Наша Вселенная не просто расширяется и остывает — её расширение ускоряется. Способны ли звезды формироваться в условиях, которые, казалось бы, должны разрывать любые структуры?
На бескрайних просторах космоса идет великая гонка. С одной стороны выступает гравитация, которая стремится собрать материю воедино и создать упорядоченные структуры. С другой — космическое расширение, которое без устали растаскивает Вселенную в разные стороны.
На самых грандиозных масштабах победа неизбежно останется за расширением: далекие галактики обречены вечно убегать от нас, пока не скроются из виду. Однако на меньших масштабах мы видим звезды, галактики и целые их скопления — структуры, которые возникли вопреки всему и останутся связанными гравитацией даже в далеком будущем.
Но как именно, если говорить языком цифр, Вселенной удалось провернуть этот трюк?
В науке вообще и в физике в частности нам мало знать, что произойдет. Мы хотим знать «сколько», «как много» и «в каком объеме». Именно количественная точность, ответы на вопросы о масштабах и времени, отличает успешную физическую теорию от той, которую пора выбросить на свалку. Для расширяющейся Вселенной это критически важно: понимание того, что именно должно сформироваться, когда и в каких количествах, позволяет проверить, совпадает ли наша теория с реальностью, которую мы наблюдаем в телескопы.
Очевидно, мы живем во Вселенной, где звезды зажглись очень давно — еще в первые сотни миллионов лет космической истории. Но совместим ли этот факт с законами физики, если учесть, что Вселенная постоянно расширяется, да еще и с ускорением?
Я постараюсь пройти по тонкому льду: поделюсь с вами результатами количественных расчетов, но избавлю вас от необходимости продираться через дебри математических формул. Поехали!
Первое, что нужно осознать: на самых больших масштабах Вселенная на самом деле удивительно гладкая и однородная. Да, глядя на снимки телескопов, мы видим колоссальное количество структур: каменистые и ледяные тела, планеты-гиганты, звезды и их останки, сгруппированные в галактики, которые сами собираются в скопления и выстраиваются в гигантскую космическую паутину.
Но важно понимать две вещи: во-первых, эти структуры существуют лишь на «небольших» (по космическим меркам) масштабах — менее пары миллиардов световых лет. Во-вторых, то, что мы видим сегодня, — это результат эволюции, длившейся миллиарды лет.
Если же мы возьмем гигантский «черпак» диаметром в 10 или 20 миллиардов световых лет и зачерпнем им пространство в любом случайном месте Вселенной, мы обнаружим, что все эти пробы практически идентичны. Плотность в разных регионах будет совпадать с точностью до 99,997%. Разница составляет лишь около 0,003% в среднем.
Именно с такими крошечными перепадами плотности — примерно 1 часть на 30 000 — наша Вселенная и родилась в момент Горячего Большого взрыва. Кстати, теория космической инфляции, описывающая, откуда взялись эти «семена» будущих структур, предсказывает именно такое значение.
Давайте разберемся, как это работает. Пространство — это не застывшая сцена и не статичное море. В нем постоянно, особенно на малых масштабах, бурлят квантовые флуктуации. Хотя популярная аналогия с «появляющимися и исчезающими парами частиц» не совсем точна, сами флуктуации энергии в пространстве абсолютно реальны.
В эпоху инфляции (которая предшествовала Большому взрыву) во Вселенной доминировала не материя и не излучение, а энергия самого пространства. Квантовые флуктуации в этом поле растягивались экспоненциальным расширением до гигантских, космических размеров. Когда инфляция закончилась, эта энергия поля превратилась в материю, антиматерию и излучение, запустив Горячий Большой взрыв. Но «отпечатки» тех флуктуаций остались: в одних местах энергии (а значит, и материи) оказалось чуть больше, в других — чуть меньше.
Итак, стартовые условия: отклонения от средней плотности («сверхплотности» и «недоплотности») составляют всего 0,003%.
Эти флуктуации распределены по закону Гаусса (колокол нормального распределения). Это значит, что на каждую область с повышенной плотностью приходится область с пониженной. Большинство отклонений (68%) укладываются в те самые 0,003%, но есть и редкие, более экстремальные пики.
К сожалению, мы не можем увидеть этот начальный спектр напрямую. Самый ранний «снимок», который нам доступен, — это реликтовое излучение (космический микроволновый фон), появившееся спустя 380 000 лет. К тому времени гравитация уже начала свою работу. Идеально плавный спектр флуктуаций превратился в набор пиков и впадин: на одних масштабах разница плотностей усилилась, на других — сгладилась.
Карты реликтового излучения, которые вы наверняка видели, показывают не абсолютную температуру (она везде скучные 2,7255 К), а крошечные отклонения от неё — на уровне миллионных долей градуса. Эти температурные пятна — прямая карта плотности молодой Вселенной.
Механизм здесь такой: представьте, что свет выходит из региона с повышенной плотностью. Гравитация там сильнее, а значит, свету приходится тратить энергию, чтобы «выбраться» из гравитационного колодца. Теряя энергию, он краснеет и остывает — так образуется «холодное пятно». И наоборот: свет из области с пониженной плотностью теряет меньше энергии и выглядит как «горячее пятно».
Но даже спустя 380 000 лет эти отклонения все еще очень малы — менее одной тысячной от средней плотности.
И все это время Вселенная расширяется. Это расширение играет против гравитации: оно снижает среднюю плотность, увеличивает расстояния между объектами и размывает материю. На масштабах, превышающих космологический горизонт (расстояние, которое успел пройти свет), плотность падает, а «сгустки» материи не успевают расти.
Однако на масштабах меньше горизонта событий материя может скучиваться быстрее, чем расширение её рассеивает. Здесь в игру вступает эффект Месароша (названный в честь астрофизика Петера Месароша — Peter Meszaros). Суть его проста, но изящна: скорость роста любого несовершенства плотности зависит от соотношения материи и излучения в данный момент.
Это мощное количественное предсказание. Сегодня материя (темная и обычная) составляет около 30% плотности Вселенной, а излучение — ничтожные 0,008%. Но в молодой Вселенной излучение правило бал. Например, в момент рождения реликтового излучения оно было в тысячи раз весомее, чем сейчас.
По мере расширения и остывания Вселенной излучение теряет энергию быстрее, чем материя рассеивается. Баланс сил меняется. Согласно эффекту Месароша, чем больше времени проходит, тем легче областям с повышенной плотностью наращивать свою массу.
Но тут есть нюанс. Эффект Месароша хорошо описывает ситуацию, пока отклонения плотности малы по сравнению со средним значением. Это называется «линейным режимом». Представьте: если я увеличу ваши 100 рублей на 1%, а потом еще на 1%, вы можете грубо прикинуть, что у вас стало 102 рубля. Но если я сделаю это сто раз подряд, простая арифметика вас подведет: магия сложного процента превратит ваши 100 рублей не в 200, а в 270.
В космологии этот переход от простой добавки к бурному росту называется переходом в «нелинейный режим».
Когда область становится примерно на 68% плотнее, чем средняя плотность Вселенной, происходит качественный скачок. Она перестает просто расширяться (пусть и медленнее окружающего пространства) и становится гравитационно связанной структурой. Гравитация побеждает расширение окончательно: такой объект начинает сжиматься сам в себя.
Для самых удачных, плотных начальных флуктуаций это происходит спустя 30–100 миллионов лет после Большого взрыва. Как только такая область переходит черту, она начинает жадно втягивать материю из окрестностей.
Теоретики обожают линейный режим — его легко просчитать. Именно поэтому крупномасштабная структура Вселенной (которая все еще находится в линейной фазе) так хорошо подтверждает наши модели. Но звезды рождаются в хаосе нелинейного режима. Здесь формулы пасуют, и в дело вступают суперкомпьютеры и симуляции.
Эти симуляции показывают: если бы у нас было чуть больше экстремально плотных регионов, чем предсказывает классическая статистика, звезды зажглись бы гораздо раньше.
Именно из-за сложностей расчетов нелинейного сжатия ученые до сих пор спорят о точной дате появления первой звезды. Но сам принцип не является загадкой.
Рецепт прост:
- Возьмите спектр начальных флуктуаций (даже очень малых).
- Поместите их в расширяющуюся Вселенную с гравитацией.
- Добавьте темную материю, обычную материю и излучение.
- Учтите, что излучение слабеет быстрее, чем материя.
Если подождать достаточно времени, вы гарантированно получите связанные структуры, где материя доминирует. Внутри этих гравитационных ловушек газ будет сжиматься, остывать, фрагментироваться и, наконец, вспыхивать новыми звездами.
Мне нравится представлять Вселенную как арену состязания. Расширение пытается растащить всё в разные стороны, а гравитация — собрать всё в кучу. На гигантских расстояниях побеждает расширение (а теперь еще и темная энергия), разрывая даже потенциальные сверхскопления. Но на малых масштабах, благодаря тем крошечным «семенам», что были посеяны инфляцией еще до начала времен, гравитация успела взять верх. Именно поэтому мы с вами живем во Вселенной, наполненной галактиками, звездами и жизнью, а не в пустом и холодном вакууме.
Теперь вы знаете не только «почему», но и «как» это работает, даже не прибегая к сложной математике.
Итан Сигел — доктор наук в области астрофизики и автор книги «Начинается с взрыва!». Популяризатор науки, преподает физику и астрономию в различных колледжах.
Читайте также: Где находится начало Большого взрыва и откуда началось расширение Вселенной?
Комментировать можно ниже в разделе “Добавить комментарий”.