Очевидно, что настолько простая картина не может быть полностью безошибочной, и сегодня главная деталь, на которой принято останавливаться, говоря о CMBR, состоит как раз в том, что электромагнитное волновое излучение не полностью однородно. В 1992 году спутник СОВЕ обнаружил слабые неоднородности в температуре реликтового излучения в границах небесного свода. Космологи догадывались, что они должны были существовать, иначе бы нас самих не существовало. Эти флуктуации многое рассказали ученым об истории формирования нашей галактики. Возможно, вы тоже сталкивались с картами, фиксирующими такие неоднородности, полученные со спутника COBE или его следующих модификаций. На одной из карт неба, предназначенной для широкой публики (данные были получены спутником «Планк», запущенным в 2009 году), можно увидеть колебания температур CMBR в беспрецедентном разрешении. И хотя эти колебания составляют всего лишь одну стотысячную градуса, их размер и форма стали ключом к разгадке тайны ранней Вселенной.
Почему же реликтовое излучение так для нас важно?
6
Первичный котел
Углерод, азот, кислород, кремний, железо – все эти элементы столь же привычны для нас, сколь и необходимы для нашего существования. Понимание того, что, собранные вместе, все они составляют намного меньше одного процента видимой массы Вселенной, несколько отрезвляет. Бо́льшую же ее часть, около 76 %, составляет легчайший элемент – водород, а остальные 24 % – гелий, второй по легкости элемент. Уже по этим цифрам можно судить, насколько глубоко астрономия позволяет нам проникать в суть вещей.
Одним из крупнейших прорывов XX века в области астрофизики стало понимание того, что звезды представляют собой своего рода ядерные печи, преобразующие водород в более тяжелые элементы, включая те, о которых только что было сказано. Время от времени вспышки сверхновых рассеивают их по просторам космоса, в результате чего рождаются еще более тяжелые элементы: свинец, золото, уран. В конце концов тяжелые элементы оказываются частью молодых солнечных систем, планет и нас с вами.
Все наши основные знания о составе звезд получены путем изучения их спектров излучения. Cпектр того или иного источника света представляет собой набор четких линий, соответствующих частоте, с которой химические элементы внутри этого источника излучают свет. Возьмем для примера гелий. На Земле большая часть гелия образуется в результате распада радиоактивных элементов в недрах планеты, а еще на присутствие гелия указывают спектры разных звезд. По сути, само название «гелий» происходит от греческого helios, что значит «солнце», ведь впервые этот элемент был обнаружен как раз в спектре Солнца в 1868 году. Современные наблюдения за самыми ранними звездами во Вселенной показывают, что в момент своего формирования они примерно на 24 % состояли из гелия и других легких элементов.
Поскольку ранние звезды уже на стадии образования содержали в себе большую часть гелия наряду с некоторым количеством иных легких элементов, возникает вопрос, как эти элементы образовались.
Надеясь объяснить их появление, в конце 1940-x годов физик Георгий Гамов вместе со своими коллегами предложил теорию, известную сегодня как Модель горячей Вселенной. Гамов достиг своей цели: его модель успешно объясняла обилие легких элементов, что сделало ее третьим (после открытия расширения Вселенной и CMBR) триумфом теории Большого взрыва и одним из ее главных столпов.
* * *
Сегодня теория формирования легких элементов на ранней стадии существования Вселенной известна как нуклеосинтез Большого взрыва, или первичный нуклеосинтез. Для нас она важна не только тем, что все ее тезисы прекрасно соответствуют результатам наблюдений за происходящим во Вселенной, но и тем, что само это соответствие демонстрирует, насколько успешно общая теория относительности работает вкупе с ядерной физикой. Кроме того, именно она позволяет нам ответить на вопрос, поставленный в конце предыдущей главы: почему CMBR – ключевое явление для космологии? В самом деле, еще до того, как был открыт космический микроволновый фон, Гамов и его коллеги догадались о существовании некоего источника тепла в космосе.
Котел, в котором образовывались первые элементы, – это модель Вселенной Фридмана из главы 4. Предполагается, что содержимое в нем было распределено равномерно и определяло скорость ее расширения. В самых общих чертах процесс формирования этих элементов довольно прост: возьми расширяющийся котел, добавь необходимые ингредиенты, вари.
На предыдущих страницах я пытался убедить вас, что в прошлом температура во Вселенной была выше, чем сейчас. И на самом деле: в течение нескольких минут после Большого взрыва Вселенная была достаточно раскалена, чтобы в ней начали происходить реакции ядерного синтеза, аналогичные реакциям на Солнце, которые превращали имевшиеся компоненты в гелий. Но по мере расширения Вселенной температура в ней падала, из-за чего процесс выработки гелия вскоре остановился. Как сказал сам Гамов, все произошло так быстро, что за это время вы едва бы успели сварить картошку. Так или иначе, 24 % гелия и другие известные нам химические элементы появились во Вселенной именно в этот короткий срок.
Однако предложенная выше картина все еще лишена полноты и детальности. Давайте же поговорим о деталях и постараемся отыскать в них дьявола. Для этого нам даже не придется прибегать к спекуляциям, ведь рассматриваемый нами вопрос не выходит за рамки классической физики.
Скажу честно: формально я все это время говорил о легких изотопах. Возможно, вы уже знаете: химические элементы отличаются количеством протонов в их ядре; а изотопы конкретного элемента отличаются количеством нейтронов. Обычное ядро водорода, например, состоит из одного-единственного протона, в то время как ядро дейтерия (его также называют тяжелым водородом), изотопа водорода, состоит из протона и нейтрона. Аналогичным образом обычный гелий состоит из двух протонов и двух нейтронов и называется гелий-4, тогда как гелий-3 включает в себя два протона и только один нейтрон.
А теперь представим, что наша цель – испечь в раскаленной печке столько изотопов, чтобы они стали видимыми посредством астрономических наблюдений. Сперва посмотрим на наши ингредиенты. Чтобы лишний раз не усложнять рецепт, возьмем содержимое Вселенной на раннем этапе ее существования: нейтроны, протоны и электроны, ведь именно они лежат в основе тех химических элементов, которые мы имеем сегодня. Варево будет готовиться теми самыми четырьмя сотнями фотонов, упакованными в кубический сантиметр (см. главу 5) и составляющими реликтовое излучение.
Наконец, нам потребуется еще один ингредиент: субатомная частица под названием нейтрино. Помимо фотонов, именно нейтрино являются легчайшими фундаментальными частицами. В природе они взаимодействуют с другими частицами с большим трудом. Нейтрино может преодолевать расстояния более светового года без остановки. Именно по этой причине