Как появилась Вселенная? Большие и маленькие вопросы о космосе

Пришло время расстаться с вопросом о рождении Вселенной: предстоит поговорить ещё об очень и очень многом. Мы охватили пока лишь первую мельчайшую долю секунды её существования, и перед нами – кажущийся бесконечным путь без малейших намёков на остановку. Мы должны двигаться вперёд, в будущее.

Может быть, наша Вселенная и правда появилась из ничего, из квантовой флюктуации такой степени малости, которую невозможно постичь. А может, квантовая механика предложит другое решение, даст способ обойти условия бесконечной плотности и температуры в начале Вселенной. Тогда позади этой точки сингулярности может лежать огромное прошлое, о котором мы можем только догадываться. Но теперь мы переходим к разговору о других стадиях развития Вселенной – от времени, когда Вселенная только начинала своё существование, к времени, когда она приобретала форму.

И мы увидим: за кулисами этой космической истории квантовая механика продолжала играть важнейшую роль.

Почему Вселенная так однородна?

Вселенная огромна. Так как скорость распространения света конечна, наши телескопы смотрят не только сквозь пространство, но и в прошлое, сквозь время. Они позволяют нам видеть большую часть истории космоса – вплоть до эпохи, отстоящей от Большого Взрыва всего на несколько сотен тысяч лет.

Почему же мы не можем увидеть сам Большой Взрыв? Через несколько первых минут существования Вселенной, в которые произошло образование первых атомных ядер, это был фантастически горячий, насыщенный электронами «суп» из вещества и излучения. Высокоэнергетические электроны двигались слишком быстро и не могли соединиться с ядрами, чтобы создать атомы, которые окружают нас сегодня.[16] Вселенная была заполнена плазмой, в которой свободные электроны сталкивались со световыми лучами, делая её непрозрачной, но через примерно 380 000 лет космического времени остыла настолько, что электроны замедлились и стали соединяться с атомными ядрами. В этот момент Вселенная сделалась прозрачной.

Как только это произошло, свету уже ничего не мешало лететь и в конечном счёте добираться до наших телескопов. Но пытаться вглядеться во Вселенную глубже, заглянуть в эпоху, когда она была непрозрачной, – всё равно что пытаться увидеть что-то сквозь кирпичную стену.

Энергия стремительного движения электронов на ранних стадиях истории Вселенной порождалась их столкновениями с океаном мощных излучений: высокоэнергетическими рентгеновскими и гамма-лучами, ультрафиолетовым светом – в общем, излучением, рождённым в ходе самого Большого Взрыва. Если какой-то электрон и оказывался случайно захваченным атомным ядром, за этим неизбежно следовало столкновение с одним из гигантского количества сметающих всё на своём пути фотонов, частиц света, безжалостно отшвыривавших электроны от ядер и заставлявших их снова блуждать в толще плазмы.

Расширение Вселенной охлаждало фотоны, растрачивая их огромную энергию. По мере того как фотоны остывали, их столкновения с электронами становились мягче, а сами электроны делались более медлительными. Наконец начали формироваться первые настоящие атомы— но излучение осталось и продолжало охлаждаться, больше не взаимодействуя с атомами, но постоянно присутствуя в качестве скрытого фона. Это излучение мы видим до сих пор – теперь от невероятно высоких температур Большого Взрыва оно остыло до нескольких градусов выше абсолютного нуля. Это уже не фотоны высочайших энергий: в электромагнитном спектре они лежат в области радиоволн и называются космическим микроволновым фоновым излучением. Оно – самый старый свет, который мы способны видеть.

Громадные размеры наблюдаемой Вселенной объясняются тем, что она расширяется уже почти 14 миллиардов лет. Но, когда астрономы только начинали осознавать, что она расширяется, их сразу же начали тревожить некоторые странности. В какую бы сторону они ни смотрели, в какие бы мощные телескопы ни заглядывали, они видели, по сути, одно и то же: звёзды и галактики.

Возьмём какой-нибудь из телескопов Северного полушария и направим в случайную точку на небе. Что мы увидим? В сравнительно близких областях Вселенной – отдельные звёзды Млечного Пути, которые будут становиться слабее и слабее по мере того, как мы будем заглядывать всё дальше и дальше. Затем мы увидим другие галактики, сначала довольно большие – пока они будут не слишком далеко от нашей. Потом галактик будет становиться всё больше, а сами они – всё меньше и проще по форме. Ведь свет распространяется с конечной скоростью, и далёкие галактики видны нам в своём далёком прошлом. Наконец мы увидим совсем крохотные, едва сформировавшиеся галактики Ранней Вселенной, свет которых шёл до нас много миллиардов лет. А если наш телескоп способен принимать радиоволны, мы уловим и свечение космического микроволнового фона.