Космогония Солнечной системы

Радиоастрономы-экспериментаторы предпочитают называть это излучение «космическим микроволновым фоновым излучением»  cosmic microwave background, CMB). Астрофизики-теоретики часто называют его «реликтовым излучением» (термин предложен русским астрофизиком И.С.Шкловским), поскольку в рамках общепринятой сегодня теории горячей Вселенной это излучение возникло на раннем этапе расширения нашего мира, когда его вещество было практически однородным и очень горячим. Иногда в научной и популярной литературе можно также встретить термин «трехградусное космическое излучение». Далее мы будем называть это излучение «реликтовым».

Открытие в 1965 реликтового излучения  имело огромное значение для космологии; оно стало одним из важнейших  достижений естествознания 20 в. и, безусловно, самым важным для космологии после  открытия красного смещения в спектрах галактик. Слабое реликтовое излучение  несет нам сведения о первых мгновениях существования нашей Вселенной, о той далекой эпохе, когда  вся Вселенная была горячей и  в ней еще не существовало ни планет, ни звезд, ни галактик. Проведенные  в последние годы детальные измерения  этого излучения с помощью  наземных, стратосферных и космических  обсерваторий приоткрывают завесу над  тайной самого рождения Вселенной.

Теория  горячей Вселенной.

В 1929 американский астроном Эдвин  Хаббл (1889–1953) открыл, что большинство  галактик удаляется от нас, причем тем  быстрее, чем дальше расположена  галактика (закон Хаббла). Это было интерпретировано как всеобщее расширение Вселенной, начавшееся примерно 15 млрд. лет назад. Встал вопрос о том, как выглядела Вселенная в  далеком прошлом, когда галактики  только начали удаляться друг от друга, и даже еще раньше. Хотя математический аппарат, основанный на общей теории относительности Эйнштейна и  описывающий динамику Вселенной, был  создан еще в 1920-е годы Виллемом де Ситтером (1872–1934), Александром Фридманом (1888–1925) и Жоржем Леметром (1894–1966), о физическом состоянии Вселенной в раннюю эпоху ее эволюции ничего не было известно. Не было даже уверенности, что в истории Вселенной существовал определенный момент, который можно считать «началом расширения».

Развитие ядерной физики в 1940-е  годы позволило начать разработку теоретических  моделей эволюции Вселенной в  прошлом, когда ее вещество, как предполагалось, было сжато до высокой плотности, при которой были возможны ядерные  реакции. Эти модели, прежде всего, должны были объяснить состав вещества Вселенной, который к тому времени уже  был достаточно надежно измерен  по наблюдениям спектров звезд: в  среднем они состоят на ²/₃ из водорода и на ¹/₃ из гелия, а все остальные химические элементы вместе взятые составляют не более 2%. Знание свойств внутриядерных частиц – протонов и нейтронов – позволяло рассчитывать варианты начала расширения Вселенной, различающиеся исходным содержанием этих частиц и температурой вещества и находящегося с ним в термодинамическом равновесии излучения. Каждый из вариантов давал свой состав исходного вещества Вселенной.

Если опустить детали, то существуют две принципиально разные возможности  для условий, в которых протекало  начало расширения Вселенной: ее вещество могло быть либо холодным, либо горячим. Следствия ядерных реакций при  этом в корне отличаются друг от друга. Хотя идею о возможности горячего прошлого Вселенной высказывал еще  в своих ранних работах Леметр, исторически первой в 1930-е годы была рассмотрена возможность холодного начала.

В первых предположениях считалось, что  все вещество Вселенной существовало сначала в виде холодных нейтронов. Позже выяснилось, что такое предположение  противоречит наблюдениям. Дело в том, что нейтрон в свободном состоянии  распадается в среднем за 15 минут  после возникновения, превращаясь  в протон, электрон и антинейтрино. В расширяющейся Вселенной возникшие протоны стали бы соединяться с еще оставшимися нейтронами, образуя ядра атомов дейтерия. Дальше цепочка ядерных реакций привела бы к образованию ядер атомов гелия. Более сложные атомные ядра, как показывают расчеты, при этом практически не возникают. В результате все вещество превратилось бы в гелий. Такой вывод находится в резком противоречии с наблюдениями звезд и межзвездного вещества. Распространенность химических элементов в природе отвергает гипотезу о начале расширения вещества в виде холодных нейтронов.

В 1946 в США «горячий» вариант  начальных стадий расширения Вселенной  предложил физик русского происхождения  Георгий Гамов (1904–1968). В 1948 была опубликована работа его сотрудников – Ральфа Альфера и Роберта Хермана, в которой рассматривались ядерные реакции в горячем веществе в начале космологического расширения с целью получить наблюдаемое в настоящее время соотношение между количеством различных химических элементов и их изотопов. В те годы стремление объяснить происхождение всех химических элементов их синтезом в первые мгновения эволюции вещества было естественным. Дело в том, что тогда ошибочно оценивали время, протекшее с начала расширения Вселенной, всего в 2–4 млрд. лет. Это было связано с завышенным значением постоянной Хаббла, вытекавшим в те годы из астрономических наблюдений.

Сравнивая возраст Вселенной в 2–4 млрд. лет с оценкой возраста Земли – около 4 млрд. лет, – приходилось  предполагать, что Земля, Солнце и  звезды образовались из первичного вещества с уже готовым химическим составом. Считалось, что этот состав не изменился  сколь-нибудь существенно, так как  синтез элементов в звездах –  процесс медленный и для его  осуществления перед образованием Земли и других тел уже не было времени.

Последующий пересмотр шкалы внегалактических расстояний привел и к пересмотру возраста Вселенной. Теория эволюции звезд  успешно объясняет происхождение  всех тяжелых элементов (тяжелее  гелия) их нуклеосинтезом в звездах. Отпала необходимость объяснять происхождение всех элементов, включая и тяжелые, на ранней стадии расширения Вселенной. Однако суть гипотезы горячей Вселенной оказалась верной.

С другой стороны, содержание гелия  в звездах и межзвездном газе составляет около 30% по массе. Это гораздо  больше, чем можно объяснить ядерными реакциями в звездах. Значит гелий, в отличие от тяжелых элементов, должен синтезироваться в начале расширения Вселенной, но при этом –  в ограниченном количестве.

Основная идея теории Гамова как раз и состоит в том, что высокая температура вещества препятствует превращению всего вещества в гелий. В момент 0,1 сек после начала расширения температура была около 30 млрд. K. В таком горячем веществе имеется много фотонов большой энергии. Плотность и энергия фотонов столь велики, что происходит взаимодействие света со светом, приводящее к рождению электронно-позитронных пар. Аннигиляция пар может в свою очередь приводить к рождению фотонов, а также к возникновению пар нейтрино и антинейтрино. В этом «бурлящем котле» находится обычное вещество. При очень высоких температурах не могут существовать сложные атомные ядра. Они были бы моментально разбиты окружающими энергичными частицами. Поэтому тяжелые частицы вещества существуют в виде нейтронов и протонов. Взаимодействия с энергичными частицами заставляют нейтроны и протоны быстро превращаться друг в друга. Однако реакции соединения нейтронов с протонами не идут, так как возникающее при этом ядро дейтерия тут же разбивается частицами большой энергии. Так, из-за большой температуры в самом начале обрывается цепочка, ведущая к образованию гелия.

Темная энергия.

Несколько лет назад астрофизики  обнаружили интригующий факт. Результаты наблюдений за далекими сверхновыми  звездами показали, что Вселенная  расширяется заметно быстрее, чем  ей "предписывает" общепринятая теория: ее как бы "распирает" некая  сила, о природе которой почти  ничего неизвестно. Предполагается только, что она представляет собой остатки  некоего поля, существовавшего в  первые мгновения жизни Вселенной, которых, однако, хватает, чтобы повлиять на ее дальнейшую судьбу. Статья написана по материалам работы Э. Линдера, профессора Национальной лаборатории им. Лоуренса и Космологического центра при Флоридском университете, опубликованной в журнале "CERN COURIER" в сентябре 2003 года.

Недавно была сформулирована новая  версия стандартной космологической  модели Вселенной, названная "космическим  согласием" ("cosmic concordance"). Она описывает широкий круг явлений в рамках теперь уже надежно обоснованной модели горячей Вселенной, ведущей начало с так называемого Большого взрыва (см. "Наука и жизнь" №№ 11, 12, 1996 г.). Согласно этой версии, вся материя состоит из трех основных компонент: барионной (в основном это нуклоны и гипероны), которую описывает общепринятая модель элементарных частиц; небарионной темной материи, предположительно представленной либо неизвестными еще почти невзаимодействующими массивными частицами, либо гипотетическими аксионами - очень легкими и тоже очень слабо связанными с барионами частицами с нулевым спином, существование которых также не противоречит основам современной квантовой теории; и, наконец, - в этом как раз и состоит довольно неожиданный сюрприз - темной энергии, относительно физической природы которой мы практически еще ничего не знаем. При этом на долю барионов приходится всего лишь около 4% всей массы (здесь масса М понимается в релятивистском смысле как M = E/c², где E - полная энергия, а c - скорость света, причем обычно пользуются системой единиц, в которой c = 1). Часть барионов - тоже "темная", а точнее холодная, в том смысле, что не обнаруживает себя непосредственно светом раскаленных звезд. Темная материя составляет примерно 20-25% всей массы. Львиная же доля - 70-75% всей массы - приходится на темную энергию, которая пока обнаруживает себя только тем, что влияет на скорость глобального расширения Вселенной. Эта фоновая энергия распределена равномерно, во всяком случае, в пространственных масштабах, превышающих размеры всех известных неоднородностей (скажем, скоплений галактик).

Представление о темной энергии  возникло в 1998 году и связано с  наблюдениями за сверхновы ми звездами, которые время от времени ярко вспыхивают на небосклоне и затем довольно быстро тускнеют. Благодаря своим уникальным свойствам эти звезды используют в качестве маркеров для определения того, как космологические расстояния изменяются со временем. Так вот, в 1998 году две группы астрофизиков - одна в США, а другая в Австралии - почти одновременно обнаружили, что самые далекие сверхновые светят не так ярко, как это ожидалось, исходя из того, что Вселенная заполнена материей, гравитирующей по закону Ньютона, то есть обратно пропорционально квадрату расстояния. Это означало, что они расположены от нас дальше, чем должны были бы находиться, если бы Вселенная расширялась в поле обычных гравитационных сил. Таким образом, с достоверностью 99% можно утверждать, что во Вселенной должна быть еще какая-то дополнительная энергия, способная на космологических расстояниях противостоять гравитаци онному притяжению материи. Она и есть то, что стали понимать под словами "темная энергия".

С тех пор получено множество  новых свидетельств в пользу данного  утверждения - как в ходе дальнейших и более надежных наблюдений за сверхновыми, так и в результате ряда других исследований. Таковыми были, прежде всего, детальные измерения энергетического  спектра реликтового излучения  в наземных лабораториях и со спутников (см. "Наука и жизнь" № 1, 1993 г.). Эти же эксперименты показали, что  Вселенная плоская (во всяком случае - почти), то есть ее видимая пространственная геометрия эвклидова, что согласуется  с предсказанием инфляционной модели (см. "Наука и жизнь" № 8, 2002 г.). В то же время наблюдения за скоплениями  галактик говорят о том, что обычная  материя (барионная и темная) может  обеспечить всего лишь 20-30% необходимой  для этого средней плотности  энергии. Таким образом, все сходится к тому, что около трех четвертей  этой плотности следует отнести  на счет темной энергии, которая и  ускоряет расширение Вселенной.

О ПРИРОДЕ ТЕМНОЙ ЭНЕРГИИ

Откуда же все-таки берется эта  темная энергия? Вразумительного ответа на этот вопрос пока нет, но обычно его  пытаются найти, комбинируя уравнения  общей теории относительности (ОТО) с уравнениями состояния вещества, о которых для начала поговорим  вкратце. Под уравнениями состояния  вещества понимается взаимозависимость  между плотностью полной энергии e и  давлением p. Простейшим примером является уравнение Клапейрона для идеального газа p = 2/3 ke_k = = 2/3 k (e - r), где k - постоянная Больцмана, e_k - плотность кинетической энергии и r - плотность массы покоя.

В нерелятивистской среде (где величина массы намного превышает кинетическую энергию частиц) давление ничтожно мало по сравнению с плотностью полной энергии, так что в данном контексте  его можно с очень хорошей  точностью считать просто равным нулю. В релятивистской среде (когда, наоборот, кинетическая энергия намного  больше массы покоя) плотность энергии  всего лишь втрое больше давления, e = 3p. А в вакууме сумма e + p = 0, то есть они отличаются только знаком (иначе говоря, e/p = -1). Последнее прямо  вытекает из того, что по самому своему смыслу вакуум должен быть релятивистски инвариантным, то есть выглядеть одинаково во всех системах координат, а упомянутое только что уравнение состояния - единственное, которое удовлетворяет этому требованию. На первый взгляд кажется, что в вакууме вообще "ничего нет", и, стало быть, просто e = p = = 0. Но такие "естественные" аргументы проходят только в рамках классической теории. Уже давно и хорошо известно, что плотность энергии квантового вакуума может отличаться от нуля и притом весьма значительно (примером тому служат неустранимые нулевые колебания).

Теперь обратимся к уравнениям ОТО. В них давление само "гравитирует", то есть в определенном смысле становится эквивалентным массе (энергии), и знак полного гравитационного взаимодействия определяется знаком суммы e + 3p. Если он положителен - а это, очевидно, так для любой среды, кроме вакуума, - имеет место хорошо знакомое нам притяжение. А вот в вакууме может быть что угодно: там e_вak + p_вak = 0, так что e_вak + 3p_вak = 2p_вak, и все зависит от знака давления. Если p_вak і 0 (и, значит, e_вak Ј 0), то качественно мало что меняется: вакуум или не повлияет никак, или же добавит в "общий котел" некоторое дополнительное равномерно размазанное по Вселенной притяжение. Но если p_вak < 0 (и, значит, e_вak > 0), то вакуум привнесет в этот "общий котел" антигравитационную составляющую - отталкивание, что совсем небезобидно. Дело в том, что, будучи равномерно размазанной по всему пространству, она с ростом расстояния станет все сильнее подавлять притяжение "локализованной" материи и рано или поздно обязательно возобладает в суммарном вкладе по всему объему, обеспечив, таким образом, выталкивание (а не притяжение!) материи за его пределы! По существу, именно это соображение положено в основу инфляционной модели, утверждающей, что в очень ранней Вселенной абсолютно доминировала огромная (положительная!) энергия вакуума, который по этой причине стремительно раздувался, а вещество появилось лишь позднее. Формально такой режим можно смоделировать математически, введя в уравнения ОТО положительную космологическую константу. Вакуум ОТО с ненулевой космологической константой давно и детально изучен и известен под названием "мир де-Ситтера". Его свойства весьма интересны и во многом парадоксальны, но их обсуждение увело бы нас в сторону. Интересно, однако, то, что уравнения ОТО с положительной космологической константой, включающие в себя не только гравитацию, но и антигравитацию, могли бы на первый взгляд пролить свет если не на физический смысл, то хотя бы на определенную математическую интерпретацию темной энергии. Но тут мы оказываемся перед лицом почти неразрешимой проблемы.