Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Еще до Второй мировой войны идея расширяющейся Вселенной стала практически стандартной космологической моделью. Она хорошо укладывалась в рамки общей теории относительности и поддерживалась наблюдениями (хотя существовали проблемы с точным измерением постоянной Хаббла, а значит, и с определением возраста Вселенной). Тем не менее существовали и конкурирующие теории, поскольку оставался ряд нерешенных вопросов. В модели с расширением все начинается с вещества при очень высокой плотности. Но важна ли тут температура (и излучение)? Во второй половине 1940-х гг. появилось то, что позднее стали называть моделью горячего Большого взрыва. Окончательное подтверждение этой модели произошло в середине 1960-х гг., когда было открыто реликтовое излучение, и сейчас оно лежит в основе наших представлений о ранней Вселенной.

Впервые идея горячего Большого взрыва появилась в 1948 г. в публикациях Георгия Гамова, Ральфа Альфера и Роберта Хермана (основой для них послужила статья Гамова 1946 г.). Эти работы в основном были посвящены синтезу элементов в ранней Вселенной.

Модель горячего Большого взрыва появилась в работах Альфера, Гамова и Хермана.

Что же происходило в ранней Вселенной? С момента начала расширения прошло несколько секунд, плотность вещества велика, а Вселенная расширяется достаточно медленно, так что фотоны заполняющего ее излучения успевают прийти в тепловое равновесие с веществом. Поэтому пока Вселенная непрозрачна, а излучение имеет тепловой спектр.

Температура Вселенной постепенно падает, при возрасте Вселенной около 380 000 лет (на самом деле стадия рекомбинации растянута на десятки тысяч лет, когда постепенно падает доля ионизованных атомов), она достигает значения около 3000–4000 К. При этой температуре начинается рекомбинация водорода: электроны присоединяются к протонам, формируя нейтральные атомы. Энергии излучения и столкновений уже недостаточно для того, чтобы вновь ионизовать атомы. Фотоны излучения, заполняющего пространство, взаимодействуют в основном с электронами, и, когда последние оказываются в составе атомов, Вселенная становится прозрачной для собственного излучения.

По мере продолжения расширения Вселенной температура реликтового излучения уменьшается в соответствии с ростом масштабного фактора (длина волны фотонов «растягивается», при этом уменьшается их энергия). Реликтовому излучению соответствует z = 1100, поэтому 3000 К превратились примерно в 2,7 K – современную температуру реликтового излучения.

Излучение отделяется от вещества после рекомбинации спустя примерно 380 000 лет после начала расширения.

Количество реликтовых фотонов очень велико: на каждый барион (протон или нейтрон) приходится несколько миллиардов таких фотонов, в настоящее время в каждом кубическом сантиметре содержится более 400 фотонов из «молодой Вселенной». Сейчас на реликтовое излучение приходится всего лишь около 0,006 % плотности Вселенной, но в прошлом температура реликтового излучения была выше. Поэтому первые примерно 50 000 лет истории Вселенной именно излучение доминировало и определяло динамику расширения. С тех пор число фотонов на один барион не изменилось, но барионы остались прежними, а температура реликтового излучения падала.

Современная температура реликтового излучения – 2,7 К.

Несмотря на то что Альфер, Гамов и Херман еще в конце 1940-х гг. предсказали существование фонового излучения (позже с легкой руки Иосифа Шкловского оно получило название реликтового, по-русски часто говорят просто «реликт»), идентифицировать его удалось лишь в 1965 г.

Впрочем, еще до этого несколько ученых в разных экспериментах наблюдали связанные с реликтовым излучением эффекты, но не смогли правильно распознать их природу. Эндрю МакКеллар (Andrew McKellar) в 1940 г. и Уолтер Адамс (Walter Adams) в 1941 г. заявили о наличии в спектре звезды дзета Змееносца линий молекул CN и CH. Что-то (возможно, излучение с температурой менее 3 К) должно было возбуждать эти молекулы, чтобы они могли излучать в характерных линиях. Но эти работы остались незамеченными теми, кто позже мог бы связать их с фоновым излучением Большого взрыва.

Затем настал черед радиоастрономов. При температуре около 3 К максимум в спектре реликтового излучения приходится на миллиметровую область. Заметный фон должен наблюдаться и на сантиметровых радиоволнах, где его проще обнаружить при наземных наблюдениях. Радионаблюдения должны были выявить его, и в 1955 г. Эмиль ле Ру (Émile Le Roux) в Нанси, а затем в 1957 г. Тигран Шмаонов в Пулково наблюдали космический фон, соответствующий низкой температуре, но снова не смогли найти верное объяснение или привлечь внимание экспертов к проблеме.

Число реликтовых фотонов в миллиарды раз превосходит число барионов.