Разгадывая величайшую в мире загадку
9.09.2002 17:31 | Мартин Рис

Разгадывая величайшую в мире загадку

Мартин Рис

Институт астрономии, Кембриджский университет

(Статья опубликована в astro-ph/0103391,
Перевод Дмитрия Цветкова, ГАИШ)

На всем протяжении истории человечества вопросы о нашем существование и нашем месте в природе оставались вечными загадками. Только в 20-м веке астрономы и космологи полностью осознали размеры космоса и поняли физические законы, которые управляют им. Наша Земля является частью процесса эволюции, начавшейся задолго до рождения нашей солнечной системы - вплоть до первоначального события, которое создало наш расширяющийся космос примерно 12 миллиардов лет назад. Такие понятия, как квазары, черные дыры, нейтронные звезды и Большой взрыв вошли в общеупотребляемый словарь, но рано пока говорить об их общем понимании. Фундаментальные вопросы о нашей Вселенной, долгое время остававшиеся областью предположений, теперь становятся предметом эмпирической науки.

1. Гравитация, Общая теория относительности, нейтронные звезды и черные дыры

Гравитация является основным предметом многих из этих вопросов. Это - определяющая сила в космосе. Она удерживает планеты на их орбитах, связывает звезды и галактики, определяет судьбу нашей Вселенной. Созданное Исааком Ньютоном в 17-м веке теоретическое описание гравитации остается достаточно точным, чтобы вычислять траектории космических кораблей при полетах к Марсу, Юпитеру и еще дальше. Но после 1905 г., когда Альберт Эйнштейн показал в специальной теории относительности, что моментальная передача информации невозможна, физики поняли, что законы Ньютона перестанут быть адекватными, когда скорость вызванного гравитацией движения приблизится к скорости света. Однако, общая теория относительности Эйнштейна (опубликованная в 1916 г.), достаточно последовательно описывает даже те ситуации, когда гравитация чрезвычайно сильна.

Общую теорию относительности рассматривают как один из двух столпов физики 20-го века; второй - это квантовая теория, революция в представлениях, предвосхитившая наше современное понимание атомов и их ядер. Интеллектуальный подвиг Эйнштейна был особенно впечатляющим, так как, в отличие от пионеров квантовой теории, у него не было стимула в виде экспериментальной проблемы.

Только через 50 лет астрономы открыли объекты с достаточно сильным гравитационным полем, в котором могли проявиться наиболее характерные и яркие особенности теории Эйнштейна. В начале 60-х годов были обнаружены объекты с очень большой светимостью - квазары. Казалось, что для них необходим еще более эффективный источник энергии, чем ядерный синтез, благодаря которому светят звезды; гравитационный коллапс казался наиболее привлекательным объяснением. Американский теоретик Томас Голд выразил возбуждение, охватившее тогда теоретиков. В послеобеденном докладе на первой большой конференции о новом объекте релятивистской астрофизики, которая состоялась в Далласе в 1963 г., он сказал: "Релятивисты с их изощренными работами не только являются блестящим украшением культуры, но они могут быть полезны науке! Все довольны: релятивисты, которые чувствуют, что их труд признан, что они неожиданно стали экспертами в области, о существовании которой они и не подозревали; астрофизики, которые расширили свое поле деятельности... Все это очень приятно, будем надеяться, что это правильно."

Наблюдения, использующие новые методы радио- и рентгеновской астрономии, поддержали оптимизм Голда. В 1950-х лучшие оптические телескопы мира были сосредоточены в Соединенных Штатах, в особенности в Калифорнии. Это перемещение из Европы произошло как из-за климатических, так и из-за финансовых причин. Однако радиоволны из космоса могут проходить сквозь облака, поэтому в Европе и Австралии новая наука - радиоастрономия - могла развиваться, не испытывая влияния погодных условий.

Некоторые из самых сильных источников космического радиошума были идентифицированы. Одним была Крабовидная туманность - расширяющиеся остатки взрыва сверхновой, которую восточные астрономы наблюдали в 1054 г. Другие источники были удаленными внегалактическими объектами, в которых, как мы теперь понимаем, выработка энергии осуществлялась около гигантских черных дыр. Эти открытия были неожиданными. Физические процессы, ответственные за излучение радиоволн, которые сейчас достаточно хорошо поняты, не были предсказаны.

Самым замечтельным неожиданным достижением радиоастрономии было открытие нейтронных звезд в 1967 г. Энтони Хьюишем и Джоселин Белл. Эти звезды - плотные остатки, остающиеся в центре после некоторых взрывов сверхновых. Они были открыты как пульсары: они вращаются (иногда с частотой несколько раз в секунду) и испускают мощный луч радиоволн, который проходит через нашу линию зрения один раз за оборот. Важность нейтронных звезд заключается в их экстремальных физических условиях: колоссальных плотностях, сильных магнитных и гравитационных полях.

В 1969 г. очень быстрый (30 Гц) пульсар был обнаружен в центре Крабовидной туманности. Тщательные наблюдения показали, что частота импульсов постепенно уменьшается. Это было естественным, если энергия вращения звезды постепенно преобразуется в ветер из частиц, которые поддерживают свечение туманности в голубом свете. Интересно, что частота импульсов пульсара - 30 в секунду - так высока, что глаз видит его как постоянный источник. Если бы он был таким же ярким, но вращался медленнее - скажем, 10 раз в секунду - замечательные свойства этой маленькой звезды могли бы быть открыты еще 70 лет назад. Как изменилось бы развитие физики 20-го века, если бы сверхплотное вещество было открыто в 1920-х годах, до того как нейтроны были открыты на Земле? Хотя этого никто не знает, несомненно, что важность астрономии для фундаментальной физики была бы осознана гораздо раньше.

Нейтронные звезды были обнаружены случайно. Никто не ожидал, что они будут излучать такие сильные и четкие радиоимпульсы. Если бы теоретиков в начале 1960-х годов спросили, как лучше всего обнаружить нейтронные звезды, большинство предложило бы искать рентгеновское излучение. Действительно, если нейтронные звезды излучают столько же энергии, как и обычные звезды, с гораздо меньшей площади, они должны быть достаточно горячими, чтобы испускать рентгеновские лучи. Таким образом, казалось, что астрономы, работающие в рентгеновском диапазоне, имели лучшие возможности открыть нейтронные звезды.

Рентгеновские лучи от космических объектов, однако, поглощаются в земной атмосфере, и могут наблюдаться только из космоса. Рентгеновская астрономия, как и радиоастрономия, получила импульс к развитию в результате использования военных технологий и опыта. В этой области ученые из США заняли лидирующее положение, в особенности покойный Герберт Фридман и его коллеги из Военно-морской исследовательской лаборатории США. Их первые рентгеновские детекторы, установленные на ракетах, работали только по несколько минут, перед тем как упасть на землю. Большого прогресса рентгеновская астрономия добилась в 1970-х годах, когда НАСА запустило первый рентгеновский спутник, который собирал информацию в течение нескольких лет. Этот проект и многие последовавшие за ним показали, что рентгеновская астрономия открыла важное новое окно во Вселенную.

Рентгеновские лучи излучаются необычно горячим газом и особенно мощными источниками. Поэтому на рентгеновской карте неба выделяются самые горячие и самые мощные объекты в космосе. Среди них - нейтронные звезды, в которых масса, по крайней мере не меньшая массы Солнца, сосредоточена в объеме с диаметром немногим больше 10 километров. Сила тяготения на них так сильна, что релятивистские поправки доходят до 30%.

В настоящее время предполагается, что некоторые остатки звезд при коллапсе могут превзойти плотность нейтронных звезд и превратиться в черные дыры, которые искажают время и пространство еще больше, чем нейтронные звезды. Астронавт, который отважится попасть внутрь горизонта черной дыры, не сможет передать световые сигналы в окружающий мир - как будто само пространство засасывается внутрь быстрее, чем свет движется через него. Внешний наблюдатель никогда не узнает окончательную участь астронавта. Ему будет казаться, что любые часы, падая внутрь, будут идти все медленнее и медленнее. Так и астронавт будет как бы пригвозджен к горизонту, остановившись во времени.

Российские теоретики Яков Зельдович и Игорь Новиков, исследовавшие, как искажается время около сколлапсировавших объектов, предложили в начале 1960-х термин "замерзшие звезды". Термин "черная дыра" был введен в употребление в 1968 г., когда Джон Уилер описал, как "свет и частицы, падающие снаружи... падают на черную дыру, только увеличивая ее массу и гравитационное притяжение".

Черные дыры, которые являются финальным эволюционным состоянием звезд, имеют радиусы от 10 до 50 километров. Но сейчас существуют убедительные свидетельства того, что черные дыры с массами в миллионы или даже миллиарды масс Солнца, существуют в центрах большинства галактик. Некоторые из них проявляют себя как квазары - сгустки энергии, которые светят ярче всех звезд галактик, в которых они находятся, или как мощные источники космического радиоизлучения. Другие, включая черную дыру в центре нашей Галактики, не проявляют такой активности, но влияют на орбиты звезд, подходящих близко к ним.

Черные дыры, если смотреть на них извне, являются стандартизированными объектами: не существует признаков, по которым можно было бы определить, как образовалась определенная черная дыра или какие объекты поглощены ей. В 1963 г. новозеландец Рой Керр обнаружил решение уравнений Эйнштейна, которые описывали сколлапсировавший вращающийся объект. "Решение Керра" приобрело очень важное значение, когда теоретики поняли, что оно описывает пространство-время около любой черной дыры. Коллапсирующий объект быстро приходит в стандартизированное состояние, характеризуемое всего двумя числами, измеряющими его массу и спин. Роджер Пенроуз, специалист в математической физике, который, возможно, сделал больше всех для возрождения теории относительности в 1960-х, заметил: "Есть какая-то ирония в том, что для самого странного и наименее знакомого астрофизического объекта - черной дыры - наша теоретическая картина наиболее полна".

Обнаружение черных дыр проложило путь к проверке самых замечательных следствий теории Эйнштейна. Излучение таких объектов обусловлено в основном горячим газом, падающим по спирали в "гравитационную яму". Оно показывает сильный эффект Доплера, а также имеет дополнительное красное смещение из-за сильного гравитационного поля. Спектроскопическое исследование этого излучения, в особенности рентгеновского, позволит прозондировать поток очень близко к черной дыре и определить, согласуется ли форма пространства с предсказаниями теории.

2. Расширяющаяся Вселенная

В нашем Млечном Пути находится около 100 миллиардов звезд, в основном в диске, вращающемся вокруг центрального сгущения. До 1920-х годов о более удаленных частях Вселенной ничего не было известно, но сейчас мы знаем, что наша Галактика - одна из миллиардов подобных ей.

Большинство галактик находится в группах и скоплениях, которые связаны силами гравитации. Наша Местная Группа, имеющая в поперечнике несколько миллионов световых лет, включает Млечный Путь и Туманность Андромеды, а также 34 меньшие галактики. Эта группа расположена около края скопления в Деве - архипелага из нескольких сотен галактик, центр которого находится на расстоянии 50 миллионов световых лет. Скопления и группы объединяются в еще большие структуры. Так называемая Великая Стена - имеющее форму листа множество галактик на расстоянии около 200 миллионов световых лет - это ближайшее и наиболее выделяющееся из этих гигантских образований.

Возможно, наиболее важный широко известный факт о нашей Вселенной - это то, что все галактики (кроме нескольких близких галактик Местной Группы) удаляются от нас. Более того, красное смещение - мера скорости удаления - больше для слабых, далеких галактик. Мы живем в расширяющейся Вселенной, где с течением времени скопления галактик все дальше удаляются друг от друга, становясь все более редкими в пространстве.

Простое соотношение между красным смещением и расстоянием названо в честь Эдвина Хаббла, который первым установил этот закон в 1929 г. Хаббл мог изучать только относительно близкие галактики, скорость удаления которых была меньше 1% скорости света. Благодаря техническому прогрессу и большим телескопам, в настоящее время такие данные получены для галактик, скорость которых составляет значительную долю скорости света. Концептуально предпочтительно объяснять красное смещение "растяжением" пространства, когда свет проходит через него. Величина красного смещения - другими словами, величина растяжения световых волн - говорит нам, насколько расширилась Вселенная, пока свет дошел до нас.

Модели расширяющейся однородной Вселенной, некоторые из которых были основаны на общей теории относительности Эйнштейна, были разработаны в 1920-х и 30-х годах. Но в то время было мало количественных сведений о том, насколько в действительности однородна наша Вселенная. Еще меньше была возможность выбора между альтернативными моделями.

В настоящее время астрономы наблюдают много скоплений, подобных скоплению в Деве, и много структур, похожих на Великую Стену. Но более глубокие обзоры, по-видимому, не обнаруживают более крупных структур. В куб со стороной 200 миллионов световых лет (это расстояние все еще мало по сравнению с горизонтом наших наблюдений, до которого около 10 миллиардов световых лет) поместятся самые большие структурные образования. Такой куб, в каком бы месте Вселенной его не поместить, будет содержать примерно одинаковое количество галактик, статистически сходным образом сгруппированных в скопления, структуры типа волокон и другие образования.

Даже самые большие наблюдаемые космические структуры малы по сравнению с расстоянием, достижимым для наших телескопов. Это создает возможности для космологических исследований, позволяя нам определять средние свойства нашей Вселенной и использовать простые однородные модели как разумные приближения.

В 1950-х годах Аллен Сэндидж был единственным, кто утверждал, что 5-метровый Паломарский телескоп может исследовать достаточно далекий космос и, следовательно, достаточно отдаленное прошлое, чтобы проверить космологические модели. Чтобы обнаружить изменения скорости расширения или эволюцию населения галактик, необходимо наблюдать объекты, находящиеся так далеко, что свет от них идет до нас миллиарды лет.

За последние 40 лет создание более совершенных, обладающих большими возможностями телескопов и наблюдательной аппаратуры сделали это возможным. Более дюжины телескопов с 4-х метровыми зеркалами были построены в 1970-х и 80-х годах. Замена фотографических пластинок, квантовая эффективность которых не превосходила 1%, на твердотельные детекторы с эффективностью до 80% намного увеличила возможности обнаружения слабых и далеких объектов. Новое поколение еще больших телескопов (первые из них - два телескопа Кека на Гавайях) сейчас вступает в строй. Возможно, самый впечатляющий из них - это Очень Большой телескоп (названный без особого воображения) - группа из четырех телескопов, каждый с зеркалом диаметром 8.2 метра, сооруженный в Чилийских Андах консорциумом европейских стран. Этот инструмент не только собирает больше света, чем все предшествовавшие телескопы, но также должен давать более четкие изображения, компенсируя атмосферные флуктуации и связывая телескопы вместе, чтобы они работали как интерферометр.

Значительный прогресс достигнут в наблюдениях из космоса. Космический телескоп им.Хаббла, который в начале преследовали отсрочки, дефекты и перерасход средств, все же оправдал надежды, которые на него возлагали астрономы. Изображения Хаббловского поля глубокого обзора - полученные непрерывным слежением за маленьким клочком неба в течение нескольких суток - показывают буквально сотни слабых пятнышек, несмотря на то что поле зрения настолько мало, что покрывает на небе меньше 1/100 площади полной Луны. Каждое пятнышко - это целая галактика, размером в тысячи световых лет, которые выглядят такими слабыми и маленькими на огромном расстоянии. Мы наблюдаем эти далекие галактики на очень примитивной стадии эволюции. У них еще очень простой химический состав: очень мало кислорода, углерода и других элементов, из которых состоят планеты, а значит очень малы шансы возникновения жизни.

Теперь у нас есть изображения, которые переносят нас на миллиарды лет назад во времени, в эпоху, когда формировались первые галактики. Возможно, что первые звезды образовались еще раньше, в структурах, меньших чем существующие сейчас галактики, которые не могут обнаружить даже самые большие в настоящее время телескопы.

3. "Ископаемые" горячего начала

Как насчет еще более отдаленной эпохи, перед тем как образовались первые звезды? В конце 1920-х бельгийский священник Жорж Леметр, обучавшийся в Массачусетском Технологическом институте, и Александр Фридман в России были пионерами идеи, что все началось в плотном состоянии и структура развивалась по мере расширения. Леметр писал: "Эволюция Вселенной может быть похожа на показ фейерверка, который только что закончился: еще несколько огоньков, пепел и дым. Стоя на хорошо остывшей золе, мы видим угасание солнц и пытаемся оживить исчезнувший блеск начала миров".

Этот "исчезнувший блеск" был обнаружен в 1965 г. Арно Пензиас и Роберт Вильсон, два ученых из Телефонных лабораторий Белла, стараясь уменьшить шум антенны в Холмделе, Нью-Джерси, случайно обнаружили, что все пространство немного подогрето микроволнами, не имеющими видимого источника.

В 1990 г. Джон Мэзер и его коллеги, используя спутник НАСА Исследователь космического фона (СОВЕ) показали, что спектр микроволнового фона соответствует закону излучения черного тела с точностью 0.01%, что и следовало ожидать, если он действительно был остатком стадии "огненного шара", когда все вещество в нашей Вселенной было сжатым, очень горячим, плотным и непрозрачным. Космическое расширение должно было охладить первоначальное излучение, уменьшить его плотность и изменить длины волн, но оно все равно должно остаться, заполняя все пространство.

Температура фона в настоящее время - только 2.728 градуса выше абсолютного нуля, но он содержит удивительно большое количество тепла: 412 миллионов квантов излучения (фотонов) в каждом кубическом метре современной Вселенной. Для сравнения, если вещество всех наблюдаемых звезд и всего газа во Вселенной равномерно распределить в пространстве, то его плотность окажется всего 0.2 атома в кубическом метре - более чем в миллиард раз меньше, чем плотность фотонов.

Согласно теории Большого взрыва, все вещество должно было быть сжатым и нагретым сильнее, чем в центрах звезд - наверняка достаточно горячо для ядерных реакций. Самые важные из этих реакций происходят при температуре примерно в миллиард градусов. Однако, Вселенная остыла ниже этой температуры за три минуты, и (к счастью для нас) этого времени не хватило на то, чтобы превратить первоначальное вещество в железо, как это происходит в самых горячих звездах, и даже в углерод, кислород и т.д.

Это противоречило предположению Георгия Гамова, что вся Периодическая таблица была "сварена" в ранней Вселенной. В 1950-х годах Фред Хойл, Уильям Фаулер, Джеффри и Маргарет Бербиджи и, независимо, Алистер Камерон развивали альтернативную схему, которая количественно объяснила почти всю Периодическую таблицу как результат ядерного синтеза в звездах и сверхновых. После поздних усовершенствований этой модели рассчитанная смесь атомов удовлетворительно совпадает с наблюдаемыми пропорциями.

Самые старые звезды, которые образовались из газа на ранней стадии истории галактик, когда он был менее "загрязнен", действительно показывают дефицит тяжелых элементов, как и предсказывает теория звездного нуклеосинтеза. Однако, даже в самых старых объектах содержится от 23% до 24% гелия: не обнаружено звезды, галактики или туманности, где содержание гелия было бы меньше этого значения. Кажется, что галактики начали образовываться не из чистого водорода, а из смеси водорода и гелия.

Теория "Горячего Большого взрыва" удачно решает эту проблему. Реакции на горячей ранней стадии могут превратить примерно 23% водорода в гелий, но Вселенная остывала так быстро, что не хватило времени на синтез более тяжелых элементов Периодической системы (за исключением небольшого количества лития). Объяснение происхождения большей части космического гелия Большим взрывом таким образом решило долго стоявшую проблему - почему его так много, и почему его обилие так однородно. Это побудило космологов серьезно относиться к первым секундам космической истории.

Другой продукт Большого взрыва - это дейтерий (тяжелый водород). Обилие дейтерия по отношению к водороду до недавнего времени было плохо известно. Однако это отношение теперь измерено на Юпитере, в межзвездном газе и в далеких межгалактических облаках, и его значение - около 1/50000. Происхождение даже этого небольшого количества представляет собой проблему, так как дейтерий в звездах скорее уничтожается, чем образуется. Как ядерное топливо, его легче поджечь, чем обычный водород, поэтому только что образовавшиеся звезды сжигают дейтерий во время своего начального сжатия, до перехода к продолжительной стадии горения водорода.

Если мы примем среднюю плотность Вселенной в настоящее время - 0.2 атома на кубический метр и вычислим, какая смесь атомов должна образоваться из остывающего огненного шара, мы обнаружим, что пропорции водорода, дейтерия и гелия (и, в качестве бонуса, также и лития) согласуются с данными наблюдений. Это очень обнадеживает, потому что наблюдаемые обилия могли совершенно не совпадать с предсказаниями любой теории Большого взрыва; или же они могли совпадать, но только для плотности, которая была бы намного больше или меньше пределов, допустимых