Мартин Рис - Всего шесть чисел. Главные силы, формирующие Вселенную [litres]

Если бы наша Вселенная с самого начала была полностью однородным и сглаженным образованием, то оставалась бы такой и во время расширения. После 10 млрд лет она состояла бы из рассеянной темной материи, а водород и гелий были бы так разрежены, что приходилось бы меньше одного атома на 1 м 3. Это было бы холодное и скучное место: никаких галактик, а следовательно – и никаких звезд, никакой периодической таблицы, никаких сложных структур и, разумеется, никаких людей. Но даже очень незначительные неоднородности на первоначальном этапе имеют большое значение, потому что в процессе расширения плотность контрастирует с увеличением размеров. Любой клочок, который имеет плотность хотя бы чуть выше средней, замедляется сильнее, потому что испытывает на себе бо́льшую силу тяготения; его расширение запаздывает все больше и больше по сравнению со средним значением. (По аналогии, если мы подбросим два мяча с чуть-чуть разными скоростями, их траектории вначале могут отличаться совсем незаметно. Более медленный мяч тем не менее полностью остановится и уже начнет падать, когда более быстрый мяч все еще будет двигаться вверх.) Тяготение усиливает самые крохотные неравномерности в практически однообразном огненном шаре, усугубляет противопоставление плотностей, пока более плотные районы не перестают расширяться и не начинают конденсироваться в структуры, которые удерживает притяжение.

Самые заметные структуры в космосе – звезды, галактики и скопления галактик – удерживаются тяготением. Мы можем оценить, с какой силой они стянуты вместе – или, что то же самое, сколько энергии потребуется, чтобы разрушить и рассеять их, – используя пропорцию их энергии массы покоя (mc 2). Для самых больших структур в нашей Вселенной – скоплений и сверхскоплений – результат равен примерно одной части к 100 000. Это безразмерное число – соотношение двух энергий, и мы называем его Q.

Тот факт, что число Q так мало (порядка 10 –5), означает, что тяготение на самом деле достаточно слабо действует в галактиках и их скоплениях. Таким образом, теория Ньютона достаточно хороша, чтобы описать, как звезды двигаются внутри галактик и как каждая галактика обращается по своей орбите под влиянием притяжения других галактик и темной материи внутри скопления. Малость Q также означает, что вполне допустимо рассматривать нашу Вселенную как приблизительно однородное образование: точно так же мы можем рассматривать земной шар как гладкий и круглый, если высота волн и неровностей на его поверхности составляет всего 1/100 000 радиуса (всего лишь 60 м для шара размером с Землю).

Неравномерности были «впечатаны» в ее структуру очень рано, еще до того как Вселенная «узнала» о галактиках и их скоплениях. Об их пропорциях (или, более того, о любом их параметре, который в нашей сегодняшней Вселенной считается значительным) нельзя ничего сказать. Проще всего предположить, что в первоначальной Вселенной ничто не выделялось по размеру, поэтому неравномерности были одинаковы в любых масштабах. Степень изначальной «шероховатости» каким-то образом сложилась, когда Вселенная имела микроскопический размер. О том, как это могло произойти, мы поговорим в следующей главе. Число Q принципиально важно для определения «консистенции» структуры нашей Вселенной, которая могла быть совершенно иной, если бы значение этого числа было намного больше или намного меньше.

В самом начале Вселенная была плотной и непрозрачной, похожей на раскаленный газ внутри звезды. Но после 0,5 млн лет расширения температура упала примерно до 3000 °C – чуть ниже, чем на поверхности Солнца. Когда Вселенная остыла еще сильнее, наступила буквально темная эра. Темнота царила до тех пор, пока не сформировались первые протогалактики и свет не появился снова.

Сейчас перед астрономами стоит трудная задача – узнать, как закончилась темная эра. В этом плане много надежд возлагается на космический телескоп нового поколения. Планируется, что у него будут детекторы красного света и инфракрасного излучения и зеркало диаметром 6,5 м (по сравнению с зеркалом диаметром всего 2,4 м у Космического телескопа имени Хаббла) [31] Космический телескоп им. Джеймса Вебба планируется к запуску в 2019 г. – Прим. науч. ред. .

Реликтовое излучение, оставшееся после Большого взрыва, – прямое послание из той эпохи, когда галактики существовали только в форме «зародышей». Чуть более плотные районы Вселенной расширялись медленнее среднего значения. Им было предрешено стать галактиками или их скоплениями. Другие, чуть менее плотные, были обречены стать пустотой. И температура реликтового излучения должна нести на себе отпечаток этих флуктуаций. Ожидаемый результат составляет одну часть из 100 000 – в точности то же самое значение, что и у Q, фундаментального числа, характеризующего неравномерность.