Белые карлики. Будущее Вселенной

Но что же все-таки произошло через 380 000 лет после Большого взрыва? Несколькими десятками тысяч лет ранее электроны начали объединяться с ядрами. Сначала альфа-частицы присоединяли к себе по одному единственному электрону и превращались в однократно ионизированные атомы гелия. Затем они отлавливали второй электрон, и в итоге получались нейтральные атомы этого элемента. Позднее то же случилось и с протонами, которые положили начало атомам водорода. Подобные слияния оказались возможными потому, что в лучевом фоне сократилось число фотонов с энергией больше энергии ионизации атомов гелия и водорода. Этот процесс так называемой космологической рекомбинации растянулся на 80 000 лет и практически завершился, когда температура фотонного фона упала ниже 3000 K. В общем, повторилась трансформация, имевшая место в односекундной Вселенной. Тогда пространство стало прозрачным для нейтрино, теперь же — для квантов электромагнитного излучения. Стоит отметить, что некоторые авторы считают концом радиационной эры именно рекомбинацию — но это вопрос вкуса.

Рекомбинация стала важнейшей вехой в истории фотонного газа. Остывшие кванты электромагнитного излучения уже не могли рассеиваться на нейтральных атомах и, как некогда нейтрино, отправились в вольное путешествие по космосу. Именно эти фотоны, чья температура с тех пор уменьшилась до 2,725 K, а длины волн увеличились пропорционально расширению Вселенной приблизительно в 1100 раз, и называют микроволновым фоновым излучением. Замечательный советский астрофизик Иосиф Шкловский предложил другое, лучшее название — реликтовое излучение. Его смысл очень нагляден — ведь эти фотоны сохранились с очень раннего этапа существования Вселенной.

И что же получилось в итоге? В космическом пространстве не стало свободных заряженных частиц и, следовательно, исчезла плазма! В той или иной форме она существовала как минимум с микросекундного возраста Вселенной, а после рекомбинации на многие миллионы лет уступила место электрически нейтральному водородно-гелиевому газу, соседствующему (и взаимодействующему посредством гравитации!) со столь же нейтральными частицами темной материи. Когда Вселенная состарилась до 100 млн лет, а температура фонового излучения опустилась до 80 K, темная материя начала стягиваться за счет собственного тяготения во все более и более плотные сгустки. А еще через 100 млн лет эти сгустки стали втягивать в себя частицы космического газа, из которых сформировались коллапсирующие облака, положившие начало первым звездам. Эта дата приблизительно совпадает с верхней границей начала эры рождения звезд — в соответствии с другими моделями они начали загораться гораздо раньше, уже через 50–100 млн лет после Большого взрыва.

Массивные горячие светила первого поколения, как уже говорилось, по традиции называют звездами населения III. Именно они начали возрождать плазменное состояние материи, которое сейчас доминирует в космосе. Постепенно все большая доля космического водорода переходила в ионизированное состояние из-за поглощения ультрафиолетового излучения первых звезд, так что космическое пространство заполнялось протонами и электронами. Этот процесс дал ощутимые результаты примерно через полмиллиарда лет после начала звездообразования. Так началась эпоха реионизации, которая к концу первого миллиарда лет существования Вселенной завершилась практически полной ионизацией межгалактического водорода. Некогда исчезнувшая плазма возродилась в новом качестве и с тех пор присутствует в космосе в различных формах.

Но вернемся к реликтовому излучению. Оно почти идеально однородно и столь же идеально изотропно и неполяризовано. Это означает, что оно равномерно заполняет космическое пространство, а его интенсивность одинакова по всем направлениям. Следовательно, его поток через произвольно выделенную площадку строго равен нулю, поскольку в любом направлении оно переносит ту же энергию, что и в обратном. Его спектр (то есть распределение удельной интенсивности по частотам или длинам волн) определяется знаменитой формулой, с которой в 1900 г. началась квантовая физика. Исторически она была выведена Максом Планком для описания излучения абсолютно черного тела. Форма планковского спектра задается всего одним внешним параметром — температурой излучающей среды, которая по определению считается температурой самого излучения.