Воздушный шарик или пирог: как расширяется Вселенная?

Дмитрий Горбунов доктор физико-математических наук, главный научный сотрудник Института ядерных исследований РАН, член-корреспондент РАН Как расширяется наша Вселенная?

Вселенная расширяется точно так же, как расширяется поверхность шарика, который вы надуваете. Вы можете нарисовать две точки на поверхности шарика, начать его надувать, и эти точки друг от друга раздвинутся. Причем любые две точки на шарике одинаково раздвинутся относительно друг друга. В таком же смысле расширяется наша Вселенная.

Можно сказать и по-другому. Допустим, у вас есть какой-нибудь пирог, в тесто вы включили изюм и хорошо все перемешали. Теперь тесто у вас в печи набухает, расширяется, и расстояние между изюминками увеличивается. Если вы хорошо подготовили вашу печку и тесто, то они будут равномерно и одинаково удаляться: каждая изюминка от каждой изюминки. При этом корочку мы не видим, ведь мы сидим глубоко-глубоко внутри пирога. Но мы стараемся ее увидеть и задаем себе вопрос: «А есть ли корочка?» Так и со Вселенной. Из темпа расширения как раз и следует возраст Вселенной: ей примерно 14 млрд лет. 

Тут произошла типичная для науки история. Допустим, вы знаете всю известную физику, и в соответствии с ней у вас все работает. Но дальше вы понимаете, что есть фундаментальные законы. И всякий раз, как вы научились смотреть физику на меньших расстояниях, больших скоростях, вы пытаетесь проверить: а работают ли эти законы? И вы увидите, что теория немножечко начинает отличаться от эксперимента. Вы улучшаете экспериментальную чувствительность, и это расхождение увеличивается. Потом увеличивается еще и еще, и в какой-то момент вы признаете, что, наверное, что-то нужно менять.

Лет 10–15 назад измерение времени — величина времени жизни нейтрона — сдвинулась больше чем на пять стандартных измерений.

Сегодня темп расширения Вселенной определяется плотностью той компоненты, которая доминирует во Вселенной. Это так называемая темная энергия — очень странное вещество, которое не реагирует на расширение Вселенной. Обычное вещество как устроено? Вот есть у вас эти самые изюминки, и они составляют основную массу. Когда у вас пирог увеличился, расстояние между изюминками увеличилось, плотность энергии уменьшилась. А темная энергия не реагирует. И это очень странная вещь — так называемая dark energy, ее проявления в обычной физике нет нигде. Ну вот так устроено: она только в гравитации и только на больших расстояниях. Поэтому лишь космологические наблюдения могут помочь ее посмотреть.

Мы про нее ничего не знаем, но всегда задаем себе вопрос: насколько она константна? Возвращаясь к аналогии с пирогом, есть ли корочка? А если нет, то насколько большим может быть этот пирог? Мы увидели странную аномалию и, возможно, просто пока не догадались, как эта субстанция изменяется. Может быть, она все-таки изменяется. Мы это сейчас увидели, но теоретически пока не нашли ту самую модель, которая все эти разные измерения сведет в одно.

Методы измерений можно разделить на два класса. Один метод — это измерение, которое относится к объектам, процессам и явлениям в современной Вселенной, которую мы сейчас более-менее хорошо знаем. И есть другие методы, которые относятся к извлечению величины современного темпа. Наблюдаемые данные в первую очередь рассказывают нам о физике ранней Вселенной.

Во Вселенной «далеко» означает «рано». Один из способов, которой основан на поздней Вселенной, — это наблюдаемые цефеиды (класс пульсирующих переменных звезд). Это попытка построить линейку от сегодняшнего момента в прошлое. А другой способ — наоборот: вы строите эту линейку с раннего момента, с момента рекомбинации, где есть очень хорошие наблюдаемые, и пытаетесь ее оттуда спустить сюда. И вот эти две линейки — условно говоря, на расстоянии 100 мегапарсек — друг с другом не сходятся и ни одну из них непонятно, как сдвинуть.

За тот факт, что Вселенная расширяется с ускорением, дали Нобелевскую премию. Это наблюдение было сделано как раз со сверхновыми вспышками, которые видны очень далеко. И оно было качественно основано на том, что один из способов измерения расстояния состоит в использовании так называемых стандартных свеч. Если у вас есть лампочка, мощность которой вы точно знаете, вы измеряете поток. По тому, насколько тускло светит лампочка, можно узнать, насколько она далеко. Нужно учитывать при этом все: изменяется частота, время и другие параметры. Если все это учесть, можно отсюда понять, как расширялась Вселенная.

Для этого используется оригинальный способ измерения параметра Хаббла, который был разработан ученым Хабблом. Число, которое он получил, примерно раз в десять больше, чем то, что мы сейчас знаем. Если бы он так измерил сегодня, его бы все засмеяли, но тем не менее он угадал, что Вселенная расширяется и что есть этот параметр. Измерение этого замечательного параметра Хаббла ведется в километрах на секунду на мегапарсеки (км/с/Мпк). Эта характеристика позволяет нам по вспышке делать определенные расчеты. Допустим, если вспышка случилась так — это лампочка 10 Вт, а если так — это лампочка 20 Вт. И так мы узнаем расстояние.

Есть второй метод измерения: реликтовое излучение — это фотоны, которые образовались во Вселенной в эпоху рекомбинации образования водорода. В ранней Вселенной была плазма. В какой-то момент Вселенная расширилась настолько, что стало выгодно образовывать водород — протоны с электронами образовали нейтральный водород. У фотонов, которые там летали, нет зарядов, нет свободных заряженных частиц, им не на ком рассеиваться, поэтому они распространялись и летят до сих пор, мы их каждый день регистрируем и считаем, что Вселенная полностью ими заполнена.

Когда все фотоны к нам летели, они летели во Вселенной, которая эволюционировала. Она расширялась, образовывались новые структуры. Пролетая мимо галактик и скоплений галактик, фотоны отклонялись, и в какой-то момент случилась реионизация. И мы сейчас видим уже ее результат. Мы не видим ту первичную картинку анизотропии, но зато мы по этой картинке можем не только узнать раннюю физику — физику реликтового излучения, или раннюю космологию, но и можем проследить всю историю развития Вселенной.

Картинка анизотропии реликтового излучения может многое рассказать нам. Мы измеряем температуру реликтовых фотонов, глядя на разные уголки неба. Температура фотонов у нас 2,7 °К. Но есть незначительные различия: 300, 200, 100 мкК (это очень маленькая величина: 10–4). В этой картинке на самом деле очень много информации. Разные пятнышки — это так называемая анизотропия реликтового излучения. Считается, что эти пятнышки произошли из-за того, что в первичной плазме была немножко неоднородно распределена материя, где-то электронов было побольше, где-то поменьше. И поэтому в одном месте рекомбинация случилась немножко пораньше, в другом немножко попозже. Соответственно, фотоны, которые тут летят, имеют разную температуру: чуть больше и чуть меньше. Эти неоднородности очень интересны для исследователей. Это свидетельство того, как Вселенная дышала в ту эпоху, как она развивалась.

Глядя на картинку анизотропии, мы понимаем, что эти пятнышки означают, что там «гуляют» звуковые волны. И эти звуковые волны мы можем поизучать. Пятнистость может проявляться по-разному. Есть пятнышки очень-очень маленькие или очень большие. И эта история — в какой доле есть большие, в какой доле есть маленькие — в научных терминах превращается в такую картинку, которая выглядит очень похоже на разложение звука по частотам. Мы видим на ней какие-то колебания. И это прямо звуковые колебания, звуковые волны, которые были в ту эпоху — в эпоху образования водорода в плазме.

Расстояние между пиками, угловой размер — это прямо размер звуковой волны самый большой. Именно эти измерения позволяют узнать, как расширялась Вселенная. Это и есть параметр Хаббла.

Прогресс в экспериментальной технике действительно идет, и все улучшения, о которых я говорил, появились благодаря новым экспериментальным данным. Все-таки физика — это экспериментальная наука. Я думаю, нас ждет какое-то очень важное открытие. Должны быть новые экспериментальные данные, новое поколение экспериментов, которое в первую очередь будет смотреть за распределением структур, за тем, сколько у нас во Вселенной галактик.

Подробнее о современных способах изучения расширения Вселенной рассказывается в передаче Алексея Семихатова «Вопрос науки».