Темний Всесвіт: сюрприз космології до 100-річчя відкриття Ейнштейна

Як і всі люди, багато вчених небайдужі до сенсацій, але віддають перевагу сенсаціям науковим. Тільки нечасто трапляється, щоб нове сенсаційне відкриття зачепило буквально всю фізику. Так було на початку ХХ століття. В університетах лектори з певним відтінком заздрості досі розповідають студентам про той фантастичний час, коли водночас з’явилися такі гіганти, як Альберт Ейнштейн, Нільс Бор, Поль Дірак та інші блискучі вчені, які перевернули всю класичну фізику. Знадобилося кілька поколінь, щоб нові фізичні ідеї органічно засвоїлися наукою, а потім почали приносити плоди (іноді, на жаль, у вигляді грибів термоядерних вибухів). Революційні наукові й технічні досягнення другої половини ХХ століття ґрунтувалися головним чином на величезному прогресі у фізиці твердого тіла, насамперед напівпровідників. Але на новому зламі століть у науці почали розгортатися події, масштаб яких цілком порівнянний із тим, що був на початку XX століття. На міжнародних конференціях доповіді про новини космології збирають безліч людей. Нового Ейнштейна поки що не видно, але справа зайшла дуже далеко. У пропонованій статті йтиметься про нові відкриття, які привели до небувало глибокого перегляду уявлень про Всесвіт, у якому ми живемо.

Від мене (Den): як видно з назви, стаття далеко не нова, але все ж становить певний інтерес, хоча б тому, що містить популярний огляд проблем, які досі не знайшли розв’язання.

На початку XX століття

Дивні речі відбуваються в науці чомусь щоразу на початку століття. Сто років тому Альберту Ейнштейну, імовірно, здалося замало створеної ним у 1905 році теорії фотоефекту, за яку в 1922 році його було удостоєно Нобелівської премії. У період із 1905 до 1916 року Ейнштейн опублікував низку знаменитих праць із загальної теорії відносності (за що, до речі, премії не отримав). Тодішня астрономічна наука була цілком упевнена в стабільності й незмінності Всесвіту. На тому вона й стояла. І сам Ейнштейн тієї пори дотримувався такої самої думки. Однак із його рівнянь випливало, що Всесвіт не може бути стійким, «замороженим», і це непокоїло автора. Щоб упоратися з неприємною особливістю «неслухняних» рівнянь, він увів у них так званий лямбда-член, який мав компенсувати нестабільність Всесвіту. Ейнштейн зовсім не надавав лямбда-члену особливого фізичного змісту. Але в другій половині XX століття лямбда-член став улюбленою темою дискусій фізиків-теоретиків. Що далі — то більше. Із початком XXI століття складається враження, що важливішого за лямбда-член у фізиці взагалі нічого немає. І справді, за цим терміном приховується безліч іще невідомих властивостей величезної нової області астрофізики, космології, та, по суті, й усієї фізики. Ця область щонайменше у 20 разів (за масою, як стане зрозуміло далі) перевершує все, що нам досі було відомо.

Тут доречно нагадати, що рівно 100 років тому, з настанням XX століття, багато провідних теоретиків стверджували, що у фізиці вже «практично все відкрито», залишилося лише кілька «невеликих хмаринок над горизонтом». Із цих «невеликих хмаринок» народилися квантова механіка, теорія відносності (як не дивно, у нинішньому вигляді несумісна з квантовою механікою), ядерна фізика, електроніка, фізика твердого тіла й практично вся сучасна високотехнологічна техніка… Відомо, що навіть дуже обізнані люди схильні недооцінювати прийдешній науковий прогрес. Учений XIX століття Густав Кірхгоф залишив у фізиці закон випромінювання та відомі школярам закони розгалуження струмів. Так от, коли років за двадцять до кінця XIX століття Кірхгофу розповіли про якесь нове відкриття у фізиці, він саркастично посміхнувся: а хіба у фізиці ще залишилося що відкривати? Приблизно такі самі висловлювання можна було почути й від дуже й дуже відомих учених навіть в останні десятиліття XX століття. Але не від усіх і не завжди. Ще 2000 років тому в «Питаннях природи» (книга 7) вихователь Нерона Луцій Анней Сенека писав так: «Прийде час, коли наших нащадків забавлятиме те, що ми не знали понять, які вони вважають такими простими… Багато відкриттів призначено для майбутніх століть, коли вже сама пам’ять про нас зітреться… Природа не розкриває свої таємниці раз і назавжди».

Стаціонарний Всесвіт неможливий

	Рис. 1. Гігантська спіральна галактика Messier 83 на початку ХХ століття була одним з астрономічних об’єктів загадкової природи. Тодішні уявлення про масштаби Всесвіту, порівнянні з розмірами нашої Галактики, нагадують середньовічну гравюру, що зображує маленьку плоску Землю.

Повернімося до 20-х років минулого століття. Революційну теорію відносності Ейнштейна відразу ж прийняв математик Олександр Олександрович Фрідман, який належав до Петербурзької математичної школи й тоді був директором Санкт-Петербурзької геофізичної обсерваторії. Він швидко зрозумів, що в рівняннях Ейнштейна немає місця для стаціонарного Всесвіту, і у своїх працях показав неминучість його розширення. Ба більше, Фрідман першим висловив думку, що колись Всесвіт міг бути стиснутим до неймовірно високої густини. Нині це поняття, засноване на підсумках науки XX століття, відоме кожному студентові-природничнику. Але як до цієї думки міг прийти Фрідман, коли в його час навіть про існування інших галактик нічого не було відомо? Він писав: «Можливі випадки, коли Всесвіт стискається в точку (в ніщо), потім знову з точки доводить свій радіус до певного значення…» Ейнштейн спочатку не зрозумів праць Фрідмана й навіть виступив у пресі з їх критикою. Це було в 1922 році. Але через рік він опублікував у тому самому журналі нову статтю, у якій писав, що Фрідман має рацію. (Фрідман залишив багато інших цікавих ідей. Йому належать, зокрема, класичні праці з метеорології. Імовірно, він міг би зробити набагато більше, але помер у 1925 році в Криму від тифу у віці 37 років).

Із галузі спостережної астрофізики до Ейнштейна також надходили захопливі новини. Ще в 1912 році астроном Весто Слайфер із Флагстаффської обсерваторії в Аризоні (США), спостерігаючи спектри деяких дивних туманностей, виявив, що лінії в їхніх спектрах сильно зміщені в «червоний» бік. Згодом це явище назвали червоним зміщенням. (Червоне зміщення — це ефект Доплера, те саме, що різке зниження тону сигналу автомобіля або шуму літака, коли вони промчали й віддаляються від вас.) Свої результати Слайфер опублікував у 1917 році. Тоді не було відомо, що «дивні» туманності — далекі гігантські острови зір, інші галактики, подібні до нашої (рис. 1). Ба більше, про існування інших галактик узагалі ніхто нічого не підозрював. Гарний був час: Галактика вражала своїми розмірами, а з нею ототожнювали й увесь Всесвіт. Як не згадати, що й Землю колись сприймали плоскою — тією, що в межах горизонту. Слайфер продовжував свої спостереження багато років. Потім до нього приєднався Едвін Габбл: у його розпорядженні був найбільший на той час 2,5-метровий телескоп обсерваторії Маунт-Вілсон у Каліфорнії (США). У 1927–1929 роках Габбл дійшов висновку, що червоне зміщення — це наслідок взаємного віддалення галактик. Залишався лише один крок, щоб зрозуміти, що Всесвіт розширюється, як і передбачав Фрідман. (Цікаво зазначити, що іншу фундаментальну властивість Всесвіту — існування реліктового випромінювання — передбачив у 1948 році учень Фрідмана — Георгій (Джордж) Гамов, який після 1933 року став неповерненцем і працював у Європі та США.) Габбл виявив, що далі розташовані галактики, то з більшою швидкістю вони віддаляються. З’ясувалося, що швидкість віддалення галактики просто визначається множенням відстані до неї на певну сталу, яка й дістала назву сталої Габбла.

Стала Габбла

У сталої Габбла дивна розмірність: одиниць чогось за секунду. Швидкості розбігання галактик виходять величезними, до сотень тисяч кілометрів за секунду, а десь наближаються до швидкості світла. Дослідники швидко зрозуміли, що на певній відстані галактики просто перестануть бути видимими — саме там, де швидкість їх віддалення компенсує швидкість світла. Ця відстань — горизонт Всесвіту. Із зовсім сучасних даних (зокрема про сталу Габбла) випливає, що горизонт віддалений від нас на 13,7 мільярда… Чого? Тут саме час згадати сержанта, який наказав солдатам копати канаву «звідси й до обіду». Відстань в астрофізиці вимірюють у світлових роках, тобто часом, який потрібен світлу, щоб її подолати (або в парсеках, що становить 3,26 світлового року). У кілометрах один світловий рік виражається одиницею з 13-ма нулями, або 10-ма трильйонами (тобто мільйонами мільйонів) кілометрів. А 13,7 мільярда року знадобилося б, щоб світло від зір такої уявної галактики на горизонті Всесвіту дійшло до нас; ця відстань і становить 13,7 мільярда світлових років. І зір, і цих далеких галактик давно вже немає, але їхнє світло все ще мчить до нас. Цікаво, що, хоча за часів Фрідмана сталої Габбла ще не існувало, із зовсім інших міркувань він оцінив відстань до горизонту Всесвіту в 10 мільярдів світлових років.

Рис. 2. Космічний телескоп ім. Габбла (HST). Діаметр головного дзеркала 2,4 м. За допомогою телескопа HST вдається отримати такі результати, які для наземних обсерваторій залишаються за межами можливого. На вставці показано прилад із зарядовим зв’язком (ПЗЗ). Завдяки майже граничній теоретичній чутливості та ідеальному поєднанню з іншими електронними пристроями ПЗЗ повністю витіснили з наукових досліджень старовинні фотопластинки. На космічному телескопі ім. Габбла було встановлено ПЗЗ-камери з величезною роздільною здатністю — близько 20 мільйонів окремих точок.

Якщо для простоти вважати, що час у всьому Всесвіті плине однаково, легко зрозуміти, що наших сусідів (тобто близькі галактики) ми бачимо майже такими самими, у тому самому віці, якими вони є. Але галактика, віддалена від нас на мільйон світлових років, бачиться на мільйон років молодшою, ніж вона є зараз. Мільйон світлових років — це за небесними мірками справжні дрібниці. Астрономи спостерігають галактики на відстані в мільярди світлових років і більше. Відповідно, вони бачаться вже на мільярди років молодшими. Отже, вибір відстані — це водночас і вибір віку досліджуваного об’єкта, зріз Всесвіту в часі. Що далі ви дивитеся, то давніші події бачите, то молодший там Всесвіт. Майже аж до його народження. До точки, з якої в одну мить і відразу в усьому Всесвіті почалося розбігання матерії. Першим у 50-х роках про природу цієї точки замислився вже згаданий Георгій Гамов. Інший відомий астрофізик, Фред Гойл, назвав початок розбігання Великим вибухом. Назва прижилася. (До речі, улюбленим хобі обох астрофізиків були роздуми про походження життя. І не лише роздуми. Г. Гамов був першим, хто ще до біофізиків розшифрував код апарату спадковості. А Ф. Гойл, провівши розрахунки, ілюстрував походження життя таким прикладом: розкладіть на площі всі деталі розібраного до гвинтика великого авіалайнера й дочекайтеся урагану. Імовірність виникнення живої клітини така сама, як і того, що ураган випадково збере всі деталі в готовий до зльоту літак.)

Сингулярність — таємнича точка відліку

Але повернімося до розбігання Всесвіту. Виходить, що 13,7 мільярда років тому (не світлових, а звичайних років часу) увесь він перебував у певній таємничій точці. Цю таємничу точку фізики називають сингулярністю (як у медиків: якщо чогось не розумієш, назви латиною, щоб пацієнт поважав). У сингулярності з невідомих нам причин стався неймовірний вибух, який викинув усю речовину Всесвіту в різні боки з такою швидкістю, що вона досі летить і не може зупинитися. Що, до речі, заслуговує на особливу увагу. Снаряд, викинутий угору, сповільнює свій політ і починає падати, коли його кінетична енергія витрачена на подолання земного притягання (і неминучих втрат). Сповільнення ракети компенсується витратою палива, необхідною, щоб вирватися з поля тяжіння Землі та Сонця. Під час розбігання галактик, як і у снаряда, витрачається їхня кінетична енергія, тому рух після «пострілу» поступово мав би сповільнюватися. Але з «пострілом» в астрофізики починаються великі труднощі, причому пов’язані вони не лише з матерією Всесвіту, а й із Його Величністю Часом. Багато (але не всі) космологів вважають, що в цій таємничій точці виникла не лише матерія, а й час Всесвіту; раніше ані час, ані простір не існували. Питання про виникнення часу також постало не вчора. У V столітті на запитання «Що Бог робив до створення світу?» Блаженний Августин пропонував радикальну відповідь: «Час — сам є творінням Бога. Жодного до не було».

	Рис. 3. У 1994 році на периферії далекої галактики NGC 4256 спалахнула наднова. На знімку видно, що за яскравістю вона була порівнянна з усією галактикою.

Стала Габбла — чудовий інструмент. Фактично, якщо знайдено червоні зміщення, відстані вже можна вважати відомими — через сталу Габбла. Звісно, не все налагодилося відразу. Тут слід сказати, як за часів Слайфера — Габбла визначали самі відстані. Астрофізики виявили, що серед різних типів яскравих зір вирізняються досить численні зорі-цефеїди, яскравість яких періодично змінюється, причому період коливань яскравості прямо пов’язаний із середньою яскравістю зорі. Як і в будь-якого джерела світла, видима яскравість зорі тим менша, чим зоря далі. Залежність квадратична: у 2 рази далі — у 4 рази слабше світло. Такою є фундаментальна властивість геометрії нашого світу (яку ми з властивою нам самовпевненістю вважаємо тривимірною). Вимірюючи період коливань цефеїди, із квадратичної залежності легко отримати відстань. Цефеїди стали для астрономів «стандартною свічкою». Однак за межами Галактики цефеїди вже незручні: їхньої яскравості не вистачає, та й виділити їх на тлі зір, що зливається, не вдається, а в трохи віддаленіших галактиках це взагалі неможливо. Доводиться виходити не з яскравості цефеїди, а із середньої яскравості всієї галактики, але ці яскравості дуже різні. Якщо відстань вдається визначити з 20 %-ною точністю, то це дуже добре.

Наднові зорі як стандартна лампа

Ця проблема особливо загострилася, коли вчені поставили чергове запитання: а сама стала Габбла взагалі є сталою? Можливо, зростання швидкості дуже віддалених об’єктів відрізняється від лінійної залежності швидкість—відстань поблизу нас, і як це перевірити? Утім, який це має стосунок до теорії відносності з її лямбда-членом? Як виявилося, найбезпосередніший. Але для перевірки знадобилися нові експериментальні факти, які дісталися нелегко. Отримати їх дозволила сучасна спостережна техніка наземних і космічних обсерваторій. За останні десятиліття XX століття в оснащенні обсерваторій відбувся грандіозний перелом: на зміну старим інструментам прийшли телескопи з багатометровими дзеркалами (рис. 2), а старовинні фотопластинки витіснили нові електронні приймачі зображень. Якщо найкращі фотопластинки потребували щонайменше 30–50 фотонів для отримання однієї точки на зображенні, то ПЗЗ — прилади із зарядовим зв’язком (вставка на рис. 2) — відгукуються практично на кожен фотон. Але навіть із такою чутливістю та на великих телескопах, зокрема космічних, експозиції розтягуються на багато годин. Із фотопластинками спостереження цих нових об’єктів досліджень узагалі неможливі.

Рис. 4. У деяких галактиках наднові з’являються незвично часто. У галактиці NGC 6946 за 60 років удалося зареєструвати майже десяток наднових.

Час розповісти про самі об’єкти спостережень. У галактиках іноді, вкрай рідко, відбуваються особливі зоряні катастрофи, які називають спалахами наднових зір. Назва «наднова» невдала, але відображає той факт, що за всю історію людства наднові в нашій Галактиці спостерігали лише кілька разів. Вважається, що в середньому один спалах відбувається раз на 100 років. Через те, що ми перебуваємо на периферії Галактики, спостереженням доступні не всі спалахи наднових. Під час спалаху наднова зоря (рис. 3) світить як цілий мільярд сонць одночасно — куди там цефеїдам! За такої яскравості зоря кілька днів світить як ціла галактика, «згоряє» за місяць, але дає важливі для науки результати — адже її можна виявити приладами на відстані в кілька мільярдів світлових років. Саме наднові було вибрано як нову стандартну космічну свічку для зондування космосу. Із порівняння визначень відстаней за яскравістю (астрономи кажуть — за «блиском») наднової та — незалежно — за червоним зміщенням удалося простежити, наскільки лінійною виявилася залежність швидкість—відстань, тобто стала Габбла. Із різних типів наднових було вибрано клас Ia як найоднорідніший за характеристиками яскравості. Зорі, які можуть стати надновими класу Ia, — це білі карликові зорі з масою до 1,4 маси Сонця, які відсвітили своє, стиснулися до розмірів Землі й мають величезну густину — близько 1 тонни в кубічному сантиметрі. Попри рідкісність явища, висока чутливість нових електронних приймачів дозволила спостерігати спалахи наднових зір в інших галактиках. У галактиці NGC 6946 (рис. 4) за кілька десятків років удалося зареєструвати цілих сім наднових. У середньому, спостерігаючи 100 галактик, можна зустріти один спалах на рік. Подальший прогрес приладів дозволив побачити такі далекі галактики й спалахи в них, що загалом почали реєструвати спочатку один спалах на місяць, а потім і по одному на тиждень. Опрацювання цих надзвичайно складних вимірювань знову, вкотре, показало, що Всесвіт набагато складніший за наші уявлення про нього.

Поява «темних персонажів»

Вирішальні спостереження розпочали в 1997 році дві дуже численні групи дослідників під керівництвом Адама Рісса, Браяна Шмідта й Сола Перлмуттера (США). Уже в 1998 році було отримано та опубліковано перші результати. 20 червня 2003 року вийшов тематичний номер наукового журналу «Science» (№ 5627) із чорною обкладинкою, на якій ледь проглядається такий само чорний напис «The Dark Side» (Темний бік). Таке кокетство для журналу «Science» зовсім незвичне. Журнал навів чотири статті провідних дослідників, які зіставили результати спостережень далеких наднових, темної матерії та реліктового випромінювання (про них — у наступному розділі). Перші підсумки виявилися такими: стала Габбла становить 72 ± 8 км/c на кожен мільйон парсеків. Вік Всесвіту 13,6 ± 1,5 мільярда років (ще точніше визначення віку Всесвіту отримано в експерименті на супутнику WMAP – 13,7 ± 0,2 мільярда років). Всесвіт на 72 % складається з темної енергії та на 28 ± 5 % із темної маси. Усі ці поняття останніми роками визрівали переважно у двох галузях фізики: у космології та квантовій механіці, яка намагається об’єднатися з теорією гравітації (вона ж загальна теорія відносності).

Прихована (або темна) маса також не виникла в астрофізиці раптово. Висновки праці О. Фрідмана (1922), у якій він розглядав різні варіанти кривини світу, стосувалися подальшої долі Всесвіту. Доля залежить від середньої густини речовини у Всесвіті. Всесвіт може необмежено розширюватися; розширення може зупинитися; його може змінити стискання… Два останні варіанти активно розглядали астрофізики, причому у 80-ті роки до них включили також неймовірно швидке розширення Всесвіту (так звану інфляцію), що відбулося в перші миті Великого вибуху. Середню густину речовини у Всесвіті в принципі можна було визначити вже в середині XX століття. Але виходило щось дивне. У 30-ті роки астроном Фріц Цвіккі вивчав рух зв’язаної групи галактик, кожна з яких рухається настільки швидко, що мала б залишити групу, оскільки їхнє спільне тяжіння приблизно в 10 разів менше за те, що могло б їх утримати. Проте вони залишаються у складі групи. Сумарну масу зір, газу та пилу в галактиках учені вміють визначати. Її недостатньо. Залишалося припустити, що є ще якась темна маса, щось, чого астрономи не помічають. Але чому? Саме середню густину речовини, включно з темною масою, астрономи сподівалися обчислити за новими спостереженнями дуже далеких наднових, зіставляючи їх з іншими даними, отриманими зі спостережень реліктового випромінювання.

Реліктове випромінювання

На явну невідповідність маси видимої речовини Всесвіту її спостережуваному руху вказує ще один експериментальний результат. Це той самий унікальний ефект, який у 1948 році передбачив Гамов, а відповідним інструментом космологія обзавелася трохи пізніше, в останній третині XX століття. У російській науці його називають реліктовим випромінюванням, у західній – мікрохвильовим космічним фоновим випромінюванням. За його відкриття у 1965 році астрофізиків Арно Пензіаса і Роберта Вілсона (США) удостоєно Нобелівської премії. Ті, хто знайомий із радіотехнікою, з цікавістю дізналися, що можливості зниження шуму в прийнятому радіосигналі не безмежні. Навіть найдосконаліші антени разом із корисним сигналом приймають невеликий шум, який, як виявилося, надходить одночасно з усіх боків. Походження шуму зрозуміли далеко не відразу (експериментатори не люблять читати теоретичні статті). Виявилося, що це… колишнє світло, світло залишків спалаху Великого вибуху. Колись воно було майже таким самим яскравим, як світло Сонця, але світило з усіх боків. Протягом 400 тисяч років після Великого вибуху середовище залишалося настільки щільним і гарячим, що було непрозорим для власного випромінювання. Нарешті, коли через розширення температура впала до 4000 градусів, середовище стало прозорим і випромінювання з температурою 4000 K вирвалося на свободу. Той самий простір оточує нас з усіх боків і сьогодні, але він настільки розширився, що через червоне зміщення максимум випромінювання змістився з 0,7 мкм (помаранчеве світло) до 1 мм (радіохвилі) і сприймається як радіошум, випромінюваний тілом із температурою, близькою до абсолютного нуля (2,7 K). Реліктове випромінювання стало особливою темою космології. Воно замінило поняття ефіру, що існувало колись: швидкість руху Сонячної системи, Землі чи космічного апарата не можна знайти відносно вакууму, але можна визначити відносно реліктового випромінювання. А чи не можна за його неоднорідностями уявити, як була розподілена речовина в просторі в мить Великого вибуху? Виявилося, що можна. Реліктове випромінювання дозволило вибрати з моделей Фрідмана плоский Всесвіт. Для вимірювання знадобилися прилади, здатні вловити в реліктовому випромінюванні мізерні неоднорідності – у стотисячні частки градуса. Неоднорідності фону, за даними супутника WMAP, показано на рис. 5 ліворуч, а праворуч представлено розподіл цих неоднорідностей за кутами. Глибокий фізичний зміст цієї діаграми передбачив Андрій Дмитрович Сахаров; її називають сахаровськими коливаннями. Спостереження показують, що, по-перше, фон напрочуд однорідний. По-друге, сахаровські коливання все ж указують на такі неоднорідності, для утворення яких «звичайної» речовини було явно недостатньо. Щось незрозуміле й масивне вже тоді було присутнє у Всесвіті, що народжувався.

Рис. 5. Ліворуч: флуктуації фону реліктового випромінювання, за даними супутника WMAP. Неоднорідності, показані кольором, становлять лише кілька стотисячних градуса, але вони привели до нової картини світу. Праворуч: сахаровські коливання – кутовий розподіл неоднорідностей фону реліктового випромінювання. Саме сахаровські коливання дають відомості про пласкість або кривину світу, про які писав О. О. Фрідман. (Перероблений рисунок зі статті М. Тегмарка «Параллельные Вселенные» // В мире науки, 2003, № 8, с. 26).

У світі нуля цілих чотирьох десятих відсотка

	Рис. 6. Кульове зоряне скупчення М 13 у сузір’ї Геркулеса складається зі 100000 зір. Воно віддалене від Сонця на 20000 світлових років. Його вік майже такий самий, як і самого Всесвіту.

Такий самий парадокс спостерігається і в нас «удома», у нашій Галактиці, через 13,7 мільярда років. Усі зорі обертаються навколо центру Галактики, яка має форму диска. Сонце зі своїми планетами завершує один оберт навколо центру за 250 мільйонів років. Навколо центру обертаються і кульові зоряні скупчення (рис. 6), які при цьому періодично то піднімаються над площиною Галактики, то опускаються під неї. Знову-таки сумарна маса зір, газу й пилу в диску Галактики значно менша за ту масу, яка мала б пояснити і обертання зір, і такий своєрідний рух кульових скупчень. У зв’язку з актуальністю нових космологічних завдань астрономи з усією ретельністю взялися за перегляд наявних оцінок маси Всесвіту. Результат виявився приголомшливим: усе, що ми бачимо у Всесвіті: зорі, газ, пилові скупчення і майже відкриті чорні діри, – становить лише… 0,4 % його маси. (А адже нещодавно припускали, що основна частина маси Всесвіту зосереджена в зорях.) Випромінювання дає ще 0,005 %. З високою ймовірністю існують відносно масивні, поки що не відкриті об’єкти, що не світяться, – насамперед міжгалактичні хмари водню, які важко виявити, головним чином з технічних причин. На них, імовірно, припадає близько 3,6 %. За найсміливіших гіпотез повна маса звичайної речовини становитиме не більше 4 % маси Всесвіту! Більше взяти нізвідки. Ці 4 % утворює матерія, що складається з баріонів, до класу яких належать нейтрони й протони. Електронів стільки ж, скільки й протонів, але їхня маса на кілька порядків менша. Баріонна матерія – це весь світ звичайної речовини Всесвіту. Але опубліковані у 2003–2004 роках результати нових досліджень властивостей реліктового випромінювання приладами супутника WMAP показали, що в загальній сумі баріонної та темної мас баріонна матерія становить лише 17 %.

Темна маса Всесвіту – що про неї відомо?

З усіх міркувань, згаданих (і не згаданих) вище, випливає, що темна маса Всесвіту в 6 разів перевищує масу звичайної матерії – тієї, яку бачать і яку поки що не помічають очі та прилади. До 70-х років астрофізики наївно припускали існування темної маси лише в скупченнях галактик. Потім її «допустили» і в нашу Галактику, де на неї припадає приблизно стільки ж маси, скільки й на звичайну матерію. На відміну від баріонної матерії, яка концентрується до центру Галактики, утворюючи класичний диск, темна маса розподілена рівномірніше в гало, що охоплює Галактику гігантською сферою. У цьому сенсі навколо та всередині нашої зоряної системи міститься ще одна галактика. Темна маса ніяк не взаємодіє з випромінюванням будь-яких видів, зовсім не світить сама й нічого не поглинає. Але вона підпорядковується закону всесвітнього тяжіння і проявляє себе, концентруючись навколо галактик та інших масивних об’єктів. Утім, правильніше сказати, мабуть, що це галактики та інші масивні об’єкти концентруються навколо скупчень таємничої темної маси, якої в 6 разів більше. Саме неоднорідності розподілу темної маси, що виникали на ранній стадії існування Всесвіту, привели до утворення перших протогалактик. Ба більше, зі спостережень супутника WMAP (рис. 5) випливає, що вона вже існувала в момент Великого вибуху. Без неї наш світ не міг би виникнути. Крім тяжіння, темна маса нічим себе не виказує. Припускають, що вона складається з якихось невідомих елементарних частинок із парадоксальними властивостями (для них уже запропоновано назву: «нейтраліно»). Вони не тільки не реагують на випромінювання, а й практично не взаємодіють між собою. Багато дослідників вважають, що вони залишалися холодними навіть під час Великого вибуху, ніяк не реагуючи на мільярди його градусів. Про них немає жодних, абсолютно жодних експериментальних даних – крім гравітації. Зате є дуже наукова назва: «холодна беззіткнювальна темна матерія». Чи перебуває темна маса просто тут, поруч із нами, чи, щоб її відчути, потрібна вся Галактика? У наш час звичайна й темна матерії існують по сусідству, але вподобання в них різні. Темна матерія розсіяна у сфері, що оточує Галактику, а звичайна сконцентрована в диску та центральних частинах Галактики, хоча це, звісно, не означає, що темної матерії немає навколо й усередині нас. Але чи відчуває її, як сили тяжіння та інерції, мій кіт, який сидів біля мене і щойно зістрибнув із комп’ютера? У мене таке відчуття, що наші з ним знання про темну матерію однакові.

Але чим же могли б бути ці гіпотетичні елементарні частинки темної маси? Є лише здогади теоретиків, причому близько десятка варіантів. По-перше, частинки темної маси мають бути довгоживучими, не повинні розпадатися радіоактивним шляхом протягом щонайменше 14 000 000 000 років. Якщо вони залишалися холодними під час Великого вибуху, отже, вони нерелятивістські (повільні) і тому здатні були створити гравітаційні неоднорідності просто в момент вибуху. Кандидатами на роль частинок темної маси називають слабко взаємодіючі масивні частинки (англійська абревіатура WIMPs), яким теоретики приписують цікаві властивості, але які, на жаль, ще не відкриті. Що вже відомо, то це густина темної маси. У міжгалактичному просторі, у кубі зі стороною 170 000 км (половина відстані до Місяця), міститься в середньому лише 1 г звичайної, баріонної речовини (що світиться) і близько 10 г темної маси. Поблизу Землі й Місяця (і взагалі у Сонячній системі) густина звичайної речовини в мільйони разів більша. Але загалом Всесвіт — це переважно порожнеча (а краще сказати — вакуум).

На сцену виходить вакуум

Наприкінці XX століття вважалося, що у формуванні Всесвіту брали участь дві гігантські сили. Згідно із цими уявленнями, першою був Великий вибух із неймовірно швидким розширенням на ранній стадії. Потім енергія та маса почали конденсуватися в елементарні частинки, атоми, зорі й галактики, які віддалялися одна від одної з великою швидкістю (імовірно, це і є швидкість розширення самого простору, хоча із цим поняттям виникає плутанина). Але друга сила, їхнє взаємне тяжіння, поглинала кінетичну енергію розлітання, поступово сповільнюючи рух. З’ясування характеру сповільнення й мало дати відповідь на запропоновані сценарії подальшого розвитку подій: чи зупиниться воно колись і піде у зворотному напрямку, чи тяжіння недостатньо й розширення, сповільнюючись, триватиме вічно. Розкидані у вакуумі Всесвіту спалахи наднових у галактиках, віддалених на різні відстані, як сподівалися вчені, нарешті дадуть відповідь. І відповіді справді було отримано. Тільки зовсім не ті, яких очікували. У справу втрутився вакуум, який, найімовірніше, й визначає долю Всесвіту та навіть, можливо, його віддалену катастрофу.

Фізики й раніше вважали, що вакуум космічного простору — найскладніший об’єкт природи. Але вже 100 років експериментатори ніяк не можуть до нього підступитися, хоча він у їхньому розпорядженні в необмеженій кількості. На властивостях вакууму побудовано весь радіозв’язок — від космічних апаратів до телебачення й стільникових телефонів. Але це лише одна з багатьох його властивостей. Квантова теорія показує, що вакуум ніби кипить елементарними частинками, які парами частинка—античастинка (наприклад, електрон—позитрон) на мить з’являються на його «поверхні» (поверхні чого?) і відразу пірнають назад. Ці пари називають віртуальними; вони всюдисущі. Ними пояснюють навіть деякі особливості спектра водню. За певних умов фізикам удається їх «упіймати». (У ті «врожайні» на фізичні відкриття десятиліття початку XX століття, у 1928 році, Поль Дірак висунув гіпотезу про нескінченне «море» електронів, які кудись провалилися. «Море» електронів, що провалилися, має нескінченну, але від’ємну енергію. Пари електрон—позитрон пов’язані саме з морем Дірака.)

Повернення лямбда-члена

Віртуальні частинки мають певну енергію. На перший погляд, виходячи з інтуїтивних уявлень, про яку енергію порожнечі може йтися? Але квантова механіка не в ладу з нашою інтуїцією. Цього разу вона почала ігри з лямбда-членом, який у пору своєї появи в праці Ейнштейна не мав жодного стосунку до квантової механіки. (Квантову механіку Ейнштейн «не поважав», вважаючи її лише фасадом чогось прихованого, а про її ймовірнісні закони казав, що «не вірить, ніби Бог грає в кості»). Але після десятиліть забуття лямбда-члена, відкинутого самим автором, фізики знову повернулися до нього. Наприкінці 60-х років енергія порожнечі стала однією з найважливіших проблем теоретичної фізики. На Московському астрофізичному семінарі космологічна стала, грецька «лямбда», постійно з’являлася на дошці, а переповнена аудиторія, затамувавши подих, слухала парадоксальні ідеї, які блискуче викладали Яків Борисович Зельдович, Йосип Самуїлович Шкловський, Андрій Дмитрович Сахаров та інші корифеї, що вже пішли від нас. Загальна теорія відносності вимагає розглядати як джерела гравітації всі форми енергії, включно з енергією порожнечі. У 1967 році Зельдович виконав перші розрахунки густини енергії квантового вакууму й виявив, що їй відповідає лямбда-член неймовірної величини. У 1967 та 1968 роках він опублікував праці, у яких показав, що лямбда-член, або космологічна стала, — це не кривина світу, а густина енергії вакууму. Космологічна стала перетворювалася на тему номер один. Теоретики знову й знову зверталися до густини енергії вакууму. Сказати, що їхні результати здаються абсурдними, — надто м’яко. Розрахунки показували, що енергія порожнього простору перевищує ВСЮ енергію Всесвіту (якщо оцінити її за допомогою знаменитого «ем-це-квадрат»), ні, не в мільярди, не в трильйони — в одиницю зі 120 нулями разів. За деяких (умовних) припущень можна ввести обмеження, і кількість нулів знижується до 55, від чого не легше. Якщо припустити, що така висока густина енергії вакууму реальна, вона миттєво роздробила б і розкидала всю речовину Всесвіту.

Експеримент. Відкриття всесвітнього антитяжіння

	Рис. 7. Спостереження дуже далеких наднових типу Ia. По горизонталі відкладено червоне зміщення z, по вертикалі — різницю між теоретичною яскравістю m та реально спостережуваною M. На вставці — далека галактика та її наднова, яка світила лише один місяць мільярд років тому. Через велике червоне зміщення і наднова, і сама галактика мають червоний колір.

Поки теоретики билися над неймовірною густиною енергії вакууму, експериментальна техніка досягла такого рівня, який дозволив виконати вимірювання яскравості наднових, розташованих на півдорозі до горизонту Всесвіту, про що вже йшлося вище. Результати спостережень дуже далеких наднових показано на рис. 7. По горизонталі відкладено червоне зміщення z, яке просто дорівнює відносній величині зміщення довжин хвиль спектральних ліній наднової. Якщо z = 0,5, це відповідає приблизно 1/3 відстані до горизонту Всесвіту; z = 1 — Всесвіт у віці 6 мільярдів років; z = 6 — молодий Всесвіт, 1 мільярд років. По вертикалі показано різницю між теоретичною яскравістю наднової в порожньому просторі та її реально спостережуваною яскравістю. Як уже зазначалося, далекі галактики постають такими, якими вони були мільярди років тому. Відповідними тоді були й властивості простору, у якому вони перебували. Якщо відтоді розширення сповільнилося, це має бути видно у вимірюваннях. Що ж показав експеримент? Уже при z = 0,5 яскравість наднової виявляється на 25 % меншою за теоретичну. Але при z = 1 замість зменшення яскравість зростає. Крива на рис. 7, з якою добре узгоджуються вимірювання, зображає теоретичну модель. (У ній співвідношення густини енергії вакууму та речовини становить 0,7 до 0,3.) Висновки виходять такими. Величина червоного зміщення z = 1 — це той час, до якого все відбувалося приблизно так, як передбачала теорія: швидкість розбігання галактик під дією всесвітнього тяжіння поступово зменшувалася. Аж до віку 7 мільярдів років рухом галактик керувала матерія через гравітацію. Але далі в їхньому русі відбулися зміни. Замість сповільнення галактики стали ПРИСКОРЮВАТИСЯ, причому їхнє прискорення експоненціально наростає протягом останніх 5 мільярдів років. Всесвітнє притягання змінилося всесвітнім відштовхуванням, або антигравітацією! Ми живемо приблизно в середині періоду, коли роль темної маси (разом зі звичайною речовиною) змінилася роллю темної енергії. У віці 7 мільярдів років їхнє відношення було 10:1. Через 14 мільярдів років відношення стане зворотним, 1:10 (або 10:1, але вже на користь темної енергії). Властивості антигравітації дивовижні. Нам здається природним, що мандрівник, який вирушив із пункту А до пункту Б, віддаляючись від А, наближається до Б. Але мандрівники на міжгалактичному кораблі віддаленого майбутнього зможуть побачити, що антигравітація віддаляє від них усі пункти одночасно.

Темна енергія та доля Всесвіту

На існування антигравітації вказують і результати досліджень реліктового випромінювання, і спостереження наднових. Джерело антигравітації, темна енергія, є незрівнянно більшою загадкою, ніж темна маса. Імовірно, вплив темної енергії існував завжди, але почав виявлятися лише тоді, коли сили гравітації Всесвіту ослабли через його розширення. Найвідповідніший кандидат на роль темної енергії — вакуум. Є й інша гіпотеза: космічне прискорення може пояснюватися ослабленою формою тих страхітливих сил, які розкидали матерію під час Великого вибуху. По суті, це заміна одного невідомого явища іншим, іще менш відомим, або, можливо, просто заміна назви. Невідомо навіть, чи той самий вакуум сьогодні панує у Всесвіті, що був у момент його народження, і чи той це вакуум, який у лабораторіях штурмують фізики. Учені міркують, чи стислива темна енергія та чи не змінювалися її властивості з часом. Теоретичні дослідження вказують на зовсім фантастичну, з погляду здорового глузду, властивість вакууму: він повинен мати від’ємний тиск, причому густина його енергії при розширенні, як не дивно, залишається сталою, тоді як у газовому середовищі тиск додатний і падає з розширенням. Цікаво порівняти густини енергії вакууму та темної матерії. На той самий міжгалактичний куб зі стороною 170 000 км, з 1 г звичайної речовини та 10 г темної маси, припадає 25 г темної енергії, якщо виразити її як густину маси. Рис. 8 ілюструє, з чого складається Всесвіт. Вакуум є найгустішим середовищем. Але, на відміну від темної та світної матерій, розподіл яких неоднорідний, густина вакууму абсолютно однакова в усьому Всесвіті. Серед інших парадоксальних властивостей вакууму — те, що його густина й тиск незмінні попри розширення Всесвіту, яке він і спричиняє, сам залишаючись незмінним. На вакуум ніде й ніщо не впливає. На відміну від реліктового випромінювання, рух відносно вакууму не виявляється. Вакуум завжди супутній, як було показано у знаменитому експерименті Альберта Майкельсона ще в 1881 році.

Рис. 8. Розподіл темної енергії, темної маси та баріонної речовини.

Доля нашого Всесвіту, сценарій подальших подій у ньому тепер цілком визначаються темною енергією, якщо її властивості з часом залишаються незмінними. Всесвітнє тяжіння в міжгалактичних масштабах своє відіграло й більше не повернеться. Теоретики розглядають рівняння стану темної енергії за різних її густини та тиску. Якщо її властивості незмінні, рівняння стану w прирівнюють до –1. Деякі повороти теорії допускають межі w від 0 до –1, а спостереження наднових указують на величину, близьку до –1. Значення більші за абсолютною величиною, скажімо –1,1, приводять до появи нескінченностей і логічних безглуздостей. Навряд чи це бентежить природу, але теоретиків ставить у глухий кут.

В оглядовій статті у згаданому випуску журналу «Science» прийдешні події описувалися дуже драматично — за таким сценарієм подальшої еволюції Всесвіту. Антигравітація з часом дедалі наростає. Через кілька мільярдів років вона береться до «Великого розриву» тканини Всесвіту. Спочатку руйнуються скупчення галактик, і під дією темної енергії галактики «вистрілюються» зі скупчень. В оптимістичному варіанті це відбувається приблизно через 10 мільярдів років (тож час у нас іще є). Через кілька сотень мільйонів років після цього наша та інші галактики розлітаються на шматки. Далі події дедалі прискорюються. Розпадаються планетні системи, планети втрачають зв’язок із Сонцем. Руйнуються зорі та планети. Хімічні сполуки розпадаються на атоми, але й атоми втрачають стабільність: ядра не можуть утримати електрони. Під дією колосальних тисків «розпорюються» протони й нейтрони… Приблизно такі пристрасті звучали й у деяких науково-популярних статтях і виступах, що викликало у фізиків-космологів, як було заведено писати нещодавно, «гнівне обурення». У їхньому реалістичнішому сценарії антигравітація мало що змінює у вже наявних галактиках, а тим більше в Сонячній та інших планетних системах. Від антигравітації вони захищені своєю масою. Відбувається ж ось що: антигравітація справді наростає, що приводить до дедалі швидшого взаємного віддалення галактик і поступового виходу їх за горизонт Всесвіту. У цьому сенсі простір стає дедалі порожнішим. Галактики на небі того далекого часу астрономи рахуватимуть на пальцях. Але відбирати в нас Сонце (якому, до речі, до цієї пори все одно не дожити) ніхто не збирається. Такий сценарій «Великого розриву» виходячи з того, що про властивості темної енергії відомо сьогодні. Але чи остаточний це сценарій?

Він вважав лямбда-член своєю найбільшою помилкою

Можна сказати, що Всесвітом керує енергія порожнечі, яка ввійшла в космологію під маскою лямбда-члена. Космологічна стала Ейнштейна зовсім не була «його найбільшою помилкою», як він казав Гамову. І все-таки її сучасний зміст став іншим. В Ейнштейна рівняння гравітаційного поля пов’язувало тензор кривини простору з розподілом у ньому енергії та матерії через гравітаційну сталу Ньютона. Лямбда-член він розмістив ліворуч, як властивості простору. Тепер фізики перенесли його праворуч. Тут вакуум діє нарівні з розподілом енергії та матерії й становить нову форму густини енергії, яка багаторазово перевершує все, що досі було знайоме фізиці. Антитяжіння перевищує тяжіння. Результуюча гравітація — це відштовхування, а не притягання. Лямбда-член визначає закон всесвітнього антитяжіння та прискорене розширення Всесвіту. Залишається додати, що, якби Ейнштейн не створив лямбда-член, він усе одно з’явився б у наші дні.

Про що в цій статті не йтиметься, то це про вже створені та створювані нові гіпотези щодо природи темної енергії. Фізики намагаються побудувати їх як на класичних засадах, так і на подальшому розвитку принципів квантової механіки. Причому з урахуванням планківських квантів часу й простору, які, імовірно, існують реально. Довжина планківського кванта простору в сантиметрах дорівнює 32 нулям після коми перед одиницею, а кванта часу, у секундах, – 42 нулям після коми перед одиницею. Ані часу, ані довжин, коротших за них, у природі не буває, що пояснює, наприклад, парадокс нескінченної густини в сингулярності. До Великого вибуху густина в ній могла бути гігантською, але не нескінченною, а сингулярність не могла бути меншою за квант об’єму (у кубічних сантиметрах – 98 нулів після коми). Події не могли бути коротшими за квант часу. Намагаючись об’єднати принципи загальної теорії відносності та квантової механіки, фізики розробили теорію струн і теорію петльової квантової гравітації, які конкурують у поясненні будови світу. Чи знайде природа темної енергії своє пояснення у квантовій теорії або ж у термінах класичної фізики, як цього прагнув Ейнштейн, покаже час.

Темна епоха

Як не дивно, невдовзі після Великого вибуху, через пів мільйона років, почалася епоха, коли у Всесвіті було зовсім темно, порожньо й холодно. Темна епоха тривала приблизно 250 мільйонів років. У Всесвіті не було жодної зорі, жодної галактики. Якщо на початку Темної епохи людське око ще могло б помітити тьмяно-червоне рівномірне світіння неба, то тепер темрява стала всюдисущою. Простір був заповнений переважно темною матерією та реліктовим випромінюванням, яке тоді було короткохвильовішим (інфрачервоним), відповідало приблизно 150 K (–120° С) і продовжувало охолоджуватися в міру розширення простору. Баріонна матерія становила 1/10 темної та складалася з атомів водню й гелію у пропорції 4:1 за масою. Темна енергія практично не відігравала жодної ролі. Події Темної епохи встановлено за допомогою розрахункових моделей, бо нічого, крім реліктового випромінювання, звідти до нас не дійшло. Але моделі досить надійні; саме вони дають уявлення про природу Темної епохи. Коли зв’язок реліктового випромінювання з речовиною розірвався й випромінювання стало самостійним явищем, червоне зміщення z становило величезне значення, z = 1200 (рис. 9). Це відповідає вже згаданому віку 400 тисяч років. При z = 1100 температура знизилася до 3000 К, відбулася рекомбінація плазми, і частинки об’єдналися в атоми. На цьому, схоже, бурхливі події закінчилися й настала Темна епоха. До утворення перших зір залишалося, за різними моделями, 200–400 мільйонів років досить нудного часу, коли вже не було жодних критичних процесів. Головне, що відбувалося, — подальше зниження температури. І причина, через яку затримувалося зореутворення, навіть не в тому, що розподіл речовини був практично однорідним, а це перешкоджало виникненню конденсацій. Експеримент на супутнику WMAP показав, що, хоча утворення зір залишалося вкрай малоймовірним, дуже малі й украй малоймовірні неоднорідності темної маси все ж існували (рис. 5). Але коли червоне зміщення z досягло приблизно 6 (а вік Всесвіту — приблизно одного мільярда років), незліченні галактики заповнили простір. Перші зорі, які були величезними й дуже яскравими, визначили всю подальшу історію Всесвіту. Чого ж вони чекали, що до того затримувало зореутворення? Виявляється, заборону створював сам механізм утворення зір.

Рис. 9. Темна епоха. Шкали показано в одиницях червоного зміщення z+1 та в мільйонах років від Великого вибуху. Перероблений рисунок зі статті J. Miralda-Escude «The Dark Age of the Universe» // Science, 2003, 300, 5627, p. 1904.

Перші зорі

	Рис. 10. Перші зорі перевершували Сонце у 4–14 разів за діаметром і в десятки мільйонів разів за випромінюваною енергією. Світили вони переважно у вакуумному ультрафіолеті й швидко згоряли.

Процес виникнення перших зір простіший за процес утворення зір сучасного типу завдяки хімічній чистоті вихідного матеріалу — воднево-гелієвої суміші. Газ атомарного складу був перемішаний із темною масою. Він починав стискатися під дією гравітаційних сил конденсації темної матерії. Формування зорі залежить від температури середовища, маси газового утворення, що конденсується, та наявності в ньому молекулярного водню, який здатний відводити з конденсації тепло, випромінюючи його в навколишній простір. Молекулярний водень не може виникнути з атомарного при випадкових зіткненнях атомів; для його утворення природа припасла досить складний процес. Тому при z > 15–20 водень залишався переважно в атомарній фазі. При стисканні температура газу в конденсації підвищується до 1000 K і більше, а частка молекулярного водню дещо зростає. За такої температури подальша конденсація неможлива. Але завдяки молекулярному водню температура в найщільнішій частині конденсації знижується до 200–300 К, і стискання триває, долаючи тиск газу. Поступово звичайна матерія відокремлюється від темної та концентрується в центрі. Мінімальна маса газової конденсації, необхідна для утворення зорі, — маса Джинса — визначається степеневою залежністю від температури газу, тому перші зорі мали масу в 500–1000 разів більшу за сонячну. У сучасному Всесвіті при утворенні зір температура у щільній частині конденсації може становити лише 10 K, оскільки, по-перше, функції відведення тепла успішніше виконують важкі елементи й частинки пилу, які вже з’явилися, а по-друге, температура навколишнього середовища (реліктового випромінювання) становить лише 2,7 K, а не майже 100 K, як це було наприкінці Темної епохи. Другий критерій маси Джинса — тиск (точніше, квадратний корінь із тиску). У Темну епоху цей параметр був приблизно таким самим, як тепер.

Перші зорі, що утворилися, були не лише величезними, у 4–14 разів більшими за Сонце (рис. 10), а й дуже гарячими. Сонце випромінює світло з температурою 5780 K. У перших зір температура становила 100 000–110 000 K, а випромінювана енергія перевищувала сонячну в мільйони й десятки мільйонів разів. Сонце називають жовтою зорею; ці ж зорі були ультрафіолетовими. Згоряли та руйнувалися вони лише за кілька мільйонів років, але встигали виконати щонайменше дві функції, які визначили властивості подальшого світу. У результаті реакцій синтезу відбувалося певне збагачення їхніх надр «металами» (так астрономи називають усі елементи, важчі за водень). «Зоряний вітер», який витікав із них, збагачував металами міжзоряне середовище, полегшуючи формування наступних поколінь зір. Головним же джерелом металів були вибухи деяких зір як наднових. Наймасивніші з перших зір наприкінці свого життєвого шляху, імовірно, утворили чорні діри. Потужне ультрафіолетове випромінювання гігантських зір спричинило розігрів та іонізацію міжзоряного й міжгалактичного газу, які швидко розвивалися. Це була друга їхня функція. Такий процес називають реіонізацією, оскільки він був зворотним до рекомбінації, що завершилася за 250 мільйонів років до цього, при z = 1200, коли утворилися атоми та вивільнилося реліктове випромінювання. Дослідження далеких квазарів показують, що реіонізація практично завершилася при z = 6–6,5. Якщо ці дві позначки, z = 1200 і z = 6,5, вважати межами Темної епохи, то вона тривала 900 мільйонів років (рис. 11). Сам період повної темряви, до появи перших зір, тривав менше — близько 250 мільйонів років, причому теоретики вважають, що в деяких, цілком виняткових випадках окремі зорі могли з’явитися й раніше, але ймовірність цього була дуже низькою.

З утворенням перших зір Темна епоха завершилася. Гігантські ультрафіолетові зорі входили до протогалактик, утворених переважно темною матерією. Розміри протогалактик були невеликими, і вони перебували близько одна до одної, що спричиняло сильне притягання, яке об’єднувало їх у галактики, також невеликі. Розміри перших галактик становили 20–30 світлових років (лише у 5 разів більше за сучасну відстань до найближчої зорі, а діаметр нашої Галактики — 100 000 світлових років). Було б цікаво побачити ці гігантські ультрафіолетові зорі, але, попри їхню величезну яскравість, зробити це не вдається: вони перебувають в області z = 8–12, а рекордом спостереження віддалених об’єктів поки залишається квазар при z = 6,37. От якби придумати, як виділити випромінювання, що виникло в певний період часу… Припускав же Е. Габбл, який іноді вагався, що червоне зміщення — просто результат старіння світла, а не ефект Доплера.

Рис. 11. Всесвіт від Великого вибуху до наших днів.

Висновок

У 2005 році минає 100 років від дня публікації Альбертом Ейнштейном його першої праці з теорії відносності. У міру поглиблення експериментальних досліджень виявляється, що світ стає дедалі складнішим. Ускладнюються й нові теорії, які з’являються, судити про правильність яких мені, експериментаторові, нелегко. Певну розраду я знаходжу в таких словах Ейнштейна: «Жодною кількістю експериментів довести теорію не можна, але достатньо одного, щоб її спростувати». Завершуючи цей короткий огляд нових відкриттів в астрофізиці, я намагаюся уявити собі інший огляд — той, який буде написано через 100 років. Сподіваюся, його автор також буде оптимістом і на завершення наведе ті самі слова Луція Аннея Сенеки: «Природа не розкриває свої таємниці раз і назавжди».

Доктор фізико-математичних наук Л. КСАНФОМАЛІТІ

Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.