Отталкиваясь от этой точки — предсказуемой смеси основных ингредиентов, — мы можем использовать наши знания фундаментальных законов и предположить, что произойдет дальше. Результат прост: наш вездесущий огненный шар расширяется под собственным давлением, работающим против его же гравитации, и при этом охлаждается.
По мере остывания с огненным шаром происходят две особенно важные вещи. Во-первых, активность некоторых реакций постепенно снижается, а затем они резко прекращаются. Например, как только температура в шаре становится достаточно низкой, существенно уменьшается взаимодействие фотонов с прочей материей. Проще говоря, небо проясняется, и свет начинает более свободно распространяться с одного конца Вселенной до другого — как сегодня. Конечно, фотоны, которые были частью огненного шара, не исчезают. Они становятся так называемым космическим фоновым излучением — долгоживущим послесвечением, заполняющим Вселенную.
Второй результат — частицы начинают соединяться: кварки образуют протоны и нейтроны, электроны связываются с ядрами атомов и так далее. Материя постепенно обретает ту форму, в которой мы ее знаем.
Это наш первый грубый сценарий космической истории.
Прошлое никогда не умирает. Оно даже не прошлое.
Космическое прошлое не умирает до конца. Его следы мы можем наблюдать и сегодня. Поскольку скорость света конечна, доходя до нас издалека, он многое способен нам рассказать.
Реконструкция того, что произошло в ранней Вселенной, очень похожа на реконструкцию обстоятельств преступления. Мы изучаем доказательства, формируем гипотезы, ищем подтверждения. Если мы обнаруживаем новые факты, приходится уточнять нашу теорию или изменять ее.
Космическая перепись
Благодаря улучшенным телескопам и камерам, а также более совершенным способам обработки данных астрономы смогли исследовать Вселенную гораздо глубже и полнее, чем Эдвин Хаббл. Он своей работой сделал главным подозреваемым Большой взрыв; позже это обвинение подтвердилось.
Напомню, Хаббл обнаружил, что далекие галактики удаляются от нас, причем их скорость пропорциональна расстоянию до нас. Соответственно, при «обратной перемотке» мы должны предположить Большой взрыв. Это справедливо для ближайших галактик, но не следует ожидать, что сработает и для самых далеких. Скорость, пропорциональная расстоянию, не приведет к тому, что все они схлопнутся одновременно: здесь в игру вступают гравитационные силы, изменяющие движение. Считая Большой взрыв отправной точкой, можно предсказать, как скорость расширения меняется во времени. Это предсказание уточняет гипотезы о том, как красное смещение галактик зависит от их расстояния, которое можно сравнить с наблюдаемым. И это хорошо работает[98].
«Отмотав» расширение Вселенной назад, мы определяем то, что обычно называют ее возрастом. Имеется в виду период, прошедший с тех пор, как она была гораздо более горячей, плотной и однородной, чем сейчас, или — слегка огрубляя — с самого Большого взрыва. В первые моменты после него звезды и галактики существовать не могли. Но можно предположить, когда такие структуры начали формироваться, а также оценить возраст некоторых космических древностей, используя радиоактивность и теорию эволюции звезд (мы это обсудили в главе 2). И эти два разных способа довольно хорошо согласуются.
Короче говоря, Вселенная примерно настолько же стара, насколько стары самые древние объекты в ней. И это закономерно.
Долгоживущее послесвечение
Послесвечение фотонов, возникшее в момент, когда огненный шар только-только охладился и стал прозрачным, впервые обнаружили в 1964 году Арно Пензиас и Роберт Уилсон[99]. Эти фотоны подверглись сильному красному смещению и теперь представляют собой в основном микроволновое излучение — то же, которое используется в СВЧ-печах. Они образуют так называемый космический микроволновый фон, или КМФ («реликтовое излучение»). КМФ — это образ ранней Вселенной, рассеянный по небу в невидимом «свете». Теория Большого взрыва не только предсказывает существование космического микроволнового фона, но и может многое сказать о его составе, в частности об интенсивности излучения на различных частотах. И здесь тоже наблюдения совпадают с предсказаниями.
Реликты
Когда бушующий огненный шар из кварков, антикварков и глюонов остывает, частицы начинают слипаться в протоны и нейтроны, образуя атомные ядра. Модель Большого взрыва позволяет рассчитать их относительное количество. Оказывается, значительная часть нашего потенциального строительного материала — ядра обычного водорода (1H — одиночный протон) и гелия (4He — два протона и два нейтрона). Есть также примеси дейтерия (2H — один протон и один нейтрон, изотоп водорода), трития (3He — два протона и один нейтрон, изотоп гелия) и лития (7Li — три протона и четыре нейтрона). Все эти изотопы обнаружились благодаря методам спектроскопии в предсказанных пропорциях в средах, где не происходили процессы их переработки[100]. Все другие виды ядер образовались на гораздо более поздних этапах космической истории. Наблюдать и понимать их возникновение страшно интересно, но их связь с основными принципами не такая прямая.
Инфляционная модель
Как я подчеркивал выше, теория Большого взрыва полна странностей. Она предполагает существование условной отправной точки и постулирует, что материя в ранней Вселенной была чрезвычайно тонко организована, а точнее — крайне однородна, но ее гравитационная нестабильность нивелировалась.
Еще один таинственный аспект я прежде упомянул лишь вскользь, потому что детальное объяснение прервало бы мой рассказ[101]. Теория Большого взрыва предполагает, что пространство евклидово, то есть «плоское».
Этот постулат согласуется с общей теорией относительности Эйнштейна, но все же необязателен. Теория относительности готова допустить и кривизну пространства. Нам нужна какая-то новая идея, объясняющая, почему природа не использует эту возможность.
Мой коллега из Массачусетского технологического института Алан Гут высказал по этому поводу блестящую и многообещающую мысль. Он предположил, что в начале истории Вселенная чрезвычайно быстро расширилась, и назвал этот процесс инфляцией (от лат. inflatio — «раздувание»). Интуитивно понятно, как это может помочь в поиске ответов на наши вопросы. Если Вселенная быстро расширяется, концентрация неоднородности материи падает, а также уменьшается ее кривизна[102].
Действительно ли подобное произошло? Хотелось бы так думать, но было бы хорошо конкретизировать представления о том, как это случилось, и найти более веские свидетельства в пользу инфляционной модели.
Эта гипотеза не вытекает логически из наших основных законов. Для инфляции требуются дополнительные факторы. Андрей Линде и Пол Стейнхардт высказали предложения о некоторых силах и полях, которые могли бы ее запустить, но пока их существование ничем не подтверждено. Обоснованная инфляционная модель помогла бы нам более тщательно проверить основную идею и выявить новые следствия. К сожалению, пока такой модели нет. Зато остается огромный простор для открытий.
Вперед в прошлое
Космический микроволновый фон — долгоживущее послесвечение Большого взрыва — открывает нам окно в раннюю историю Вселенной. Как вы помните, его составляют фотоны, присутствовавшие в огненном шаре, когда он только охладился и стал прозрачным. Это случилось примерно через 380 000 лет после Большого взрыва. По сравнению с 13,8-миллиардолетним возрастом Вселенной срок невероятно короткий; множество интересных событий произошло еще раньше.
Мы хотели бы изучить и их тоже. Провести подобное «расследование» будет непросто, но надежда есть. Например, в окружающем нас пространстве должно быть еще минимум два других послесвечения. Их происхождение примерно такое же, как у космического микроволнового фона. Они образуют потоки нейтрино и гравитонов[103].
Поскольку и нейтрино, и гравитоны слабо взаимодействуют с другими видами материи, огненный шар стал для них прозрачным намного раньше, чем для фотонов. Как следствие, долгоживущие послесвечения нейтрино и гравитонов хранят еще более древние сообщения. В частности, гравитоны могут дать нам представление о том, что случилось через малые доли секунды после Большого взрыва, — и преподнести много сюрпризов. Мы могли бы узнать, что происходит при гораздо более экстремальных температурах и других параметрах, чем все достижимое в земных лабораториях и, скорее всего, вообще где-либо в современной Вселенной. Например, если бы нам повезло, мы увидели бы вспышку гравитационного излучения, испускаемого быстродвижущимся веществом во время космической инфляции.
Наблюдение за более экзотическими послесвечениями затруднено из-за той же особенности, которая делает его таким увлекательным: эти частицы очень слабо взаимодействуют с прочей материей, настолько, что Вселенная становится для них прозрачной. Нам понадобятся новые высокочувствительные антенны и телескопы, чтобы вообще их увидеть. Эти приборы вряд ли будут похожи на те, что используются для регистрации фотонов, — здесь много возможностей для творчества. А возможно, есть также и другие долгоживущие послесвечения, вызванные частицами, существование которых еще не установлено.
Таким послесвечением могла бы оказаться темная материя. Я, как и большинство моих коллег, склоняюсь к подобному мнению. Точнее, я подозреваю, что это послесвечение вызвано аксионами. Я расшифрую и обосную это утверждение в