Начало и конец Вселенной

резко опускается вниз. Согласно расчетам, кривая, соответствующая фоновому

космическому излучению, должна была бы иметь ту же форму, что и для черного

тела.

Пензиас и Уилсон получили первую точку на кривой, а вскоре Ролл и

Уилкинсон поставили вторую. Узнав об этом, другие ученые стали проводить

дополнительные измерения на различных длинах волн. Была здесь, однако, одна

трудность. Дело в том, что точки ложились по одну сторону пика, а важно

было получить их и по другую сторону, чтобы убедиться, что кривая идет так,

как нужно. Атмосфера не пропускает излучение таких длин волн, т. е. на

Земле проделать эти измерения невозможно. Каково же было потрясение ученых,

когда точка, полученная установленной на ракете аппаратурой, оказалась

гораздо выше расчетной кривой. И каково же было их облегчение, когда

выяснилось, что детектор случайно зарегистрировал тепловое излучение

двигателя ракеты. Последующие измерения подтвердили, что за пиком

действительно идет спад, как и следует из теории. Таким образом, с

определенной долей уверенности можно утверждать, что это излучение дошло до

нас от времен Большого взрыва.

В первом приближении получалось, что фоновое (или, как его еще называют,

реликтовое) излучение имеет одинаковые характеристики во всех направлениях,

т. е. изотропно. Но не опровергнут ли этот результат более точные

измерения? Поставим и такой вопрос: а что если излучение анизотропно

(различно в разных направлениях)? Немного поразмыслив, мы поймем, что если

температура реликтового излучения выше в каком-то одном направлении, то,

значит, мы движемся в направлении роста температуры. Это как с туманом, —

если он густеет, значит, мы движемся в ту сторону, где он плотнее, и

наоборот, — если он редеет, мы движемся в противоположную сторону. Первые

измерения, выполненные в 1969 и 1971 годах, давали основания предполагать

наличие анизотропии, поэтому две группы ученых, одна из Калифорнийского

университета в Беркли, а другая из Принстона, решили провести детальные

измерения за пределами атмосферы.

Группа исследователей из Беркли выполнила первые измерения в 1976 году

при помощи самолета-шпиона У-2. И в самом деле, оказалось, что имеется

небольшая анизотропия, по величине которой удалось установить, что мы

движемся в направлении созвездия Льва со скоростью около 600 км/с. Позже

выяснилось, что туда летит не только Солнечная система, но и вся наша

Галактика, а также некоторые из соседних галактик.

Эпоха галактик.

После отрыва излучения от вещества Вселенная по-прежнему состояла из

довольно однородной смеси частиц и излучения. В ней уже содержалось

вещество, из которого впоследствии образовались галактики, но пока его

распределение оставалось в основном равномерным. Известно, однако, что

позже наступил этап неоднородности, иначе сейчас не было бы галактик. Но

откуда же взялись флуктуации, приведшие к появлению галактик?

Астрономы полагают, что они проявились очень рано, практически сразу же

после Большого взрыва. Что их вызвало? Точно неизвестно и, может быть,

никогда не будет известно наверняка, но они каким-то образом появились

практически в самый первый момент. Возможно, поначалу они были довольно

велики, а затем сгладились, а может быть, наоборот, увеличивались с

течением времени. Известно, однако, что по окончании эпохи излучения эти

флуктуации стали расти. С течением времени они разорвали облака частиц на

отдельные части. Эти гигантские клубы вещества расширялись вместе с

Вселенной, но постепенно стали отставать. Затем под действием взаимного

притяжения частиц начало происходить их уплотнение. Большинство этих

образований поначалу медленно вращалось, и по мере уплотнения скорость их

вращения возрастала.

Турбулентность в каждом из фрагментов была весьма значительна, и облако

дробилось еще больше, до тех пор, пока не остались области размером со

звезду. Они уплотнялись и образовывали так называемые протозвезды (облако в

целом называется протогалактикой). Затем стали загораться звезды и

галактики приобрели свой нынешний вид.

Эта картина довольно правдоподобна, но все же остается ряд нерешенных

проблем. Как, например, выглядели ранние формы галактик (их обычно называют

первичными галактиками)? Так как пока ни одна из них не наблюдалась,

сравнивать теоретические построения не с чем.

Есть и другие трудности. Задумаемся над тем, что мы видим, вглядываясь в

глубины космоса. Ясно, что при этом мы заглядываем в прошлое. Почему? Да

потому, что скорость света не бесконечна, а имеет предел; для того чтобы

дойти до нас от удаленного объекта, свету требуется некоторое время.

Например, галактику, находящуюся от нас на расстоянии 10 миллионов световых

лет, мы видим такой какой она была 10 миллионов лет назад; галактику на

расстоянии 3 миллиарда световых лет мы наблюдаем отстоящей от нас во

времени на 3 миллиарда лет. Всматриваясь еще дальше, мы видим все более

тусклые галактики, и наконец они становятся вовсе не видны — за

определенной границей можно наблюдать только так называемые радиогалактики,

которые, похоже, во многих случаях находятся в состоянии взрыва. За этой

границей расположены особенно странные галактики — мощные источники

радиоизлучения с чрезвычайно плотными ядрами.

Наконец, на самой окраине Вселенной можно разглядеть только квазары. Их

обнаружили в начале 60-х годов, и с тех пор они остаются для нас загадкой.

Они испускают больше энергии, чем целая галактика (а ведь в нее входят

сотни миллиардов звезд), при весьма малом размере — не больше Солнечной

системы. По сравнению с количеством излучаемой энергии такой размер просто

смехотворен. Как может столь малый объект давать столько энергии? На эту

тему в последние годы много рассуждали, в основном применительно к черным

дырам, но ответа пока нет. В соответствии с наиболее приемлемой моделью,

квазар — это плотный сгусток газа и звезд, находящийся поблизости от черной

дыры. Энергия выделяется, когда газ и звездное вещество поглощаются черной

дырой. Важно помнить, что мы видим все эти объекты такими, какими они были

давным-давно, когда Вселенной было, скажем, всего несколько миллионов лет

от роду. Поскольку на самой окраине видны только квазары, напрашивается

вывод, что они есть самая ранняя форма галактик. Ближе к нам находятся

радиогалактики, так, может быть, они произошли от квазаров? Еще ближе

обычные галактики, которые, стало быть, произошли от радиогалактик?

Получается как бы цепь эволюции: квазары, радиогалактики и обычные

галактики. Хотя такие рассуждения кажутся вполне разумными, большинство

астрономов с ними не соглашается. Одно из возражений — разница в размерах

между квазарами и галактиками. Следует, однако, упомянуть, что недавно

вокруг некоторых квазаров обнаружены туманности. Возможно, эти туманности

затем конденсируются в звезды, которые объединяются в галактики. Из-за

упомянутой выше и других трудностей большая часть астрономов предпочитает

считать, что и на самых дальних рубежах есть первичные галактики, но они

слишком слабы и потому не видны. Более того, недавно обнаружены новые

свидетельства, подтверждающие такое предположение, — зарегистрировано

несколько галактик, находящихся на 2 миллиарда световых лет дальше, чем

самая дальняя из известных галактик. Они настолько слабы, что для получения

их изображения на фотопластинке понадобилась экспозиция 40 ч.

Мы рассмотрели теории возникновение Вселенной. Теперь рассмотрим ее

возможную дальнейшую судьбу.

Дальнейшая судьба Вселенной.

Вопрос о дальнейшей судьбе Вселенной — несомненно, важная часть полной

единой теории. Теория Фридмана — просто одна из ее составляющих; единая

теория обязана идти дальше. Из теории Фридмана следует только, что

Вселенная, в зависимости от средней плотности вещества, будет либо

расширяться вечно, либо прекратит расширение и начнет сжиматься. Теория не

говорит, как именно это будет происходить. Конечно, у нас есть кое-какие

догадки, которые кажутся справедливыми, но, по правде говоря, это лишь

предположения.

Итак, начнем с рассмотрения альтернатив, предлагаемых теорией Фридмана.

Чтобы их легче было понять, прибегнем к аналогии. Предположим, что вверх

подбрасывают шарик; его движение будет постепенно замедляться, затем он

остановится и начнет падать вниз. Высота его подъема зависит от начальной

скорости, а также от силы тяжести. Если бросить его с достаточно большой

скоростью, то он, в принципе, может никогда не упасть на землю. Эта

скорость называется скоростью убегания.

Примерно так же обстоит дело и с Вселенной. Около 18 миллиардов лет назад

произошел Большой взрыв, в результате которого возникла Вселенная. Осколки

разлетелись в разные стороны с неимоверной скоростью и по-прежнему летят в

виде галактик. В этом случае нет какого-то объекта типа Земли, которая

притягивала к себе шарик, но есть гравитационное взаимодействие всех

галактик. Это притяжение замедляет расширение Вселенной, в результате чего

замедляется и разбегание галактик. Наиболее удаленные по расстоянию, а

значит, и по времени, замедляются больше всего.

Естественно, возникает вопрос: хватит ли этого замедления, чтобы

разбегание галактик остановилось полностью? Иными словами, достаточно ли

взаимного гравитационного притяжения для преодоления расширения? Легко

видеть, что это зависит от напряженности гравитационного поля, которая, в

свою очередь, зависит от средней плотности вещества во Вселенной

(количества вещества в единице объема). Иначе этот вопрос можно

сформулировать так: достаточно ли велика средняя плотность вещества во

Вселенной, чтобы остановить ее расширение? Пока дать определенный ответ

невозможно, но, как мы видели раньше, похоже, что средняя плотность близка

к так называемой критической.

Открыта или замкнута Вселенная зависит от того, насколько ее плотность

отличается от критической, равной примерно 0,5 • 10(-30) г/см3. Если

плотность больше этого значения, то Вселенная замкнута и в конце концов

сожмется в точку; если же меньше, то она открыта и будет расширяться вечно.

Может показаться, что решить вопрос о замкнутости или открытости Вселенной

совсем нетрудно, для этого нужно лишь измерить среднюю плотность и сравнить

ее с критической. К сожалению, здесь возникают трудности, и весьма

серьезные. Можно довольно точно оценить плотность видимого вещества, но она

очень далека от критической — для того, чтобы Вселенная была замкнутой,

видимого вещества должно быть раз в 100 больше.

Известно, однако, что есть довольно много «невидимой материи» — небольших

слабых звезд, пыли, обломков камней, черных дыр и излучения. Обеспечивает

ли она замкнутость Вселенной? На первый взгляд кажется, что нет, и такой

вывод подтверждали исследования, проведенные в 70-х годах Готтом, Гунном,

Шраммом и Тинсли. Однако после 1980 года был сделан ряд важных открытий,

которые заставили пересмотреть отношение к этой проблеме.

Скрытая масса.

Дополнительная масса, требующаяся для того, чтобы Вселенная была

замкнутой, называется скрытой массой. Это не очень удачное название,

поскольку вполне может оказаться, что ее вообще нет. Однако имеются

серьезные свидетельства того, что она существует, но в странном,

непривычном виде. Давно известно, что в галактиках есть много невидимого

вещества, часть его относится к отдельным галактикам, а часть — к их

скоплениям.

Рассмотрим эти случаи по очереди и начнем с отдельных галактик.

Определить полную массу галактики довольно легко. Для этого вовсе не нужно

рассчитывать средние массы звезд, а затем суммировать их по всему

пространству; это слишком трудно, а то и невозможно. Применяется другой

метод, и чтобы понять его, рассмотрим вначале Солнечную систему. Известно,

что планеты движутся вокруг Солнца по орбитам, параметры которых

подчиняются трем законам, открытым Иоганном Кеплером несколько веков назад.

Один из этих законов позволяет определить скорость планеты, если известна

масса всего вещества, заключенного в пределы ее орбиты (в случае Солнечной

системы почти вся масса сосредоточена в Солнце). Закон, естественно,

работает и в другую сторону — зная скорость планеты, можно определить

полную массу объектов, находящихся внутри ее орбиты. Такой подход полностью

применим и к галактикам. Наше Солнце, например, находится на расстоянии

примерно 3/5 от центра Галактики. Измерив его орбитальную скорость, можно

узнать массу всех звезд, расположенных между нами и центром Галактики.

Расчет, конечно, не позволит вычислить полную массу Галактики, для этого

потребуется какая-нибудь звезда на ее периферии.

На самом деле для этого даже не нужна звезда, годится любой объект.

Астрономы несколько лет назад измерили скорость внешних облаков водорода в

соседних с нами спиралях галактик и обнаружили, что они движутся гораздо

быстрее, чем должны были бы согласно принятой оценке массы галактики.

Изучив эту проблему глубже, они пришли к выводу, что на окраинах этих

галактик должно быть значительное количество вещества в форме гало. К

удивлению ученых выяснилось, что масса таких гало превышает массу звезд.

Из чего же они состоят? Ясно, что не из звезд, иначе они были бы видны.

Возможно, это очень слабые звезды или обломки, пыль, газ. Если гало есть у

всех галактик, то, конечно, масса их значительно возрастет, а

следовательно, увеличится и масса всей Вселенной. Но окажется ли этого

достаточно, чтобы «замкнуть» Вселенную? Вычисления показали, что нет, но

история на этом не кончается.

Большинство галактик во Вселенной образуют скопления; иногда в скопления

входят только две-три галактики, но обычно гораздо больше. В наше

скопление, например, их входит около 30. Научившись определять массу

отдельных галактик, астрономы обратились к их скоплениям. Просуммировав

массы отдельных галактик, они обнаружили, что их недостаточно для того,

чтобы силы притяжения удерживали скопление вместе как единое целое. Тем не

менее они явно не собирались распадаться — ничто не указывало на разлет

отдельных галактик. Некоторым скоплениям не хватало сотен собственных масс,

чтобы удержать их вместе силами гравитационного притяжения. Даже добавление

дополнительной массы, заключенной в гало, не спасало положения. Учитывая

это, легко понять, почему ученые говорят о скрытой массе.

Если она действительно существует, то в какой форме? Очевидно, в такой,

которую нелегко обнаружить. Это может быть, например, газообразный водород

— либо нейтральный атомарный, либо ионизованный (т. е. получивший заряд в

результате потери электронов). Однако при ближайшем рассмотрении

оказывается, что нейтральный водород на эту роль не подходит. Он излучает

на волне 21 см и соответствующие наблюдения показали, что как между

ближними, так и между дальними галактиками водорода совсем немного.

Одно время считалось, что подойдет ионизованный водород, поскольку

фоновое рентгеновское излучение во Вселенной связывалось именно с ним.

Однако позже выяснилось, что это излучение скорее всего вызывается

квазарами. Тогда пришла очередь нейтронных звезд, белых карликов и черных

дыр, но и они в конце концов отпали. Черные дыры должны были бы быть

сверхмассивными (иметь массу порядка галактической) или же встречаться

очень часто, что маловероятно. Исследования показали, что хотя в центре

многих, если не всех, галактик могут быть массивные черные дыры, нет

свидетельств существования таких изолированных дыр в скоплениях, иначе была

бы вероятность заметить их и в нашей Галактике.

В качестве возможных кандидатов рассматривались и фотоны, ведь энергия

есть одна из форм существования материи. Однако и в этом случае расчеты

показали, что их вклад явно недостаточен.

Создавалось впечатление, что во Вселенной просто недостаточно материи и

потому она незамкнута. Тем не менее некоторые ученые были убеждены, что в

конце концов недостающая масса найдется. И вот наступила кульминация... В

предыдущей главе говорилось, что весь дейтерий во Вселенной образовался

через несколько минут после Большого взрыва. Хотя основная его часть

быстро превратилась в гелий, некоторое количество все же осталось, и если

его измерить, то можно ответить на вопрос, замкнута ли Вселенная. Чтобы

понять почему, посмотрим, что происходило в то время. Известно, что при

соударении ядер дейтерия образуется гелий. Если плотность Вселенной была

высока, то соударений было много и образовалось значительное количество

гелия; если же плотность была низка, то осталось много дейтерия. Поскольку

количество дейтерия во Вселенной со временем изменилось незначительно,

измерение его должно показать, замкнута ли Вселенная. Такие измерения,

конечно же, были проделаны, и вот их результат — Вселенная не замкнута. В

70-е годы такой результат казался вполне убедительным, а когда аналогичные

оценки были проделаны для гелия и совпали с данными по дейтерию, вопрос,

казалось, был решен окончательно — Вселенная открыта.

Однако через несколько лет ученые нашли изъян в этой аргументации. Из нее

следовало лишь то, что Вселенная не может оказаться замкнутой частицами,

называемыми барионами. К барионам относятся и протоны и нейтроны, из

которых состоит большинство известных нам объектов — звезды, космическая

пыль, водород и даже образовавшиеся в результате коллапса звезд черные

дыры. Может возникнуть вопрос: а есть ли что-нибудь кроме барионов? Да, это

лептоны и так называемые экзотические частицы. Лептоны чересчур легки,

чтобы заметно увеличить массу, а вот экзотические частицы в последнее время

привлекают к себе большое внимание. Первыми в поле зрения попали нейтрино,

и в течение какого-то времени астрономы были убеждены, что эта частица

поможет «замкнуть» Вселенную. Нейтрино почти так же распространены, как

фотоны, примерно миллиард на каждый атом вещества; долгое время считалось,

что их масса покоя равна нулю. Конечно, массой они все-таки обладают, ведь

любая форма энергии имеет массу, но ее явно не хватит, чтобы остановить

расширение Вселенной.

Но вот в конце 70-х годов было высказано предположение, что нейтрино

имеют массу покоя. Как бы мала она ни была, из теорий следовало, что в

целом она может внести существенный вклад в массу Вселенной. Эксперимент по

проверке этого предположения был выполнен группой ученых, в которую входили

Ф. Рейнес, X. Собел и Э. Пасиерб. Они не измеряли массу непосредственно, а

выбрали другой путь. Ранее было обнаружено, что фактически существует три

типа нейтрино — один, связанный с электроном, другой — с более тяжелой,

хотя и подобной электрону частицей, называемый мюоном, а третий — с еще

более тяжелой частицей, «тау», обнаруженной в 1977 году. Согласно теории,

все три разновидности нейтрино могут превращаться друг в друга. Иными

словами, они могут менять тип, но только в том случае, если их масса больше

нуля. Рейнес, Собел и Пасиерб провели соответствующий эксперимент и пришли

к выводу, что им удалось зарегистрировать переход от одного типа нейтрино к

другому.

Однако другие ученые, попытавшиеся повторить эксперимент, не смогли

подтвердить этот результат. Стало уже казаться, что Рейнес с коллегами

допустили ошибку, но тут пришло известие о том, что группе советских ученых

Страницы: 1, 2, 3, 4