Общие представления о физических условиях на ранних стадиях расширения Метагалактики можно получить из анализа химического состава вещества. Одним из самых важных следствий этого анализа стало открытие реликтового изучения.
Основным достоинством любой теории является ее предсказательная сила. В космологии до середины 60-х гг. существовало две конкурирующие теории: модель "горячей" Вселенной и модель "холодной" Вселенной. Первая из них была разработана выдающимся ученым Г.Гамовым (нельзя сказать "выдающимся физиком", т.к., хотя физика была его основной специальностью, он внес большой вклад и в астрофизику, и в биологию) и его сотрудниками.
В этой модели предполагается, что на ранних стадиях эволюции Вселенной была крайне высока не только плотность вещества, но и его температура. Теория разрабатывалась в первую очередь для объяснения химического состава Вселенной, и эта цель была достигнута. Самым важным предсказанием теории было существование излучения с тепловым спектром. Это излучение дошло до нас от той далекой эпохи, когда Вселенная была очень плотной и горячей, правда, за долгие миллиарды лет это излучение должно было заметно "остыть". Это остывание связано с расширением Вселенной, в ходе которого температура уменьшалась по адиабатическому закону.
Но, как иногда бывает, этот реликт ранней Вселенной был открыт не в результате планомерных исследований, а практически случайно. Это открытие сделали в 1965 г. А.Пензиас и Р.Вилсон, а в 1978 г. за обнаружение реликтового излучения им была вручена Нобелевская премия по физике.
Реликтовое, или микроволновое фоновое, излучение имеет тепловой спектр, соответствующий температуре 2.7 К. Это соответствует температуре 4000 К, при которой произошла рекомбинация, с учетом красного смещения z=1500 (электроны и ионы объединились в атомы, т.е. рекомбинировали спустя 100 000 лет после начала расширения).
Когда говорят, что реликтовое излучение имеет тепловой спектр, то это означает, что спектр выглядит так, как будто на огромном расстоянии находится непрозрачная стенка, нагретая до температуры 2.7 градусов по шкале Кельвина.
Реликтовые фотоны чрезвычайно многочисленны. В одном кубическом сантиметре содержится примерно 500 таких фотонов. Это в миллиард раз больше концентрации барионов, т.е. "обычного" вещества. Окружающие нас предметы состоят из атомов, основная масса которых сосредоточена в ядре. Атомное ядро состоит из двух типов элементарных частиц: протонов и нейтронов. Такие частицы и называют барионами. Поэтому все окружающее нас вещество, а также вещество планет, звезд называют барионным веществом. Но из-за малой энергии фотонов их вклад в плотность Вселенной сейчас невелик (в 1000 раз меньше вклада "обычного", барионного, вещества). Однако, раньше ситуация была иной. В эпоху, когда температура излучения была гораздо выше, именно излучение играло основную роль во Вселенной.
И сейчас реликтовое излучение влияет на некоторые космические процессы. Например, еще в 1941 г. было обнаружено, что нижние энергетические уровни молекулы CN возбуждены так, как будто они находятся в поле излучения с температурой в несколько градусов кельвина. Это обусловлено влиянием микроволнового фонового излучения, и оно могло быть открыто таким образом почти на 25 лет раньше.
Реликтовые фотоны также могут в результате столкновений с частицами космических лучей образовывать новые частицы, "выедая" таким образом частицы с большими энергиями (Е>1020 eV).
Микроволновое фоновое излучение обладает большой изотропией, т.е. после учета поправок за счет движения наблюдателя (вращение Земли вокруг Солнца, вращение Солнца вокруг центра Галактики и движение самой Галактики) его температура, измеренная в различных участках неба, с высокой степенью точности одинакова.
Из теории следует, что небольшая анизотропия все-таки должна существовать. Ведь вещество распределено равномерно только в масштабах порядка миллиарда световых лет. Неоднородности, связанные с образованием скоплений и сверхскоплений галактик, не могли не отразиться на реликтовом излучении. Поэтому и в распределении температуры реликтового излучения на небе должна существовать анизотропия, т.е. dT, разность температур, не равна нулю. И в 1992 г. такая анизотропия была обнаружена! Это удалось сделать с помощью наблюдений на спутниках COBE и Реликт-1.
Небольшие обнаруженные неоднородности (флуктуации), ответственные за образование скоплений галактик с размерами в десятки мегапарсек, пришли к нам из той эпохи, когда Вселенной было всего 10-35 сек. и она находилась на стадии инфляции.
Обнаружение и изучение реликтового излучения позволили сделать большой шаг в понимании структуры Вселенной и ее эволюции. Продолжаются новые исследования в этом направлении.
ЭЛЕМЕНТЫ КОСМОГОНИИ
Раздел астрономии, изучающий происхождение и развитие (эволюцию) галактик, звезд и Солнечной системы, называется космогонией (от греч. «космос» – мир и «гонос» – происхождение).
Астрономические наблюдения доказывают, что материя во Вселенной находится в непрерывном развитии, в самых разнообразных формах и состояниях – от газа и пыли ничтожно малой плотности до сверхплотных объектов, от карликовых до сверхгигантских звезд резко различных размеров и светимостей, от сравнительно небольших звездных группировок до колоссальных по размерам и многообразию форм галактик, тоже находящихся на разных этапах своего развития. Раз меняются формы существования материи, то, следовательно, различные и разнообразные объекты Вселенной не могли возникнуть все одновременно, а формировались в разные эпохи и поэтому имеет своей определенный возраст, отсчитываемый от начала их зарождения.
Раскрытие закономерностей зарождения и эволюции различных объектов Вселенной входит в задачи космогонии. Эти задачи она решает путем разработки научных предположений (гипотез), основанных на астрономических наблюдениях и их теоретическом обобщении, с использованием достижений всех отраслей естествознания. Поэтому в процессе развития естествознания, по мере его обогащения научными открытиями, разрабатываются новые космогонические гипотезы, объясняющие вновь открытые факты, а прежние, не удовлетворяющие им, отвергаются.
Современная космогония в своих обобщениях опирается на достижения смежных с ней отраслей естествознания – физики, математики, химии, геологии.
Формирование звезд и галактик
Научные основы космогонии были заложены еще Н.Ньютоном, который показал, что равномерное распределение вещества в пространстве является неустойчивым и под действием собственной гравитации должно разделиться на сжимающиеся сгустки. Теория образования сгустков вещества, из которых формируются звезды, была развита в 1902 г. английским астрофизиком Дж.Джинсом (1877 – 1946). Эта теория объясняет и процесс образования галактик. Джинс доказал, что в первоначально однородной газовой среде с постоянной плотностью и температурой может возникнуть уплотнение. Если сила взаимного тяготения в нем превысит силу газового давления, то среда перестанет сжиматься, а если превалирует газовое давление, то вещество рассеется в пространстве.
Эта теория в общих чертах подтверждается наблюдениями. Так, в Галактике межзвездная среда (газ и пыль) неоднородна и имеет клочковатую структуру. В сравнительно небольших газовых облаках с массой, близкой к массе Солнца, сила газового давления уравновешивается силой гравитации, и облака не сжимаются. В крупных газопылевых туманностях, подобных Большой туманности Ориона и называемых газопылевыми комплексами, размерами 10 – 100 пк и массой в несколько тысяч солнечных масс, сила гравитации преобладает над силой газового давления. Поэтому в таких облаках возникают сгустки вещества, температура внутри которых при сжатии повышается, и они постепенно преобразуются в звезды. Следовательно, в газопылевых комплексах звезды формируются группами, образуя звездные скопления и ассоциации. На формирование звезд группами даже в нашу эпоху впервые указал еще в 1947 г. советский астрофизик В.А.Амбарцумян.
Подобным образом можно объяснить и возникновение галактик, для формирования которых условия были благоприятными на ранних этапах расширения Метагалактики, когда температура вещества была близка к 106 К. Образовывались колоссальные по своим размерам сгущения с массами порядка сотен миллиардов солнечных масс, именуемые протогалактиками. По мере их дальнейшего сжатия в них возникали условия для формирования звезд, т.е. образовывались звездные системы – галактики.
Исходя из факта расширения Метагалактики, некоторые специалисты в области космологии оценивают ее возраст величиной, обратной постоянной Хаббла, т.е. 1,3*1010 лет. Учитывая, что принятое сейчас значение постоянной Хаббла известно с небольшой точностью, считают возраст Метагалактики близким к 13 – 15 млрд. лет. Этот возраст не противоречит оценкам возраста наиболее старых звезд и шаровых звездных скоплений в нашей Галактике.
Эволюция звезд
Возникшие в газопылевой среде Галактики сгущения, продолжающие сжиматься под действием собственного тяготения, получили название протозвезд. По мере сжатия плотность и температура протозвезды повышается, и она начинает обильно излучать в инфракрасном диапазоне спектра. Длительность стадии сжатия протозвезд различна: при массе меньше солнечной – сотни миллионов лет, а у массивных – всего лишь сотни тысяч лет. Когда температура в недрах протозвезды повышается до нескольких миллионов кельвинов, в них начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. При этом выделяется огромная энергия, препятствующая дальнейшему сжатию и разогревающая вещество до самосвечения – протозвезда превращается в обычную звезду.