. Ричард Готт заметил по этому поводу: «Предсказать, что фоновое излучение существует, а потом вычислить его температуру и ошибиться всего в два раза – это все равно что предсказать, что на лужайку перед Белым домом приземлится летающая тарелка диаметром 50 футов, и ошибиться только в том, что диаметр тарелки на самом деле окажется 27 футов».

* * *

Впервые непосредственно пронаблюдать космическое микроволновое излучение удалось в 1964 году, и сделали это совершенно случайно два американских физика – Арно Пензиас и Роберт Уилсон. Они работали в Телефонных лабораториях Белла – исследовательском подразделении Американской телефонно-телеграфной компании. В шестидесятые годы про микроволновое излучение знали все, но почти ни у кого не было в распоряжении техники, позволяющей его зарегистрировать. Лаборатории Белла были на переднем крае индустрии коммуникаций и придумали для этой цели особую приземистую рогатую антенну.

Начнем с того, что, если вы собираетесь отправлять или принимать какой-то сигнал, первым делом нужно избавиться от источников помех. Пензиас и Уилсон хотели измерить фоновые помехи в своем микроволновом приемнике, чтобы обеспечить чистую, лишенную шума связь в этом диапазоне. Они не были космологами. Обычные технари-кудесники, они всего-навсего налаживали микроволновой приемник и ничего не знали про гипотезы Гамова, Германа и Альфера.

Пензиас и Уилсон и не думали про космическое микроволновое излучение – им просто нужно было открыть для Американской телефонно-телеграфной компании новый диапазон частот.

Они провели эксперимент и вычли из своих данных все известные земные и космические источники помех, которые смогли определить, однако часть шумового сигнала никуда не делась, и исследователи никак не могли понять, как от нее избавиться. В конце концов они заглянули в тарелку антенны и увидели, что там поселились голуби. Тогда ученые решили, что шум, наверное, вызывает белый диэлектрик (голубиный помет), поскольку сигнал регистрировался отовсюду, куда бы они ни направляли детектор. Пензиас и Уилсон отчистили антенну от белого диэлектрика, шум немного снизился, однако заметный шумовой сигнал все же не исчез. В статье, которую они опубликовали в 1965 году, говорилось лишь о непонятной «избыточной антенной температуре» (A. A. Penzias and R. W. Wilson. «A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s», The Astrophysical Journal 142 (1965):419–21).

Тем временем группа принстонских ученых под руководством Роберта Дикке строила детектор, специально предназначенный для обнаружения фонового космического микроволнового излучения. Однако у них в распоряжении не было таких ресурсов, как в Лабораториях Белла, поэтому работа шла несколько медленнее. И в тот момент, когда Дикке с коллегами узнали о работе Пензиаса и Уилсона, принстонские физики сразу поняли, что это за наблюдаемая избыточная антенная температура. Все сходилось – и величина этой температура, и то, что сигнал шел со всех сторон, со всего неба.

В 1978 году Пензиас и Уилсон получили за свое открытие Нобелевскую премию. А в 2006 году американские астрофизики Джон К. Мазер и Джордж Ф. Смут разделили Нобелевскую премию за наблюдение фонового микроволнового космического излучения в широком спектральном диапазоне, в результате которого космология вышла из пеленок, перестав быть собранием интересных, но непроверенных идей, и перешла в область количественных точных наук, став полноценной отраслью экспериментальной физики.

* * *

Поскольку свету нужно время, чтобы дойти до нас из отдаленных уголков Вселенной, то, заглянув в глубокий космос, мы на самом деле видим, что происходило много эпох назад. Так что если разумные обитатели далекой-далекой галактики хотели бы измерить температуру фонового космического излучения в момент, который мы сейчас видим, получилось бы больше чем 2,7 Кельвина, поскольку в этот момент они жили в более молодой Вселенной, меньше и жарче нынешней.

Оказывается, эту гипотезу можно проверить. Молекула цианида CN (когда-то его использовали как действующее вещество в составе газа, которым умерщвляли приговоренных к смертной казни) под воздействием микроволнового излучения переходит в возбужденное состояние. Если микроволновое излучение теплее, чем наше фоновое реликтовое, молекула возбуждается сильнее. В рамках модели Большого взрыва микроволновое излучение, которому подвергается цианид в далеких, более молодых галактиках, должно быть теплее, чем сегодня в нашей галактике Млечный Путь. Именно эту картину мы и наблюдаем.

Подделать это невозможно.

А почему нас вообще интересует все это? Первые 380 000 лет после Большого взрыва Вселенная была непрозрачной, поэтому пронаблюдать возникновение вещества было невозможно, даже если бы мы с вами сидели в первом ряду. Нельзя было различить, где начинают формироваться скопления галактик и пустоты. Чтобы кто-то увидел что-то стоящее, фотоны должны были беспрепятственно пролететь через Вселенную и тем самым послужить переносчиками информации.

Транс-космическое путешествие каждого фотона начинается в той точке, где он налетел на последний электрон, очутившийся у него на пути, – в «точке последнего рассеяния». По мере того как фотоны беспрепятственно разбегаются в разные стороны, они создают расширяющуюся «поверхность» последнего рассеяния – глубиной примерно 120 000 лет. Это та самая поверхность, на которой родились все атомы во Вселенной: электрон присоединяется к атомному ядру, и крошечный выброс энергии в виде фотона улетает прочь в бурную алую даль.

К этому времени некоторые области Вселенной уже начали уплотняться благодаря гравитационному притяжению составляющих их частей. Фотоны, последними рассеявшиеся на электронах в этих областях, имеют несколько более холодный спектр, чем те, которые рассеялись на менее общительных электронах, болтающихся в пустоте. Там, где накапливается вещество, растет сила тяжести, благодаря чему туда стягивается еще больше вещества. Эти области стали зародышами сверхскоплений галактик, а в других областях по-прежнему было относительно пусто.

Если составить подробную карту фонового космического микроволнового излучения, окажется, что она не совсем ровная. Там есть участки чуть теплее и чуть холоднее среднего. Если изучить эти отклонения температуры фонового космического излучения, то есть поискать закономерности на поверхности последнего рассеяния, можно сделать выводы о структуре и составе вещества в ранней Вселенной. Чтобы определить, как возникали галактики, скопления и сверхскопления, мы опираемся на самые точные данные о фоновом излучении, мощную капсулу времени, которая дает астрофизикам возможность реконструировать историю Вселенной. Изучение его закономерностей – это что-то вроде космической френологии: мы ощупываем шишки на черепе новорожденной Вселенной.

Если сопоставить данные фонового космического излучения с другими наблюдениями современной и далекой Вселенной, можно выявить всевозможные фундаментальные свойства космоса. Сравните распределение размеров и температур теплых и холодных участков – и станет понятно, какой была сила гравитации в те времена, как быстро накапливалось вещество, и это, в свою очередь, подскажет, сколько во Вселенной было обычного вещества, темного вещества и темной энергии. А отсюда можно сделать непосредственный вывод о том, будет ли Вселенная расширяться вечно.

* * *

Обычное вещество – это вещество, из которого состоим все мы. Оно чувствительно к гравитации и взаимодействует со светом. Темное вещество – это таинственная субстанция, чувствительная к гравитации, но не взаимодействующая со светом никакими известными нам способами. Темная энергия – это загадочное давление вакуума (пустого пространства), которое действует противоположно гравитации и вынуждает Вселенную расширяться все быстрее. Наше френологическое обследование показывает, что мы понимаем, как вела себя Вселенная в эпоху последнего рассеяния, но оказывается, что эта Вселенная в основном состоит из субстанции, о которой нам ничего не известно. Однако, несмотря на наше глубочайшее невежество, сегодня у космологии наконец появилась зацепка, поскольку фоновое космическое излучение показывает, из какого портала вышли мы все. Именно здесь физика становится особенно интересной, именно так мы можем узнать, что творилось во Вселенной и до, и после того, как свет в ней обрел свободу.

Само по себе открытие космического микроволнового излучения вывело космологию из сферы мифологии. Однако чтобы превратить ее в современную точную науку, потребовалась подробная карта фонового микроволнового излучения. Космологи очень высокого мнения о себе. Еще бы! Ведь их работа – выяснить, какова причина возникновения Вселенной! Но без данных их объяснения были лишь гипотезами. А теперь каждое новое наблюдение, каждая крупица данных служит сразу двум целям: во-первых, дает космологии такую же плодородную почву и надежный фундамент, как и у всех других точных и естественных наук, а во-вторых, отсеивает теории, которые люди выдумывали, когда данных было недостаточно и невозможно было сказать, правы они или нет.

Без этого никакая наука не может считаться зрелой.