Таинственные явления природы и Вселенной

Гамов также понял, что уравнения Фридмана можно использовать для определения температуры и плотности Вселенной в любой момент времени. Например, спустя секунду после Большого взрыва температура составляет 1010 °C (10 млрд), а плотность — около 1 т/см³. Самая насыщенная событиями часть истории горячей Вселенной, для которой характерна быстрая смена поколений экзотических частиц, приходится как раз на первую секунду ее существования. В течение нескольких следующих минут образуются простейшие атомные ядра: водород, дейтерий, тритий, гелий-3 и гелий-4 (цифры обозначают число нуклонов — протонов и нейтронов, частиц, из которых состоят все атомные ядра). Процесс образования гелия начинается примерно через три минуты после Большого взрыва и завершается менее чем за минуту. Вселенная продолжает расширяться в жутком темпе, а плотность и температура очень быстро падают. После насыщенных событиями первых 3–4 мин темп космической драмы замедляется. С частицами вещества мало что происходит. Но зато существенные изменения происходят с излучением, наполняющим огненный шар.

Как нам известно еще из школьного курса физики, на макроскопическом (то есть на «человеческом») уровне излучение можно представить состоящим из электромагнитных волн — колеблющихся сгустков электрической и магнитной энергии. Волны разной частоты вызывают разные физические эффекты, и мы знаем их под разными названиями. Видимому свету соответствует лишь узкая полоска во всем электромагнитном спектре. Волны с более высокой частотой называют рентгеновским излучением, а еще более высокочастотные — гамма-лучами. Двигаясь по частотам вниз, мы встретим микроволны, а за ними радиоволны. Все они распространяются со скоростью света.

По мере остывания огненного шара интенсивность излучения снижается, а его частота постепенно сдвигается от гамма-лучей к рентгеновскому диапазону и далее, к видимому свету. Через 300 тыс. лет после Большого взрыва температура становится достаточно низкой, и электроны и ядра объединяются в атомы. До этого электромагнитные волны часто рассеивались на заряженных электронах и ядрах. Однако с нейтральными атомами излучение взаимодействует очень мало, так что теперь волны начинают свободно распространяться по Вселенной, практически ни на чем не рассеиваясь. Свет и вещество разделяются. Другими словами, Вселенная вдруг становится прозрачной для света.

Что происходит дальше с космическим излучением? Ничего особенного. Частота электромагнитных волн и соответствующая ей температура продолжат уменьшаться по мере расширения Вселенной. В момент образования нейтральных атомов температура излучения составляла 4000 °C, приблизительно как на поверхности Солнца. Окажись мы там (правда, было бы немного жарковато), мы бы увидели Вселенную залитой ярко-оранжевым светом. К моменту около 600 тыс. лет после Большого взрыва цвет сменился бы на красный. Еще через 400 тыс. лет излучение уходит за пределы видимого диапазона, в инфракрасную часть спектра. Так что для нас Вселенная погрузилась бы в полную темноту. Частота волн продолжает медленно уменьшаться, и к настоящему времени — то есть приблизительно через 14 млрд лет после Большого взрыва — она опускается до микроволнового диапазона.

Это то самое космическое микроволновое излучение с температурой около 3–5 К (градусов Кельвина), которое было открыто двумя американскими радиоастрономами Арно Пензиасом и Рудольфом Вильсоном в 1965 году. Таким образом, теория Большого Взрыва (которую можно назвать космологией Фридмана — Гамова), предсказавшая это излучение, получила блестящее экспериментальное доказательство.

Эта история подтверждается многочисленными данными наблюдений, и нет особых оснований сомневаться в том, что в целом она верна.

Поистине удивительно, что мы можем наблюдать Вселенную такой, какой она была 14 млрд лет назад, и точно описывать события, происходившие спустя долю секунды после Большого Взрыва. Очень, очень близко к точке начала. Что в действительности случилось в тот момент, по-прежнему остается загадкой. Но мы все-таки рискнем пойти дальше, вооружившись самыми последними достижениями космологической теории.

В 1671 году Исаак Ньютон представил на суд Королевского общества телескоп нового типа — рефлектор.

Инфляция: в экономике — плохо, в космологии — хорошо!

Картину эволюции Вселенной, которую мы только что описали, можно называть классической космологической теорией. Это название будет вполне правомерным. Ведь до Эйнштейна, Фридмана и Гамова никто из физиков даже не пытался заговорить об эволюции Вселенной в целом. А если пытались, то только как агностики. Они просто замечали: физика этими вопросами заниматься не может и не должна, здесь начинаются территории философии и теологии. И это несмотря на то, что физика в строгом научном, «теоретико-экспериментально-математическом» виде существовала уже более трех веков!