История всего

Однако космологам в итоге удалось создать такую карту, в которой гомогенность и изотропия были несомненны. Оказывается, если взять фрагмент Вселенной шириной примерно 300 миллионов световых лет, он будет удивительно похож на любой такой же фрагмент из другого ее региона. Желанный и долгожданный критерий гомогенности был достигнут. Однако в более скромных масштабах все неравномерно распределенное вещество до сих пор выглядит более чем негомогенным и неизотропным.

Три столетия назад Исаак Ньютон задумался над тем, как могло вещество обрести структуру. Его изобретательный ум с легкостью принял концепцию изотропной и гомогенной Вселенной, но в нем не мог не прозвучать вопрос, который многие из нас себе и не задали бы: «Как можно сформировать какую бы то ни было структуру во Вселенной так, чтобы все составляющее ее вещество не собралось при этом в единую целую массу гигантских размеров?» Ньютон считал, что, раз мы такого во Вселенной не наблюдаем, значит, она бесконечна. В 1692 году в своем письме к Ричарду Бентли, одному из магистров Тринити-колледжа (или колледжа Святой Троицы) Кембриджского университета, Ньютон выдвинул следующее предположение.

«Мне кажется, что, если бы все вещество нашего Солнца и планет и все вещество Вселенной было бы равномерно рассеяно в небесных глубинах, и если бы каждая частица имела врожденное тяготение ко всем остальным, и если бы, наконец, пространство, в котором рассеяна эта материя, было конечным, вещество снаружи этого пространства благодаря указанному тяготению влеклось бы ко всему веществу внутри и вследствие этого упало бы в середину всего пространства и образовало бы там одну огромную сферическую массу. Однако, если бы это вещество было равномерно распределено по бесконечному пространству) оно никогда не могло бы объединиться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут, а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных на огромных расстояниях друг от друга по всему этому бесконечному пространству.»[32]

Ньютон также предполагал статичность своей бесконечной Вселенной — она не расширялась и не сжималась. В такой Вселенной объекты «порождались» силами тяготения, тем притяжением, что каждый объект, обладающий массой, выказывает всем другим объектам системы. Его заключение о центральной роли гравитации в зарождении структуры пространства актуально и сегодня, хотя перед современными космологами стоит гораздо более тяжелая задача, чем в свое время перед Ньютоном. Вместо того чтобы наслаждаться теми удобствами, которые предлагала бы нам статическая Вселенная, мы вынуждены ни на минуту не забывать о том, что она, начиная непосредственно с момента Большого взрыва, постоянно расширяется, а это естественным образом препятствует скапливанию вещества в единую массу под воздействием гравитации. Задача по преодолению настойчивого противостояния космического расширения каким-либо гравитационным процессам встает еще более остро, когда вспоминаешь, что Вселенная выросла в размерах особенно стремительно в ближайшее после Большого взрыва время — и именно в ту эпоху начали формироваться первые ее структуры. На первый взгляд рассчитывать на то, что в тот период гравитации хватит на формирование огромных объектов из диффузного газа, глупо. Но каким-то образом гравитации это удалось!

В своем самом нежном возрасте Вселенная разрослась столь быстро, что, если бы она была строго однородной и изотропной в — любых своих масштабах, гравитация просто не смогла бы одержать победу над расширением. Сегодня в мире не было бы ни галактик, ни звезд, ни планет или людей, только атомы равномерно заполняли бы собой мировое пространство. В этом скучном и неинтересном космосе не было бы ни одного восхищенного наблюдателя и ни одного достойного восхищения объекта. Но мы живем в веселой и увлекательной Вселенной именно потому, что в эти самые первые мгновения ее существования появились неоднородность и анизотропия вещества. Это как если бы из некоего бульонного кубика планировалось приготовить космический бульон из вещества и энергии самых разных концентраций. Если бы не этот бульонный кубик, стремительно расширяющаяся Вселенная не позволила бы гравитации стянуть хоть сколько-нибудь вещества в единые объекты и позднее сформировать знакомые нам структуры, которые мы сегодня частенько принимаем как должное, не задумываясь об их происхождении во Вселенной.

Откуда взялись эти отклонения — образцы негомогенности и анизотропии, ставшие семенами всей структуры нашей Вселенной? Ответ можно найти в царстве квантовой механики — Исааку Ньютону такое и присниться не могло, но это нужно нам того, чтобы понять, откуда мы появились в этом мире. Квантовая механика сообщает, что в самых крошечных масштабах сохранить гомогенность и изотропию распределения вещества невозможно. Вместо этого нам предлагаются произвольные колебания в его распределении — компоненты приходят, уходят и возвращаются, и вещество начинает напоминать собой дрожащую массу исчезающих и возрождающихся частиц. В каждый конкретно взятый момент времени в одних регионах космоса частиц было чуть больше, чем в других, то есть плотность вещества там была выше. Из этой противоречащей здравому смыслу и в целом оторванной от реальности фантазии следует все, что мы имеем на сегодня, — все, что существует в мире. У чуть более плотных регионов было больше шансов привлечь к себе дополнительные частицы с помощью силы тяготения, после чего их шансы только возросли… и так до тех пор, пока из соответствующих мест изначально чуть большего скопления вещества не сформировались определенные структуры.

Стремясь отследить формирование структур с эпох, последовавших вскоре за Большим взрывом, мы можем узнать кое-что полезное, если обратимся к уже знакомым нам двум ключевым вехам истории Вселенной: эпохе инфляции, когда она расширилась с выдающейся скоростью, и эпохе отсоединения примерно через 380 тысяч лет после Большого взрыва, когда реликтовое излучение перестало взаимодействовать с веществом.

Эпоха инфляции длилась где-то между 10-37 и 10-33 секундами после Большого взрыва, в этот относительно короткий срок канва пространства и времени расширялась быстрее скорости света — за одну миллиардную долю одной триллионной одной триллионной доли секунды она выросла от размера в одну сотню миллиардов миллиардов раз меньшего, чем протон, до примерно 4 дюймов[33] в диаметре. Да, наша Вселенная когда-то была размером с грейпфрут. Но что же стало причиной этой инфляции? У космологов есть главный подозреваемый — фазовое превращение, оставившее за собой видимый след в космическом реликтовом излучении.

Фазовые превращения (или переходы) встречаются отнюдь не только в космологическом контексте, например они часто происходят у нас дома. Мы замораживаем воду, чтобы получить кубики льда, кипятим воду, чтобы получить пар. Сладкая вода способна вырастить сладкие кристаллы на опущенной в нее нитке, а влажное и липкое тесто превращается в пирог, стоит подержать его немного в духовке. Заметили характерную тенденцию? В каждом случае подопытный материал очень сильно различается до и после перехода. Инфляционная модель Вселенной утверждает, что, когда Вселенная была юной, преобладающее в ней энергетическое поле претерпело фазовый переход — один из нескольких, что могли произойти в те далекие времена. Это конкретное событие не только запустило раннее и суперскоростное расширение Вселенной, но и наделило ее особенной тенденцией к переменному формированию более и менее богатых на вёщество регионов. Эти переменные колебания впечатались в расширяющуюся канву пространства, создавая что-то вроде чернового наброска для будущего расположения галактик, которым еще только предстояло сформироваться. В лучших традициях Пу-Ба, персонажа из оперы Гильберта и Салливана «Микадо», который с гордостью отследил свое происхождение до «первозданной горстки атомов», мы тоже можем списать свое происхождение и начало формирования всех структур на колебания распределения вещества в субъядерном масштабе, которые имели место быть в эпоху инфляции.

32

Джинс Дж. Вселенная вокруг нас. — Л. — М.: Гостехиздат, 1932.

33

4 дюйма = 10,16 см.