Краткий курс истории Вселенной

После нескольких заметок по космологии (см. [1], [2], [3]) было бы полезно совершить беглый экскурс по всей истории Вселенной — от Большого взрыва до наших дней. Впрочем, оставим за кадром то, что было до Большого взрыва, — космологическую инфляцию: там слишком много возможностей, которые заслуживают отдельного курса.

«Скрытая» история Вселенной

Представим себя на картинке (рис. 1), отражающей историю Вселенной. Снизу — шкала времени, не простая, а логарифмическая, причем очень длинная. Здесь отложено 50 с лишним порядков величины. Шкала начинается с 10–35 секунды: масштаб времени, характерный для Большого взрыва — это конец инфляционной стадии Вселенной. Точнее, это значение зависит от варианта инфляции. Здесь и далее мы берем за основу модель Старобинского как самый естественный механизм инфляции и приводим все значения для нее. За это же время ~ 10–35 с инфлатон успел распасться, Вселенная успела нагреться. Правда, прийти в термодинамическое равновесие она еще не успела. И дальше потянулась логарифмическая шкала до наших времен. Вертикальная шкала — это температура Вселенной. Обратите внимание: шкала в электронвольтах, причем 1 эВ ≈ 10 000 К.

Синяя штриховка сверху обозначает планковскую температуру: 1028 эВ. Выше планковской температуры ничего не может быть нагрето. При планковской температуре плотность излучения такая, что теряется классическое пространство-время, всё становится квантовым. Штриховой красной кривой изображена температура, с которой стартовала Вселенная. Она всего лишь на три с небольшим порядка меньше планковской температуры. Это примерно 1025 эВ. Дальше Вселенная пошла охлаждаться. Кривая показывает темп охлаждения. Это примерно адиабатическое охлаждение из-за расширения Вселенной. Температура падает как 1/√t̄.

Снизу стрелка с надписью «Великая энергетическая пустыня». Почему пустыня? Да потому, что наша физика, которая исследована на ускорителях, физика частиц, не дает никаких предсказаний относительно этой области. Там, может быть, вообще нет никаких новых масштабов, никаких новых явлений; может быть, в этом диапазоне температур не рождается никаких новых частиц. Есть указания на то, что сразу после Большого взрыва была какая-то новая для нас физика. Ее называют «теория Великого объединения». В рамках этой теории в то время рождались лептокварки с массой 1025 эВ, потом они распались. Но это неточно. Это была довольно популярная теория, сейчас она стала не то чтобы маргинальной, но уже не столь горячо обсуждаемой. Может быть, там нет никаких интересных масштабов, а может быть, и есть.

Что касается самой пустыни — на самом деле, там могло много чего интересного происходить. И самое интересное — это нарушение барионной симметрии Вселенной. В начале родилось одинаковое количество кварков и антикварков. Они рождались, взаимодействовали друг с другом, аннигилировали, но потом что-то вызвало перекос между ними. Произошло так называемое нарушение комбинированной четности. Кварков стало на одну миллиардную больше, чем антикварков. Потом всё выгорело, и остались кварки (в конечном счете барионы) с перевесом на одну миллиардную. И это должно было произойти в период Великой энергетической пустыни, а может быть, немного позже. Есть идея, что это произошло во время первого известного нам фазового перехода во Вселенной (обозначен синей пунктирной линией). В тот момент Вселенная изменилась — она заполнилась полем Хиггса. Это простейшее скалярное поле, равномерно заполнившее Вселенную. Благодаря этому полю из-за взаимодействия с ним у частиц появилась масса. Это произошло в момент 10–10 с, одна десятая наносекунды. Бывшие едиными электрослабые взаимодействия в этот момент расщепились на слабые и электромагнитные. Это называется переход Вайнберга — Салама.

А до этого — вроде бы пустыня. Но что, если это не пустыня? Что, если там что-то важное произошло, чего мы пока не знаем и не можем знать, потому что наши ускорители не дотягивают? Может быть, там произошла богатая история? Смотрите, какой огромный интервал по логарифмической шкале. Может быть, в самом начале этого интервала родились какие-то тяжелые частицы, которые потом взаимодействовали, образовывали структуры. Может быть, даже произошла эволюция этих структур. Я прикинул на коленке: скажем, тяжелые частицы родились сразу после Большого взрыва и прожили до электрослабого перехода. Они очень быстро взаимодействовали. Допустим, были тяжелые атомы, и атомные времена были очень маленькими — ничтожные доли секунды. И если их сравнить с современными атомными временами — просто из массы частиц, из размера атомов, — то получается, что могло пройти максимум 300 лет по нашим масштабам, по числу взаимодействий внутри атомов. Триста лет — мало. Помните стихотворение Брюсова? «Быть может, эти электроны — миры, где пять материков, искусства, знанья, войны, троны и память сорока веков». Ничего этого, к сожалению, не было в ранней Вселенной во времена Великой энергетической пустыни.

Что было дальше? Довольно скоро (по логарифмической шкале) произошел еще один фазовый переход во Вселенной (обозначен оранжевой штриховой линией). До этого в ней был газ кварков и глюонов. Затем кварки и глюоны образовали капельки: по три кварка и шуба глюонов. И эти капельки — протоны и нейтроны — мы называем нуклонами. Вселенная опять сильно изменилась. Вместо газа свободно летающих элементарных частиц образовались составные структуры, на которых построен весь наш мир. Всё это произошло примерно через 10 микросекунд после Большого взрыва.

Идем дальше. Следующее важное событие — первичный нуклеосинтез (зеленая штриховка). До этого были только протоны и нейтроны, а в возрасте примерно одна секунда Вселенная остыла настолько, что в ней нейтроны обособились от протонов и частицы начали соединяться в ядра гелия (главным образом), также ядра дейтерия и лития. Образовался первичный химический состав Вселенной. И мы наблюдаем этот состав в межгалактическом газе, на который никак не воздействовали звезды. Он остался таким, каким был после Большого взрыва.

Идем дальше. Важнейший момент — рекомбинация (желто-синяя полоса). Я о нем скажу позже, а сейчас вернемся немного назад. Если посмотреть внимательно, видно, что красная штриховая линия, показывающая температуру, немного изломана. В этот момент у Вселенной изменилось уравнение состояния. До этого оно было релятивистским, то есть в плотности энергии Вселенной доминировали фотоны, нейтрино — частицы, движущиеся со скоростью света. Затем стали доминировать нуклоны, барионы, ядра и темная материя, то есть достаточно холодное вещество. Давление во Вселенной упало. Уравнение состояния изменилось — стало пылевым.

Историю до рекомбинации можно назвать скрытой историей Вселенной, потому что мы не наблюдаем ее напрямую, а реконструируем на основе того, что мы знаем о физике частиц, знаем из реликтового излучения, его неоднородностей. Мы знаем, когда произошел Большой взрыв. Значение 10–35 взято не с потолка. Оно следует из неоднородностей реликтового излучения, которые нам указывают, что инфляция шла при плотности примерно на 11–12 порядков ниже планковской. И, соответственно, температура отличалась от планковской на 3 с небольшим порядка. Это мы знаем из реликтового излучения. А фазовые переходы мы знаем из физики, исследованной на ускорителях.

Дальше началась явная история Вселенной — та, что мы более-менее видим. Конечно, «явная» — сказано слишком смело, потому что есть еще Темные века, где мы пока не видим ничего.

«Явная» история Вселенной

На втором графике (рис. 2) по нижней оси, как прежде, время, но эта шкала гораздо больше растянута — от 105 до 14 млрд лет, то есть до настоящего времени. Вертикальная ось — это масса объектов, которые образовывались в разное время во Вселенной. (Облачками показаны галактики, четырехлучевыми звездами — квазары.)

Всё начинается с рекомбинации. Плазма превратилась в нейтральный газ, то есть электроны сели на ядра. Что главным образом изменилось? Вселенная стала прозрачной. Нейтральные атомы не поглощают свет, если у света не слишком короткая длина волны. Излучение, связанное с горячим газом, освободилось и полетело напрямую по Вселенной, и мы его видим. В тот момент это излучение было нагрето примерно до 3 000 К. Оно постепенно охлаждалось и сейчас превратилось в радиоволны. Это и есть знаменитое реликтовое излучение.

А дальше наступили Темные века, где мы ничего не видим, причем не только потому, что средства наблюдения слабы, а потому что там нечего видеть. Но тогда происходила очень важная вещь: формировались ямы гравитационного потенциала, формировались и росли неоднородности в пространстве. Первое время это происходило в основном за счет темной материи. Миллионы, десятки миллионов лет комковалась только темная материя, а обычная материя, наша, не могла комковаться, потому что она хорошо взаимодействует сама с собой, она обладала заметной температурой и давлением, и это давление не позволяло ей стекаться в гравитационные ямы, образованные темной материей.

Но всё остывало, и в конце концов обычное вещество все-таки потекло в эти ямы. Это произошло спустя примерно 100 млн лет после Большого взрыва. Выполнился критерий Джинса, когда начинает развиваться сильная нелинейная гравитационная неустойчивость для обычного вещества.

Первыми образовались структуры массой порядка миллиона солнечных масс. (Для более мелких структур еще не выполнился критерий Джинса, там еще мешало давление. Более крупные структуры не успели среагировать. Вселенная расширяется, и чтобы перейти от расширения к сжатию, просто не хватало времени.)

Родились первые звезды, первые скопления звезд (возможно, шаровые скопления). Причем первые звезды были очень массивные. Сейчас не может быть таких звезд, потому что сейчас у вещества звезд низкая теплопроводность за счет тяжелых элементов, а тогда тяжелых элементов не было, они еще не выработались. Самым тяжелым был литий, и его было мало. Поэтому могли быть устойчивыми звезды в сотни раз массивнее Солнца. Эти звезды довольно быстро прогорели, сколлапсировали в первые черные дыры. Тогда же стали появляться и обычные звезды. И звезды поменьше мы видим сейчас, они дожили до наших дней. По химическому составу мы понимаем, какие звезды родились в Темные века.

Прошли еще сотни миллионов лет. Появлялись всё более и более крупные структуры — массой в миллиарды раз больше солнечной. Появились первые галактики. Эти галактики были не похожи на наши. Они оставались небольшими по размеру и массе, и там было очень много молодых ярких звезд. Первые галактики — очень синие, горячие, небольшие и бесформенные.

Примерно тогда же образовались первые сверхмассивные черные дыры. На черную дыру падает вещество — и мы видим квазары. Они видны уже в возрасте где-то 600 млн лет. Причем один из них достиг массы в миллиард солнечных масс. Здесь есть некая интрига, потому что по расхожим представлениям сверхмассивные черные дыры не могут расти быстрее определенного темпа. Предельный темп называется эддингтоновская аккреция. Правда, есть всякие лазейки, позволяющие обойти этот предельный темп. В общем, здесь есть загадка: как они успели так быстро набрать такую массу? Довольно многие ученые сейчас занимаются этим вопросом.

Вещество в Темные века было нейтральным. Первые сотни миллионов лет оно потихоньку начало ионизоваться. Первую ионизацию дали яркие массивные звезды. Очень большую роль, судя по всему, сыграли первые квазары, потому что они очень энергичны, у них очень жесткое ионизирующее излучение. Во Вселенной стали появляться пузыри ионизированного газа (изображены сиреневым). Эти пузыри видны на просвет. Жесткий ультрафиолет далеких квазаров на каком-то красном смещении поглощался, на каком-то свободно проходил, и на просвет виден лес, нейтральные облака выедают щели, а там, где свет проходит, уже видны ионизованные пузыри. Ближе к миллиарду лет они сливаются в единое ионизованное пространство. Но все-таки в нем и по сей день есть нейтральные облака.

Чем дальше, тем крупнее объекты образовывались во Вселенной: массивные галактики (десятки-сотни миллиардов масс Солнца). Спустя два-три миллиарда лет от начала Вселенной начали образовываться скопления галактик. И чуть позже — крупномасштабная структура, которая уже включала объемы вещества порядка 1016 солнечных масс.

На этом, в общем-то, всё и закончилось. Более крупные структуры образовываться не будут, их время вышло, потому что Вселенная расширяется слишком быстро, и что не успело образоваться к настоящему времени, то уже никогда и не сгустится. Образование структур во Вселенной закончилось в первые несколько миллиардов лет.

Галактики сначала были неправильными, потом они подросли, объединились, у них появились диски. Диск всегда появляется в астрофизике, когда есть облако с каким-то моментом вращения, в котором присутствует вязкость. Всегда веществу выгодно сплющиться в диск. Появились спиральные галактики, потом они стали объединяться в эллиптические. При объединении диск разрушается — может быть, не сразу; остаются рукава. Когда галактики скучились вместе, возникают гигантские эллиптические галактики. Они достигают 1015 солнечных масс — в тысячи раз тяжелее нашей Галактики.

Когда образовывались основные звезды? Давно, много миллиардов лет назад. Максимальный темп звездообразования был 10 млрд лет назад. Сейчас он упал в 20–30 раз. Это напрямую видно по количеству ультрафиолета, который излучают галактики. Молодые тяжелые звезды излучают много ультрафиолета.

Данные, из которых видно, что Вселенная менялась, я держал в своих руках. Это открытые данные американской орбитальной гамма-обсерватории «Комптон». У нас была небольшая группа, мы взяли эти данные и переобработали на предмет поиска слабых гамма-всплесков. В этих данных сидело много гамма-всплесков, пропущенных электроникой самого эксперимента. Они, естественно, не вошли в каталоги, но это были вполне нормальные, значимые гамма-всплески, просто слабенькие. Мы перекопали все эти данные и нашли 70% гамма-всплесков сверх тех, что были зарегистрированы и вошли в каталоги. Мы не просто нашли эти слабенькие всплески, а откалибровали вероятность их нахождения. Тогда мы смогли восстановить их функцию светимости и потом взяли дополнительные данные. Пригласили в соавторство руководителей другого эксперимента — межпланетной станции «Улисс», которая долго-долго крутилась в Солнечной системе и всё время регистрировала сильные гамма-всплески. У нее была не очень хорошая чувствительность, но зато поле зрения 4π и постоянная работа, то есть ее не заслоняла Земля, не было колебаний фона — у них была рекордная статистика по сильным всплескам. Мы взяли их сильные всплески, объединили со своими — и увидели, что число гамма-всплесков в современной Вселенной сильно упало — по крайней мере, в десять раз. Излучение гамма-всплесков в зависимости от времени примерно соответствует темпу звездообразования.

Мы получили тривиальный результат, неинтересный. Но даже такой тривиальный результат получить, когда ты сам всё прощупал и подержал в руках, — это, поверьте, очень приятно. Научного толку не очень много, но приятно, когда сходятся концы с концами.

Я рассказал про историю Вселенной, где есть большие белые пятна, два огромных пробела: Великая энергетическая пустыня, где мы не можем ничего реконструировать, и Темные века, где мы не можем ничего увидеть. Правда, буквально недавно, в декабре, запустили телескоп «Джеймс Уэбб», который отодвинет назад границу Темных веков. Но поразительно, сколько мы уже знаем о ранней Вселенной, которая была настолько не похожа на нашу, что это невозможно представить, особенно самое начало: инфляция, Большой взрыв. Лет сорок назад никто не мог подумать, что эту картину можно восстановить. Многие не верят, но если не лезть в бутылку со словами «Ученые всё нафантазировали», разобраться можно: литературы, лекций, видеоматериалов на этот счет предостаточно.

Борис Штерн

Видеозапись лекции: youtu.be/watch?v=kWQCOdAppzA

1. Штерн Б. Космологический ликбез. Что такое Вселенная // ТрВ-Наука № 330 от 1.06.2021.

2. Штерн Б. Что такое Вселенная. Динамика и размножение // ТрВ-Наука № 333 от 17.07.2021.

3. Штерн Б. Первичные черные дыры // ТрВ-Наука № 338 от 21.09.2021.