Почему небо темное. Как устроена Вселенная

Решетников Владимир Петрович

Оценка температуры реликтового излучения была получена Альфером и Херманом на основе относительно громоздких вычислений. Гамов не любил длинных вычислений, кроме того, он, по-видимому, полагал, что столь фундаментальный результат можно получить проще — из общих соображений. Поэтому, к удивлению своих учеников, он в последующие годы неоднократно возвращался к оценке современной температуры реликтового излучения, применяя для этого столь любимые им простые соображения и приближенные формулы [17] .

17

История одной из этих работ увлекательно описана А. Д. Черниным в статье «Как Гамов вычислил температуру реликтового излучения, или немного об искусстве теоретической физики» — см. Успехи физических наук, том 164, стр. 889, 1994.

В 1953 году на основе общих формул космологической динамики он получил 7 К, а в 1956 году — 6 К. Учитывая уровень развития космологии 1940-1950-х годов, согласие с

реальным значением (3 К) следует признать просто превосходным!

Итак, существование слабого «отблеска» Большого взрыва предсказано, но можно ли его обнаружить? Вопреки иногда встречающемуся мнению, пионеры понимали важность наблюдений реликтового излучения и даже предпринимали для этого некоторые шаги. Еще в конце 1940-х годов Альфер и Херман обсуждали этот вопрос с экспертами по радарам (при столь низкой температуре максимум излучения реликтового излучения должен был находиться в радиодиапазоне), но, очевидно, без успеха — в те годы радиоастрономия находилась еще в процессе становления! Как вспоминал Алан Сендидж, в середине 1950-х у него состоялся разговор с Джеймсом Фоллиным, который в то время сотрудничал с Альфером и Херманом. К своему удивлению Сендидж услышал, что они планируют использовать ракетные наблюдения для обнаружения предсказанного ранее «5 К» излучения. Сендидж, не очень поняв, о чем идет речь, не придал разговору особого значения. Как бы то ни было, к концу 1950-х годов у Гамова и его учеников изменились научные интересы, а их работы по первичному нуклеосинтезу и эволюции ранней Вселенной, и так не привлекшие особого внимания, были полностью забыты.

Дальнейшее хорошо известно и неоднократно описывалось в популярной литературе (см., например, «Первые три минуты» Стивена Вайнберга и книги И. Д. Новикова) в 1964 году сотрудники американской компании «Белл» Арно Пензиас и Роберт Вилсон [18] , работая с 20-футовой рупорной радиоантенной (Холмдел, США), совершенно случайно открыли реликтовое излучение. Определенный драматизм их открытию придало то, что существование реликтового излучения было незадолго до этого переоткрыто в работах американских и советских теоретиков, причем по соседству — в Принстоне — для поиска этого излучения уже было начато сооружение специальной антенны. Кроме того, как это было осознано позднее, реликтовое излучение фактически уже было открыто раньше, но, к сожалению, не узнано как таковое!

18

Иногда можно встретить утверждения, что Пензиас и Вилсон были радиоинженерами. Это не совсем так. Работая в компании, Пензиас и Вилсон занимались, конечно, и техническими вопросами, но их основные интересы лежали в области астрономии. Ко времени своей работы в «Белл» оба исследователя уже защитили диссертации по радиоастрономии — работа Пензиаса была посвящена исследованию радиоизлучения галактик в скоплениях, а Вилсон занимался изучением нашей собственной Галактики. Реликтовое излучение было открыто ими в ходе тестовых астрономических наблюдений.

Основными особенностями открытого Пензиасом и Вилсоном излучения были его удивительная изотропность (сигнал не зависел от направления антенны) и, как вскоре выяснилось в ходе новых наблюдений, чисто тепловой, соответствующий излучению абсолютно черного тела, спектр. Температура этого излучения составляла примерно 3 К, что хорошо согласовывалось с теоретическими расчетами ожидаемой в настоящую эпоху температуры. При такой температуре максимум излучения реликтового излучения приходится на длину волны около 2 мм (рис. 29).

Рис. 29. Спектр излучения космического микроволнового фонового излучения по данным спутника СОВЕ (по горизонтальной оси отложена длина волны излучения в миллиметрах, по вертикальной — интенсивность излучения). Точками показаны результаты измерений, непрерывная кривая — теоретический спектр излучения абсолютно черного тела с температурой = 2,725 К.

В настоящее время представление о реликтовом излучении и о его роли усложнилось. В эволюции Вселенной, помимо выделенной Гамовым переходной эпохи, был еще один очень важный этап — рекомбинация. Рекомбинация — это эпоха, когда первичная смесь заряженных ядер, электронов и фотонов охладилась до температуры примерно 3000 К и при этой температуре свободные электроны начали соединяться с протонами, образуя нейтральные атомы водорода [19] . C исчезновением свободных электронов Вселенная стала «прозрачной» для излучения, так как фотоны перестали на них рассеиваться и стали свободно распространяться в пространстве. Энергия их постепенно уменьшалась из-за космологического расширения. Именно эпоха рекомбинации — источник окружающих нас фотонов реликтового излучения. Другими словами, эпоха рекомбинации — последний период в эволюции горячей Вселенной, когда фотоны испытывали рассеяние на свободных электронах. (Этим, кстати, объясняется название «поверхность последнего рассеяния», упоминавшееся в параграфе 2.3.)

19

Температура рекомбинации в первом приближении определяется энергией связи атома водорода, равной 13.6 эВ (именно такая энергия требуется, чтобы ионизовать водород, «оторвать» от него электрон). Реальная рекомбинация (переход из плазменного в газообразное состояние) произошла при гораздо меньшей температуре (~0.3 эВ или ~3000

К). Основная причина — в эту эпоху плотность фотонов уменьшилась настолько, что процессы рекомбинации начали преобладать над процессами ионизации, то есть нейтральные атомы стали попросту «выживать». До этого времени образующиеся нейтральные атомы снова быстро ионизовывались.

Эпоха рекомбинации — это относительно короткий период времени. К моменту рекомбинации водорода (в первую очередь мы говорим о нем, пренебрегая влиянием гелия) прошло примерно 400 000 лет после начала космологического расширения (столько времени потребовалось, чтобы температура первичной плазмы упала до 3000 К), а длительность рекомбинации составила лишь несколько процентов этого времени. Красное смещение эпохи рекомбинации оценить очень просто: температура реликтового излучения при расширении падает (1 + z)-1, в эпоху рекомбинации температура составляла примерно 3000 К, современная температура равна 2.7 К, следовательно, красное смещение рекомбинации z ~ 3000/2.7 ~ 10³.

Любопытно, что эпохи рекомбинации и равенства плотностей энергии излучения и вещества («демаркационной точки» Гамова) относительно близки. По современным представлениям плотности энергии излучения и вещества сравнялись до эпохи рекомбинации — примерно через 105 лет после начала расширения Вселенной. Соответствующее красное смещение составляло z ~ 3000, температура 10⁴ К.

Чем важно открытие реликтового излучения и что оно дало для космологии? Реликтовое излучение — важнейший составной элемент картины горячей расширяющейся Вселенной. Если наши представления о структуре и эволюции Вселенной верны, то такое излучение и именно с такими наблюдаемыми свойствами (чисто тепловой спектр, температура ~3 К, изотропия) просто должно существовать. Именно поэтому открытие реликтового излучения привело к быстрому признанию модели Большого взрыва.

Не менее важно и то, что в модели расширяющейся Вселенной микроволновое фоновое излучение должно иметь ряд особенностей, поддающихся наблюдательной проверке и являющихся прямыми тестами самой этой модели. Одним из таких уже упоминавшихся свойств должен быть рост температуры излучения с увеличением z, то есть при движении в прошлое нашей Вселенной. Но как можно измерить температуру реликтового излучения в прошлые эпохи? Это, конечно, непросто, но все-таки возможно. Например, наблюдаемые свойства реликтового излучения в направлении далеких скоплений галактик, содержащих большое количество горячего межгалактического газа, несколько меняются — так называемый эффект Сюняева — Зельдовича [20] . Тщательные наблюдения этого эффекта позволяют оценивать температуру фонового излучения в эпоху, соответствующую красному смещению изучаемого скопления. Другой метод — анализ спектров далеких квазаров, в которых могут наблюдаться линии, источником возбуждения которых являются фотоны реликтового излучения. Эти способы не лишены проблем, их реализация сопряжена с большими трудностями, но, тем не менее, они дают вполне согласованные результаты — температура реликтового излучения растет с z и этот рост соответствует предсказаниям модели Большого взрыва (рис. 30). Тем самым мы получили еще одно доказательство реальности расширения Вселенной (см. параграф 2.2).

20

Этот эффект состоит в том, что фотоны микроволнового фонового излучения рассеиваются на горячем газе скоплений, что приводит к искажению наблюдаемого спектра реликтового излучения и к локальному уменьшению температуры реликтового фона в направлении на скопления.

Рис. 30. Зависимость температуры реликтового излучения от красного смещения (Джетсер и др. 2010). Данные для z < 1 получены по эффекту Сюняева-Зельдовича, для z > 1 использованы наблюдения абсорбционных спектров квазаров. Штриховой прямой показана зависимость (z) = 2.725 x (1 + z), предсказываемая моделью Большого взрыва.

Открытие реликтового излучения сразу же поставило перед учеными важную задачу. Фоновое излучение, как это следовало из теории и наблюдений, удивительно изотропно — его температура практически не зависит от направления на небе. Однако отклонения от изотропии должны наблюдаться. Ведь, с одной стороны, Земля обращается вокруг Солнца, Солнце движется относительно центра Галактики, сама наша Галактика летит в пространстве относительно ближайших звездных систем — в итоге реликтовое излучение должно быть чуть горячее по направлению результирующего вектора движения Земли и чуть холоднее в противоположном направлении. С другой стороны, в современную эпоху нас окружает большое разнообразие структур — звезды, галактики, группы галактик, скопления и сверхскопления, — которые должны были возникнуть за счет гравитационной неустойчивости из первичных возмущений плотности. В эпоху рекомбинации эти возмущения плотности вещества и, соответственно, температуры излучения уже должны были существовать. Возникает вопрос, каковы амплитуда и размер этих флуктуации? Ответ на него зависит от состава и крупномасштабных свойств нашей Вселенной и поэтому поиск и исследование флуктуации реликта — важнейший космологический тест.