Теория всего

Модель горячего Большого Взрыва также предсказывает, что мы должны иметь возможность наблюдать излучение, сохранившееся с ранних, «горячих», этапов развития Вселенной. Однако из-за постоянного расширения Вселенной температура этого начального излучения должна была понизиться до величины, лишь на несколько градусов превышающей абсолютный нуль. Этим объясняется существование микроволнового фонового излучения, обнаруженного Пензиасом и Уилсоном в 1965 г. Поэтому мы почти уверены, что располагаем верной картиной случившегося, по крайней мере на протяжении от нынешнего времени до момента через секунду после Большого Взрыва. Всего лишь через несколько часов после Большого Взрыва формирование ядер гелия и других элементов должно было прекратиться. А затем на протяжении миллиона лет или около того Вселенная должна была лишь продолжать расширяться без каких-либо особенных

событий. И вот, когда температура упала до нескольких тысяч градусов, электроны и ядра перестали обладать энергией, необходимой для противодействия электромагнитному притяжению между ними. Они начали объединяться в атомы.

Вселенная же в целом продолжала расширяться и остывать. Однако в областях с плотностью немного выше средней расширение замедлялось повышенным гравитационным притяжением. Это должно было в конце концов остановить расширение в некоторых областях и вызвать там сжатие. По мере сжатия гравитационная тяга материи за пределами этих областей могла привести к тому, что они начали медленно вращаться. Чем меньше становилась сжимающаяся область, тем быстрее она вращалась (так фигуристы увеличивают частоту своего вращения, прижимая руки к телу). Наконец, когда область сделалась достаточно малой, частота вращения стала достаточной, чтобы уравновесить гравитационное притяжение. Таким образом возникли вращающиеся дисковидные галактики.

С течением времени газ в галактиках распался на облака, которые сжимаются под воздействием собственного притяжения. При сжатии газа он нагревается до температур, запускающих ядерные реакции. Водород превращается в гелий, и выделяющееся тепло повышает давление, чем останавливает дальнейшее сжатие облаков. В таком состоянии они могут оставаться долгое время, как звезды, подобные нашему Солнцу, сжигая водород, который превращается в гелий, и излучая энергию в виде тепла и света.

Чем массивнее звезды, тем горячее они должны быть, чтобы сопротивляться своему мощному гравитационному притяжению. А это настолько сильно ускоряет термоядерные реакции, что такие звезды сжигают весь свой водород за сравнительно короткое время — примерно за сто миллионов лет. Затем они слегка сжимаются и, разогреваясь дальше, начинают преобразовывать гелий в более тяжелые химические элементы, такие как углерод и кислород. Это, однако, высвобождает не намного больше энергии, так что наступает кризис, который я описал в лекции о черных дырах.

Что происходит дальше, не совсем ясно, но представляется вероятным, что центральные области звезды должны сжаться до сверхплотного состояния, характерного для нейтронных звезд или черных дыр. Внешнюю оболочку может разметать так называемая вспышка сверхновой — чудовищный взрыв, сияние которого превосходит яркость всех остальных звезд в галактике. Некоторые из более тяжелых элементов, образовавшихся в конце жизненного цикла звезды, будут выброшены назад в галактический газ. Они станут сырьем для следующего поколения звезд.

Наше Солнце содержит примерно 2% таких более тяжелых элементов, так как это звезда второго или третьего поколения. Оно сформировалось около пяти миллиардов лет назад из облака вращающегося газа, которое содержало остатки более ранних сверхновых. Большая часть газа в этом облаке пошла на образование Солнца или была выброшена вовне. Однако небольшое количество более тяжелых элементов объединилось в небесные тела — планеты, подобные Земле, — которые обращаются теперь вокруг Солнца.

Открытые вопросы

Картина Вселенной, в начале своего развития очень горячей и остывавшей по мере расширения, хорошо согласуется с данными наблюдений, которые мы имеем сегодня. Тем не менее она оставляет без ответа ряд важных вопросов. Во-первых, почему новорожденная Вселенная была такой горячей? Во-вторых, почему Вселенная столь однородна

в больших масштабах, почему она выглядит одинаково из всех точек пространства и во всех направлениях?

В-третьих, почему в самом начале скорость расширения Вселенной была столь близка к критической, что едва позволяла избежать немедленного обратного сжатия? Если бы через секунду после Большого Взрыва эта скорость была меньше всего на миллиардную часть от миллиардной доли, Вселенная тут же пережила бы коллапс, не достигнув наблюдаемых ныне размеров. С другой стороны, будь скорость расширения в ту секунду на столь же ничтожную долю больше требуемой, Вселенная расширилась бы настолько, что сейчас была бы практически пустой.