Это самый старый и самый удалённый от нас свет. Но где конкретно он находится?
Сказано было, чтобы мы позволили нашему свету просто светить, и тогда нам не нужно будет рассказывать всем о том, что он светит. Маяки не стреляют из пушек, дабы привлечь внимание к их свету – они просто светят.
— Дуайт Л. Муди
Если взглянуть на удалённые части Вселенной, вы будете смотреть в прошлое, из-за того, что скорость света конечна, хотя и очень велика. Так что, посмотрев на самый дальний объект из видимых, на самый первый свет, воспринимаемый нашим оборудованием, мы должны чего-то достичь. В случае с нашей Вселенной, насколько мы знаем, это будет остаточное свечение Большого взрыва: космическое микроволновое фоновое излучение. Все вы отправили большое количество вопросов, и на этой неделе я решил ответить на вопрос Дэвида Инглиша:
Мы видим популярное изображение КМФИ в виде глобуса. Оно нас окружает. Как я понимаю, что КМФИ – это самое раннее изображение Вселенной. Поскольку мы смотрим в прошлое, когда наблюдаем удалённые объекты, то КМФИ по логике должно быть самым дальним из всех. Это значит, что КМФИ находится в конце Вселенной, но это ведь не так. Пространство бесконечно, насколько мы знаем, и его грань мы не видим. Так где же это КМФИ, если не у конца Вселенной?
Начнём с самого Большого взрыва, чтобы затем прийти к КМФИ.
Когда начался горячий Большой взрыв – после космической инфляции, продолжавшейся неопределённый период времени – у Вселенной были следующие свойства:
• Она была большой. Скорее всего, гораздо больше (по меньшей мере, в сотни раз), чем обозреваемая нами часть.
• Она была очень однородной – с одинаковой плотностью энергии – в среднем для 1 части из 10 000.
• Она была очень горячей. Энергия была, по меньшей мере, в 10 000 000 раз больше, чем самые большие уровни, достижимые на Большом адронном коллайдере.
• Она была ещё и плотной. Плотности излучения, материи и антиматерии были в триллионы триллионов раз больше, чем у ядра урана.
• И ещё она очень быстро расширялась и охлаждалась при этом.
Вот с этого мы и начали. Это наше прошлое 13,8 миллиарда лет назад.
Но с расширением и охлаждением, в нашей космической истории произошло несколько удивительных вещей, причём везде одновременно. Нестабильные пары материи/антиматерии аннигилировали, когда Вселенная остыла ниже температурного порога, необходимого для их спонтанного появления. В итоге мы остались с небольшим количеством материи, которая каким-то образом стала преобладать над антиматерией.
С уменьшением температуры стал происходить ядерный синтез между протонами и нейтронами, что привело к появлению более тяжёлых элементов. И хотя много времени – от 3 до 4 минут (а в ранней Вселенной это целая жизнь) – ушло на формирование дейтерия, первого шага (дейтрон составляют один протон и один нейтрон) во всех ядерных реакциях, с этого момента у нас появляется большое количество гелия и водорода, а также небольшое количество лития.
Первые элементы Вселенной формировались здесь, в море нейтронов, фотонов и ионизированных электронов.
Требуются энергии порядка нескольких МэВ для синтеза тяжёлых элементов из лёгких, но если вам нужно сформировать нейтральные атомы, необходимо, чтобы энергия упала до нескольких эВ – примерно в миллион раз.
Формирование нейтральных атомов очень важно для того, чтобы можно было увидеть происходящее. Поскольку вне зависимости от количества имеющегося света, если ему будут мешать огромные плотные стада электронов, плавающих вокруг, этот свет будет рассеиваться на них согласно процессу, известному как рассеяние Томсона (а для высоких энергий – Комптона).
И пока у вас достаточно большая плотность свободных электронов, весь этот свет, почти что вне зависимости от энергии, будет отражаться и рассеиваться, обмениваться энергией и уничтожать в столкновениях любую информацию (а точнее, рандомизировать). Пока не появятся нейтральные атомы, которые задержат электроны, чтобы фотоны могли свободно путешествовать, ничего нельзя будет «увидеть» (по крайней мере, не при помощи света).
Получается, что для этого Вселенной нужно охладиться до температуры в 3000 К. Фотонов гораздо больше, чем электронов (примерно в миллиард раз), поэтому нужно достичь такой «сверхнизкой» температуры, чтобы самые высокоэнергетические из фотонов – те, у которых есть энергия для ионизации водорода – опустятся ниже этой планки критической энергии. К тому времени Вселенной уже наступило 380 000 лет, а сам процесс длился порядка 100 000 лет.
Случается это везде одновременно, постепенно, и по окончанию процесса весь свет Вселенной, наконец, получает возможность лететь наружу во всех направлениях со скоростью света. КМФИ было испущено, когда Вселенной было 380 000 лет, и в момент испускания это был не «микроволновой» свет: он был инфракрасным, с некоторыми порциями такой большой температуры, что его можно было бы увидеть человеческим глазом, если бы тогда было, кому смотреть на него.
У нас есть достаточно доказательств того, что температура КМФИ в прошлом была выше; забираясь в области всё более сильного красного смещения, мы именно это и наблюдаем.
Экстраполяция в прошлое того, что мы сегодня видим – фона в 2,725 К, испущенного со смещением z = 1089, показывает, что в момент испускания КМФИ у него была температура в 2940 К. КМФИ – это не край Вселенной, но «край» того, что мы можем видеть.
Когда мы смотрим на КМФИ, мы обнаруживаем в нём и флюктуации: районы повышенной плотности (более «синие», или холодные) и пониженной (более «красные», или горячие), представляющие небольшие отклонения от идеальной однородности.
Это хорошо по двум причинам:
1. Эти флюктуации были предсказаны инфляцией, и была предсказана их независимость от масштаба. Это было в 1980-х; наблюдения и подтверждения этих флюктуаций при помощи спутников в 90-х (COBE), 00-х (WMAP) и 10-х (Planck) подтвердили теорию инфляции.
2. Эти флюктуации с появлением регионов плотности выше и ниже средней, обязательны для появления крупномасштабных структур – звёзд, галактик, групп, скоплений и нитей – разделённых огромными космическими войдами.
Без этих флюктуаций у нас не появилась бы такая Вселенная.
И тем не менее, хотя свет от КМФИ берёт начало с момента, когда Вселенной было 380 000 лет, наблюдаемый нами на Земле свет постоянно меняется. Видите ли, Вселенной около 13,8 миллиарда лет, и хотя динозавры – если бы они построили микроволновые радиотелескопы – могли бы наблюдать КМФИ самостоятельно, оно было бы немного другим.
Оно было бы горячее на несколько миллиКельвинов, поскольку несколько сотен миллионов лет назад Вселенная была моложе, но, что более важно, картина флюктуаций сильно отличалась бы от сегодняшней. Не статистически: общая величина или спектр горячих или холодных областей были бы примерно такими же (в границах космических изменений), как сегодня. Но то, что сегодня горячее или холодное, практически не было бы связано с тем, что было бы горячим или холодным одну или две сотни тысяч лет назад, а уж тем более, сотню миллионов.
Когда мы смотрим на Вселенную, то КМФИ присутствует везде, во всех направлениях. Оно существует для всех наблюдателей во всех точках, и постоянно излучается в любых направлениях из источника, который наблюдается, как «поверхность последнего рассеяния». Если мы подождём достаточно долго, мы увидим не просто фото Вселенной в младенчестве, а целый фильм, который позволил бы нам составить карту более и менее плотных регионов в трёх измерениях с течением времени! В теории, мы можем экстраполировать это в будущее, поскольку микроволновое излучение переходит в радиоспектр, когда плотность фотонов падает от 411 на кубический сантиметр до десятков, до единиц, и вплоть до миллионных долей от сегодняшней плотности. Излучение никуда не денется, покуда мы сможем построить достаточно большие и чувствительные телескопы для его обнаружения.
Так что КМФИ – это не конец Вселенной, а граница того, что мы можем видеть, как по расстоянию (как далеко мы забираемся), так и по времени (как далеко в прошлое мы смотрим). Теоретически есть надежда, что мы можем забраться ещё дальше в прошлое.
Хотя свет ограничен возрастом в 380 000 лет, нейтрино и антинейтрино, созданные во время Большого взрыва, свободно и практически без ограничений путешествовали с того времени, как Вселенной исполнилось от одной до трёх секунд! Если мы сможем построить детектор, достаточно чувствительный для измерения и составления карты космического нейтринного фона (КНФ), мы сможем заглянуть назад ещё дальше: в разы ближе к началу горячего Большого взрыва. Эти энергии очень малы – несколько сотен мкэВ – но они должны существовать. Они просто ждут, когда мы придумаем, как их найти.
Так что, Дэвид, мы видим не край Вселенной, и даже не самую далёкую вещь из доступных. Это всего лишь – с учётом ограничений наших технологий и знаний – самая дальняя вещь, которую мы можем увидеть на сегодняшний день. И она постоянно отдаляется. По мере старения Вселенной мы заглядываем глубже и глубже в прошлое. Как сказал однажды Мэттью Макконахи, «Я старею, а они остаются того же возраста».
Так и со Вселенной: мы стареем, но КМФИ остаётся того же возраста.
Спасибо за прекрасный вопрос, и я надеюсь, что вам понравилось смотреть в прошлое. Присылайте мне ваши вопросы и предложения для следующих статей.
