Современное представление о Вселенной по большей части начало формироваться в начале 20-го века.
17 сентября 1912 года в статье The radial velocity of the Andromeda Nebula астроном Весто Слайфер впервые сообщил о проведении первого доплеровского измерения света далёких туманностей, природа которых тогда ещё была неясна. В своём отчёте Слайфер пишет: «Величина этой скорости, которая является наибольшей из наблюдавшихся до сих пор, поднимает вопрос о том, не может ли подобное смещение быть вызвано какой-то другой причиной, но я полагаю, что в настоящее время у нас нет другой интерпретации для этого». Три года спустя Слайфер написал обзор в журнале Popular Astronomy, в котором заявил: «Раннее открытие того, что большая спираль Андромеды имеет совершенно исключительную скорость -300 км(/с), показало имеющиеся на тот момент средства, способные исследовать не только спектры спиралей, но и их скорости». Слайфер сообщил о скоростях 15 спиральных туманностей, разбросанных по всей небесной сфере, причём все они, кроме трёх, имели наблюдаемые «положительные» (то есть рецессионные) скорости — проще говоря, удалялись от наблюдателя.
Имя Весто Слайфера незаслуженно мало упоминается сегодня, однако именно этот американский астроном впервые выполнил измерения радиальных скоростей галактик (составляющих вектора скорости, направленных параллельно оси между наблюдателем и объектом). Он первым обнаружил, что далёкие галактики имеют красное смещение, тем самым обеспечив первую эмпирическую основу для теории расширения Вселенной. Он также первым связал это красное смещение со скоростью.
Эдвин Хаббл, несомненно, более известный сегодня астроном (его именем назван совершивший множество удивительных открытий телескоп), также внёс неоценимый вклад в космологию. Приезд Эдвина Хаббла в обсерваторию Маунт-Вилсон (Калифорния) в 1919 году совпал по времени с завершением строительства 100-дюймового (2,5 м) телескопа Хукера, который в то время был самым большим в мире. В то время преобладало мнение, что Вселенная состоит исключительно из галактики Млечный Путь.
Используя телескоп Хукера на горе Вильсон, Хаббл тщательно изучил переменные Цефеиды — стандартные свечи, открытые Генриеттой Свон Ливитт. Сравнение их видимой светимости с собственной позволило рассчитать их расстояние от Земли. Хаббл обнаружил Цефеиды в нескольких туманностях, включая туманность Андромеды и туманность Треугольник. Его наблюдения, проведённые в 1924 году, убедительно доказали, что эти туманности находятся слишком далеко, чтобы быть частью Млечного Пути, и фактически являются целыми галактиками за пределами нашей собственной; поэтому сегодня они больше не считаются туманностями.
Это было второе эмпирическое подтверждение теории о расширении Вселенной, хотя о других галактиках писал ещё в 1755 году в работе «Всеобщая история природы и теория неба» Иммануил Кант, философ и теоретик. Последним необходимым вкладом в фундамент современной космологии стала работа Александра Александровича Фридмана, российского и советского математика, гидромеханика, физика и геофизика. В своих расчётах он показал, что Вселенная, равномерно заполненная любыми формами материи, излучения или других видов энергии, не может оставаться статичной и стабильной, а должна либо расширяться, либо сжиматься.
Все эти наблюдения и выкладки однозначно говорили о том, что Вселенная не может быть статичной (как думал Эйнштейн), и что она, судя по всему, расширяется. Хотя это и послужило основой для создания теоретической базы Большого взрыва, существовало множество других возможных объяснений расширяющейся Вселенной. Вселенная могла вращаться, осциллировать, создавать новую материю в пространстве между галактиками, заставлять свет «уставать» (или терять энергию) при прохождении через пространство, а также многое другое. Но было также возможно, что Вселенная — поскольку она расширяется сегодня — в прошлом была меньше, плотнее и (из-за того, как работает температура) горячее. Эта экстраполяция рассматривалась многими в 1920-1930-х годах, но человеком, который выдвинул её на первый план, был Джордж Гамов, бывший студент Фридмана, в 1940-х годах.
Гамов и другие исследователи поняли, что если бы Вселенная в прошлом была меньше, плотнее и горячее, то помимо уже наблюдаемой расширяющейся Вселенной были бы три наблюдаемых последствия:
- Формирование структур было бы иерархическим: крупные галактики появлялись бы только в поздние времена, более мелкие, менее развитые галактики — раньше, а до определённого момента звёзд и галактик не должно было быть вообще.
- В очень ранние времена Вселенная была достаточно горячей и плотной, чтобы сформировать атомные ядра в результате ядерного синтеза, что позволяет предположить существование элементов, отличных от водорода, ещё до образования звёзд.
- И в какой-то момент Вселенная «остыла» настолько, чтобы стабильно формировать нейтральные атомы, оставив после себя реликтовое излучение, пронизывающее Вселенную.
Поскольку за всё время, прошедшее с тех ранних этапов, Вселенная расширилась и остывала, это остаточное излучение должно быть сегодня лишь на несколько градусов выше абсолютного нуля. После масштабного формирования нейтральных атомов фотоны перестали беспрепятственно путешествовать по Вселенной и начали массово отражаться от этих новых атомов. Эти-то отразившиеся фотоны мы сегодня и наблюдаем в виде того, что называется «реликтовым излучением» (РИ) — хотя первоначально его называли «первобытным огненным шаром» [primeval fireball], а по-английски его именуют «космическим микроволновым фоном».
Группа Гамова провела в теоретических изысканиях, касающихся второго пункта, 1940-е и 1950-е годы, а другая команда, из Принстона — под руководством Боба Дика, включавшая также Джима Пиблза, Дэвида Уилкинсона и Питера Ролла — начала вычислять подробности предсказанных свойств третьего пункта: РИ, оставшегося после горячего, плотного, раннего периода космической истории. В частности, выходило, что это излучение должно быть всенаправленным, иметь однородную температуру и плотность энергии, отличаться всего на несколько градусов от абсолютного нуля, и иметь спектр абсолютно чёрного тела.
Предполагалось, что галактическая плоскость будет мешать наблюдениям за РИ, но остальная часть неба, за исключением того места, где находится Солнце, должна показывать одинаковые свойства, характерные для этого излучения.
Однако в середине 1960-х годов с фиксацией РИ справилась не команда из Принстона (хотя они разработали и начали строить радиометр, намереваясь взлететь с ним на большую высоту для обнаружения этого излучения), а неожиданный дуэт: Арно Пензиас и Боб Уилсон. Они работали в Лабораториях Белла и пользовались мощным прибором для обнаружения радаров — рупорной антенной Holmdel. В её показаниях они увидели равномерный всенаправленный шумовой фон, который не могли объяснить. Сначала они решили, что это паразитный шум, но после неудачных попыток калибровки и избавления от этого шума, в том числе путём вычищения голубиных гнёзд и мусора из самого рупора, им пришло в голову, что они зафиксировали РИ. Сами того не подозревая, они обнаружили реальное доказательство Большого взрыва.
Изначально учёные могли измерять это излучение лишь на нескольких частотах; мы знали, что оно существует, но не могли понять, каков его спектр: насколько велика доля фотонов с разной температурой и энергией по отношению друг к другу. В конце концов, для создания фона низкоэнергетического света во Вселенной могли существовать и другие механизмы.
Одна из конкурирующих идей заключалась в том, что по всей Вселенной есть звёзды, и так было всегда. Этот древний звёздный свет поглощался межзвёздной и межгалактической материей и переизлучался при низких энергиях и температурах. Возможно, именно эта межзвёздная пыль с газом и давали тепловой фон.
Другая конкурирующая, связанная с этим идея заключалась в том, что этот фон просто возник как отражённый звёздный свет, смещённый в сторону более низких энергий и температур в результате расширения Вселенной.
Третья идея предлагала вариант, при котором к возникновению энергетического светового фона привёл распад неких нестабильных частиц. Затем этот фон охладился до более низких энергий по мере расширения Вселенной.
Однако каждое из этих объяснений сопровождается собственным предсказанием того, как должен выглядеть спектр этого низкоэнергетического света. И в отличие от истинного спектра чёрного тела, возникающего в результате горячего Большого взрыва, большинство из них будет представлять собой сумму света от нескольких различных источников: либо в пространстве или времени, либо даже от нескольких различных поверхностей.
Возьмём, к примеру, звезду. Мы можем приблизительно описать энергетический спектр нашего Солнца через спектр абсолютно чёрного тела. Но ведь Солнце — это не твёрдый объект, а большая масса газа и плазмы, более горячей и плотной внутри и более холодной и разреженной снаружи. Свет, который мы видим от Солнца, исходит не от одной поверхности на его краю, а от целого ряда поверхностей, глубина и температура которых различны. В результате Солнце (и все звёзды) излучают свет от ряда «чёрных тел», температура которых различается на сотни градусов.
Отражённый свет звёзд, поглощённый и переизлучённый свет, а также свет, созданный не сразу, а несколько раз, — все они страдают от этой проблемы. Если в какой-то более поздний момент времени не произойдёт «термической обработки» этих фотонов, которая приведёт все фотоны со всей Вселенной в одинаковое равновесное состояние, вы не получите настоящее излучение чёрного тела.
И хотя в 1960-х и 1970-х годах у нас были доказательства того, что РИ подходит под излучение абсолютно чёрного тела, наибольший прогресс произошёл в начале 1990-х годов, когда спутник COBE — сокращение от COsmic Background Explorer — измерил спектр оставшегося после Большого взрыва свечения с большей точностью, чем когда-либо. Получилось, что РИ не только является идеальным чёрным телом — это вообще самое идеальное чёрное тело, когда-либо измеренное во всей Вселенной.
Благодаря дальнейшему прогрессу измерений мы смогли уточнить свойства РИ, измерить его поляризацию, и провести корреляцию между этим светом и определёнными космическими структурами. Ну а получение доказательств, связанных с формированием крупномасштабных структур и обилия лёгких элементов на заре времён только усилили позицию теории Большого взрыва.
В эту копилку добавляется ещё один аргумент. Кроме РИ, состоящего из фотонов, после Большого взрыва должен был появиться ещё один фон — на этот раз состоящий из нейтрино.
В первую секунду существования Вселенной царил полный хаос, рождались и взаимодействовали друг с другом все возможные частицы, но уже на второй секунде большинство тяжёлых, нестабильных частиц аннигилировали или распались.
После этого в космосе остались только протоны и нейтроны, которые образовались из уцелевших кварков, а также электроны, позитроны, нейтрино, антинейтрино и фотоны — все они достаточно лёгкие, чтобы их можно было создать по формуле E = mc², в результате распадов частиц и аннигиляций частиц с античастицами.
На данном этапе космической истории нейтрино и антинейтрино обладают очень большой кинетической энергией по сравнению с их чрезвычайно малыми массами покоя, поэтому их распределение энергии можно описать точно так же, как и распределение энергии фотонов: как спектр абсолютно чёрного тела.
А потом слабые взаимодействия — основной механизм, с помощью которого нейтрино и антинейтрино взаимодействуют и производятся, — перестали иметь значение. Когда Вселенная продолжила расширяться и остывать, электроны и позитроны аннигилировали, оставив лишь крошечное количество электронов (чтобы уравновесить электрический заряд протонов), и вся эта энергия аннигиляции перешла в фотоны.
Фотоны эти в результате образовали РИ, а поскольку первичные нейтрино и антинейтрино не получили такого же энергетического толчка, они должны быть немного менее энергичными. Если бы нейтрино и антинейтрино были действительно безмассовыми, средняя соответствующая температура нейтрино и антинейтрино составляла бы
от энергии среднего фотона, или 71,4% энергии/температуры РИ, что соответствует примерно 1,95°К.В отличие от фотонов, нейтрино и антинейтрино не взаимодействуют и не сталкиваются ни друг с другом, ни с любыми другими частицами во Вселенной, а только испытывают космическое расширение, вносят вклад в общую плотность энергии и скорость расширения и замедляются (теряя кинетическую энергию) по мере расширения Вселенной.
Благодаря своей крошечной, но ненулевой массе, они должны существовать и сегодня, со временем разлетаясь по галактикам и скоплениям галактик. Одной из главных задач современной космологии Большого взрыва является прямое обнаружение этого фона космических нейтрино и антинейтрино — но это сложнейшая экспериментальная задача.
Прямое обнаружение этого нейтринного фона не представляется возможным при современном развитии технологий, однако нам доступны варианты с непрямым обнаружением — посредством изучения влияния этих нейтрино на сигналы, которые мы обнаруживать уже умеем. Речь опять-таки об РИ.
Нейтрино не сталкиваются и не взаимодействуют с материей, а просто проходят сквозь неё. Когда во Вселенной начинают формироваться гравитационно связанные структуры, и неравномерность распределения материи увеличивается, нейтрино пролетают эти структуры насквозь, и немного сглаживают зачатки того, из чего в итоге появятся звёздные скопления, галактики, группы и скопления галактик и даже более крупные структуры.
Если бы во Вселенной не было излучения, эти изначально сверхплотные сгустки материи росли бы без помех, движимые исключительно гравитационным коллапсом. Если бы существовали только фотоны, то чем плотнее становилась бы структура, тем больше фотонов «отталкивалось» бы от неё, вызывая эффект отскока и приводя к пикам и провалам спектра на разных космических масштабах. Но если добавить в эту смесь ещё и нейтрино, то они сместят эту картину пиков и провалов на (немного) большие космические масштабы. С точки зрения наблюдаемых параметров это выражается в том, что мы называем «фазовым сдвигом» в картине флуктуаций, наблюдаемых в РИ, зависящим от количества существующих видов нейтрино (которых должно быть ровно 3: электрон-, мюон- и тау-) и температуры/энергии этих нейтрино (которая, опять же, должна составлять
от температуры/энергии фотона). В 2015 году, используя самые современные данные со спутника ЕКА «Планк», квартет учёных впервые опубликовал результаты обнаружения отпечатка космического нейтринного фона на РИ. Полученные данные свидетельствовали о существовании трёх и только трёх видов лёгких нейтрино, соответствующих электронному, мюонному и тау-видам, которые мы непосредственно обнаружили в экспериментах по физике частиц.
В 2019 году, спустя всего несколько лет после обнаружения сигнала РИ, указывающего на присутствие космического нейтринного фона, группа учёных под руководством Даниэля Баумана, работая с данными Слоановского цифрового обзора неба, выявила смещение сигнала взаимодействия материи и излучения, вызванного нейтрино, и вновь обнаружила, что оно согласуется с предсказаниями стандартной космологии Большого взрыва. Это также наложило очень жёсткие ограничения — возможно, первые значимые ограничения — на возможность взаимодействия нейтрино и тёмной материи.
Первые подтверждения реальности космического нейтринного фона получены. Однако до прямого его обнаружения ещё очень далеко. Возможно, когда-нибудь некий хитроумный учёный придумает, как непосредственно обнаружить этот трудноуловимый сигнал, отправившийся в путь по космосу всего через ~1 секунду после Большого взрыва.
© 2025 ООО «МТ ФИНАНС»
Telegram-канал со скидками, розыгрышами призов и новостями IT 💻
