Виктор Стенджер - Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса

Программа-симулятор Большого взрыва под названием CMBFAST, написанная Урошем Сельяком и Матиасом Зальдарриагой, широко используется для совмещения данных по анизотропии и поляризации реликтового излучения с различными моделями {297} 297 Seljak Uros and Zaldarriaga Matias. A Line of Sight Approach to Cosmic Microwave Background Anisotropics // Astrophysical Journal, 469,1996:437–444. . Давайте же посмотрим на модель, которая все еще впечатляюще хорошо описывает все имеющиеся данные, хотя по мере совершенствования базы данных будут появляться все более сложные и глубокие модели.

По мере того как благодаря сотрудничеству астрономов-наблюдателей и астрофизиков появлялись все более точные данные измерений угловых спектров мощности и поляризации реликтового излучения, а также другие выдающиеся астрономические наблюдения, такие как ускоренное расширение Вселенной и паутинная галактическая структура, физики-теоретики и космологи занимались разработкой моделей, призванных описать полученные данные на языке фундаментальной физической науки.

Сравнительно простая модель, которую использовали для описания данных, полученных обсерваторией WMAP на 2005 год, называется моделью LCDM с шестью параметрами. Эта модель предполагает, что Вселенная состоит из барионной (атомной) материи, холодной темной материи (CDM) и темной энергии (L), являющейся результатом действия космологической постоянной. Параметры модели таковы:

♦ Ω b— плотность барионной материи по отношению к критической плотности;

♦ Ω c— плотность холодной темной материи по отношению к критической плотности;

♦ Ω L— плотность темной энергии по отношению к критической плотности;

♦ n — спектральный индекс, характеризующий первичную флуктуацию спектральной плотности (см. главу 11);

♦ А — амплитуда первичной флуктуации;

♦ τ — оптическая толща на момент реионизации.

Явление реионизации до сих пор не упоминалось. Чтобы описать его, мне придется подробнее рассказать о развитии Вселенной от момента последнего рассеяния до формирования первых звезд, которое станет важной частью этой истории.

Сразу после рассеяния фотонов, на 380 000-м году своего существования, Вселенная представляла собой шар горячего газа, состоящего из атомов (в основном водорода и гелия), наряду с газом из фотонов, более не вступающим во взаимодействие, и все это имело одну и ту же температуру — 3000 К. Эта температура соответствует пиковой длине волны около 1 мкм, лежащей в околоинфракрасной части спектра черного тела. Однако, поскольку этот спектр довольно широк, во Вселенной все еще остается много видимого света и небеса имеют яркооранжевый цвет.

По мере того как газовый шар расширялся, обе его составляющие синхронно остывали, их спектральные пики приходились на все более и более длинные волны и небо становилось все краснее, пока примерно через 6 млн. лет после своего рождения Вселенная почти не перестала испускать видимый свет. Последовавший за этим период, названный Темными веками, длился несколько сотен миллионов лет, пока не сформировались первые звезды и во Вселенной снова не появился видимый свет.

Темная материя тоже расширялась. Когда она остыла, то стала формировать сгустки, вследствие чего менее массивная атомная материя также начала сгущаться вместе с ней. Поскольку темная материя слабо взаимодействует с остальным веществом, ее сгущение не привело к какой-либо потере энергии. Атомы же чаще сталкивались друг с другом, вследствие чего энергия рассеивалась и они остывали быстрее, чем это происходило бы вследствие одного только расширения Вселенной. Благодаря этому собственной гравитации атомов вместе с гравитацией темной материи стало еще проще сжимать атомное вещество все сильнее. Таким образом, внутри более холодной окружающей среды формировались горячие плотные ядра. В итоге температура и давление этих ядер достигли уровня, достаточного для того, чтобы запустилась реакция термоядерного синтеза и начался процесс формирования звезд.