Он считал лямбда-член самой большой своей ошибкой

Можно сказать, что Вселенной правит энергия пустоты, которая вошла в космологию под маской лямбда-члена. Космологическая постоянная Эйнштейна вовсе не была «самой большой его ошибкой», как он говорил Гамову. И все-таки ее современный смысл стал иным. У Эйнштейна уравнение гравитационного поля связывало тензор кривизны пространства с распределением в нем энергии и материи через гравитационную постоянную Ньютона. Лямбда-член он поместил слева, как свойства пространства. Теперь физики перенесли его вправо. Здесь вакуум действует наравне с распределением энергии и материи и представляет новую форму плотности энергии, многократно превосходящую все, что до сих пор было знакомо физике. Антитяготение превышает тяготение. Результирующая гравитация - это отталкивание, а не притяжение. Лямбда-член определяет закон всемирного антитяготения и ускоряющееся расширение Вселенной. Остается добавить, что, если бы Эйнштейн не создал лямбда-член, он все равно появился бы в наши дни.

О чем в настоящей статье рассказано не будет, так это об уже созданных и создаваемых новых гипотезах о природе темной энергии. Физики пытаются построить их как на классических началах, так и на дальнейшем развитии принципов квантовой механики. Причем с учетом планковских квантов времени и пространства, существующих, по-видимому, реально. Длина планковского кванта пространства в сантиметрах равна 32 нулям после запятой перед единицей, а кванта времени, в секундах, – 42 нулям после запятой перед единицей. Ни времени, ни длин короче их в природе не бывает, что объясняет, например, парадокс бесконечной плотности в сингулярности. До Большого взрыва плотность в ней могла быть гигантской, но не бесконечной, а сингулярность не могла быть меньше кванта объема (в кубических сантиметрах – 98 нулей после запятой). События не могли быть короче кванта времени. Стараясь объединить принципы общей теории относительности и квантовой механики, физики разработали теорию струн и теорию петлевой квантовой гравитации, конкурирующие в объяснении устройства мира. Найдет ли природа темной энергии свое объяснение в квантовой теории или же в терминах классической физики, как это старался сделать Эйнштейн, покажет время.

Темная эпоха

Рис. 9. Темная эпоха. Шкалы показаны в единицах красного смещения z+1 и в миллионах лет от Большого взрыва. Переработанный рисунок из статьи J. Miralda-Escude "The Dark Age of the Universe" // Science, 2003, 300, 5627, p.1904.

Как ни удивительно, вскоре после Большого взрыва, через полмиллиона лет, началась эпоха, когда во Вселенной было совершенно темно, пусто и холодно. Темная эпоха продолжалась примерно 250 миллионов лет. Во Вселенной не было ни одной звезды, ни одной галактики. Если в начале Темной эпохи глаз человека еще мог бы заметить тускло-красное равномерное свечение неба, то теперь темнота стала вездесущей. Пространство было заполнено главным образом темной материей и реликтовым излучением, которое тогда было более коротковолновым (инфракрасным), соответствовало примерно 150 К (-120°С) и продолжало остывать по мере расширения пространства. Барионная материя составляла 1/10 темной и состояла из атомов водорода и гелия в пропорции 4:1 по массе. Темная энергия практически никакой роли не играла. События Темной эпохи установлены с помощью расчетных моделей, потому что ничего, кроме реликтового излучения, оттуда до нас не дошло. Но модели достаточно надежны; именно модели дают представление о природе Темной эпохи. Когда связь реликтового излучения с веществом разорвалась и излучение стало самостоятельным явлением, красное смещение z составляло огромную величину, z = 1200 (рис. 9). Это соответствует уже упоминавшемуся возрасту 400 тысяч лет. При z = 1100 температура снизилась до 3000 К, произошла рекомбинация плазмы, и частицы объединились в атомы. На этом, похоже, бурные события закончились, и наступила Темная эпоха. До образования первых звезд оставалось, по разным моделям, 200-400 миллионов лет довольно скучного времени, когда уже не было никаких критических процессов. Главное, что происходило, - дальнейшее понижение температуры. И причина, по которой задерживалось звездообразование, даже не в том, что распределение вещества было практически однородным, а это препятствовало возникновению конденсаций. Эксперимент на спутнике WMAP показал, что, хотя образование звезд оставалось крайне маловероятным, очень небольшие и крайне маловероятные неоднородности темной массы все же существовали (рис. 5). Но когда красное смещение z достигло примерно 6 (а возраст Вселенной примерно одного миллиарда лет), бесчисленные галактики заполнили пространство. Первые звезды, которые были огромными и очень яркими, определили всю дальнейшую историю Вселенной. Чего же они ждали, что до того задерживало звездообразование? Оказывается, запрет создавал сам механизм образования звезд.

Первые звезды

Процесс возникновения первых звезд более простой, чем процесс образования звезд современного типа, благодаря химической чистоте исходного материала – смеси водород-гелий. Газ атомарного состава был перемешан с темной массой. Он начинал сжиматься, следуя действию гравитационных сил конденсации темной материи. Формирование звезды зависит от температуры среды, массы конденсирующегося газового образования и наличия в нем молекулярного водорода, который обладает способностью отводить из конденсации тепло, излучая его в окружающее пространство. Молекулярный водород не может возникнуть из атомарного при случайных столкновениях атомов, для его образования у природы припасен довольно сложный процесс. Поэтому при z > 15-20 водород оставался в основном в атомарной фазе. При сжатии температура газа в конденсации повышается до 1000 К и более и доля молекулярного водорода несколько увеличивается. При такой температуре дальнейшая конденсация невозможна. Но благодаря молекулярному водороду температура в наиболее плотной части конденсации снижается до 200-300 К и сжатие продолжается, преодолевая давление газа. Постепенно обычная материя отделяется от темной и концентрируется в центре. Минимальная масса газовой конденсации, необходимая для образования звезды, масса Джинса, определяется степенной зависимостью от температуры газа, поэтому первые звезды имели массу в 500-1000 раз большую, чем Солнце. В современной Вселенной при образовании звезд температура в плотной части конденсации может быть всего 10 К, потому что, во-первых, функции теплоотвода более успешно выполняют появившиеся тяжелые элементы и частицы пыли, во-вторых, температура окружающей среды (реликтового излучения) составляет всего 2,7 К, а не почти 100 К, как это было в конце Темной эпохи. Второй критерий массы Джинса - давление (точнее, квадратный корень из давления). В Темную эпоху этот параметр был примерно таким же, как теперь.

Рис. 10. Первые звезды превосходили Солнце в 4-14 раз по диаметру и в десятки миллионов раз по излучаемой энергии. Светили они в основном в вакуумном ультрафиолете и быстро сгорали.

Образовавшиеся первые звезды были не только огромными, в 4-14 раз больше Солнца (рис. 10), но и очень горячими. Солнце излучает свет с температурой 5780 К. У первых звезд температура составляла 100 000-110 000 К, а излучаемая энергия превосходила солнечную в миллионы и десятки миллионов раз. Солнце называют желтой звездой; эти же звезды были ультрафиолетовыми. Сгорали и разрушались они всего за несколько миллионов лет, но успевали выполнить по крайней мере две функции, определившие свойства последующего мира. В результате реакций синтеза происходило некоторое обогащение их недр «металлами» (так астрономы называют все элементы тяжелее водорода). Истекающий с них «звездный ветер» обогащал металлами межзвездную среду, облегчая формирование последующих поколений звезд. Главным же источником металлов были взрывы некоторых звезд в качестве сверхновых. Наиболее массивная часть первых звезд в конце своего жизненного пути, по-видимому, образовала черные дыры. Мощное ультрафиолетовое излучение гигантских звезд вызвало быстро развивающиеся разогрев и ионизацию межзвездного и межгалактического газа. Это была вторая их функция. Такой процесс называют реионизацией, потому что он был обратным рекомбинации, завершившейся за 250 миллионов лет до этого, при z = 1200, когда образовались атомы и освободилось реликтовое излучение. Исследования далеких квазаров показывают, что реионизация практически закончилась при z = 6-6,5. Если эти две отметки, z = 1200 и z = 6,5, считать границами Темной эпохи, то она продолжалась 900 миллионов лет (рис. 11). Сам период полной темноты, до появления первых звезд, длился короче, около 250 миллионов лет, причем теоретики считают, что в некоторых, совершенно исключительных случаях отдельные звезды могли появиться и раньше, но вероятность этого была очень низкой.

Рис. 11. Вселенная от Большого взрыва до наших дней.

С образованием первых звезд Темная эпоха закончилась. Гигантские ультрафиолетовые звезды входили в протогалактики, образованные, главным образом, темной материей. Размеры протогалактик были небольшими, и они находились близко одна к другой, что вызывало сильное притяжение, которое объединяло их в галактики, тоже небольшие. Размеры первых галактик составляли 20-30 световых лет (всего в 5 раз больше современного расстояния до ближайшей звезды, а диаметр нашей Галактики 100 000 световых лет). Было бы интересно увидеть эти гигантские ультрафиолетовые звезды, но, несмотря на их огромную яркость, сделать это не удается: они находятся в области z = 8-12, а рекордом наблюдения удаленных объектов пока остается квазар при z = 6,37. Вот если бы придумать, как выделить излучение, возникшее в определенный период времени… Допускал же колебавшийся иногда Э. Хаббл, что красное смещение - просто результат старения света, а не эффект Доплера.

Заключение

В 2005 году исполняется 100 лет со дня опубликования Альбертом Эйнштейном его первой работы по теории относительности. По мере углубления экспериментальных исследований обнаруживается, что мир становится все сложнее. Усложняются и появляющиеся новые теории, судить о справедливости которых мне, экспериментатору, нелегко. Какое-то утешение я нахожу в следующих словах Эйнштейна: «Никаким количеством экспериментов доказать теорию нельзя, но достаточно одного, чтобы ее опровергнуть». Заканчивая этот короткий обзор новых открытий в астрофизике, я пытаюсь представить себе другой обзор, тот, который будет написан через 100 лет. Надеюсь, его автор тоже будет оптимистом и в заключение приведет те же слова Луция Аннея Сенеки: «Природа не раскрывает свои тайны раз и навсегда».