Откуда мы знаем раннюю историю Вселенной?

Современная космология началась с измерения скоростей движения галактик и расстояний до них. Расширение Вселенной было открыто в 1929 году благодаря в первую очередь работам Эдвина Хаббла. К этому времени уже существовала теоретическая основа для описания эволюции нашего мира. Александр Фридман (1922) в рамках общей теории относительности построил первую модель эволюционирующей Вселенной, а Жорж Леметр (1927), независимо создав и проанализировав аналогичный сценарий, показал, что в расширяющейся Вселенной скорость удаления галактик друг от друга будет пропорциональна расстоянию между ними. В 1929 году Эдвин Хаббл убедительно показал, что скорость разлета галактик в самом деле пропорциональна расстоянию: чем дальше они находятся, тем быстрее от нас удаляются. Теперь мы называем это соотношение законом Хаббла. Уже в первой трети ХХ века трудами ряда ученых — Эйнштейна, де Ситтера и других — был построен ряд теоретических моделей, заложивших основы современной космологии. Однако до второй половины ХХ века отсутствие новых наблюдательных данных не позволяло существенно продвинуться в понимании эволюции Вселенной.

Череда открытий и современные телескопы обеспечили в последние полвека фантастический прогресс космологии. Современная наука основывает свои выводы уже на целом комплексе наблюдательных данных. Ключевыми источниками информации являются:

· данные по динамике расширения Вселенной;

· наблюдения реликтового излучения;

· измерения обилия химических элементов;

· параметры крупномасштабной структуры Вселенной;

· изучение эволюционных изменений различных объектов.
Важнейшим результатом стало открытие Пензиасом и Уилсоном (1965) так называемого реликтового излучения — самого древнего свидетельства молодой Вселенной, которое сейчас можно непосредственно пронаблюдать. В первые примерно 350 000 лет наша Вселенная была достаточно горячей и плотной, чтобы вещество в ней было ионизировано. Фотоны взаимодействовали со свободными электронами, и Вселенная была непрозрачной для заполнявшего ее теплового излучения. Уменьшение температуры и плотности в ходе расширения привело к тому, что произошла рекомбинация: электроны присоединились к ядрам, образовав нейтральные атомы. Вещество стало прозрачным, и все излучение, которым была заполнена Вселенная, стало свободным. Именно его мы и наблюдаем как реликтовое излучение. На момент рекомбинации температура излучающего вещества равнялась примерно 3000 К. Из-за космологического красного смещения температура этого излучения упала с момента эпохи рекомбинации до наших дней примерно в 1100 раз. Поэтому сейчас максимум в спектре приходится на радиодиапазон (температура чуть менее 3 К).

Реликтовое излучение непосредственно дает нам информацию об условиях во Вселенной спустя 350 000 лет после Большого взрыва. Его наличие доказывает, что молодая Вселенная была не только плотной, но и горячей. Вклад излучения в полную плотность Вселенной был доминирующим первые десятки тысяч лет с начала расширения. Кроме того, анализ распределения температуры реликтового излучения по небу позволяет определять ряд космологических параметров, например кривизну Вселенной (ее геометрию).

Существование реликтового излучения было предсказано теоретиками — Ральфом Альфером, Георгием Гамовым — в 40-е годы ХХ века. Этот результат был побочным продуктом построения модели происхождения элементов, первичного нуклеосинтеза. В горячей и плотной Вселенной не могли существовать сложные структуры, в том числе и ядра атомов. По мере остывания и уменьшения плотности на короткое время, на несколько минут, должны были сложиться условия, подходящие для синтеза элементов из исходных протонов и нейтронов. Расчеты показывают, что синтез не мог продвинуться далеко по таблице Менделеева. В итоге самыми обильными элементами во Вселенной стали обычный водород и гелий (99% видимого вещества). Кроме них, в молодой Вселенной успели образоваться ничтожные количества дейтерия (изотопа водорода) и лития. Современные измерения содержания гелия, дейтерия и лития в различных астрономических объектах позволяют восстановить свойства Вселенной в первые несколько минут ее жизни.

Данные по динамике расширения Вселенной и реликтовому излучению позволяют получить надежные оценки современной средней плотности Вселенной. При этом данные по первичному нуклеосинтезу говорят, что плотность обычного вещества (протоны и нейтроны) не могла быть слишком большой в интервале времени примерно от одной до десяти минут, иначе доля гелия была бы больше. А значит, помимо обычного вещества, во Вселенной должно быть и темное.

Наблюдая далекие объекты, мы смотрим в прошлое. Поэтому мы можем не только определять современные параметры распределения галактик, но и изучать их эволюцию со временем. На фоне расширения Вселенной под действием гравитации продолжают расти структуры. На сегодняшний день самые большие из них — это сверхскопления галактик. Но, заглядывая в прошлое, мы можем видеть времена, когда скоплений галактик еще не было.

Пятнадцать лет назад телескоп имени Хаббла получил изображение небольшого участка звездного неба в созвездии Печи. Эта площадка была выбрана не случайно: отсутствие на изображении множества звезд нашей Галактики позволило разглядеть совсем неяркие объекты возрастом более 12 миллиардов лет. Если мы посмотрим на галактики в этом Ультраглубоком поле Хаббла, то увидим, что они не похожи на большинство современных галактик. Тогда, более 10 миллиардов лет назад, галактики еще только формировались. В них шло бурное образование звезд. Гигантские звездные системы чаще сливались друг с другом. Поэтому мы видим, что далекие галактики выглядят непривычно — иногда клочковатыми, иногда с необычными спиральными рукавами, иногда какими-то перекрученными... Кроме того, детальный анализ позволяет выделять в далеком прошлом, то есть на больших расстояниях от нас, объекты (например, облака газа) с низким содержанием элементов тяжелее гелия.