Реликтовое излучение

В 1964 году Арно Пензиас и Роберт Уилсон в лаборатории Белла работали над одним экспериментом. Они использовали надувные шары в качестве отражателей для передачи данных в микроволновом диапазоне между двумя точками. Им, в частности, необходимо было понять, не повлияет ли на их измерения какой-либо фоновый шум. Они справились практически со всеми шумами, кроме одного: однородного микроволнового излучения на 2,73 К. Исключив все возможные помехи, учёные пришли к выводу: им внезапно удалось измерить реликтовое излучение, которое иногда ещё называют фоновым микроволновым излучением Вселенной.

Первыми гипотетически предсказали наличие во Вселенной реликтового излучения физики Ральф Альфер (сын русского еврея Самюэля Альфиревича, эмигрировавшего из Российской империи) и Роберт Герман. Сделали они это в 1948 году, а в начале 1960-х их работу независимо повторил советский физик Яков Борисович Зельдович, внесший большой вклад в развитие космологии.

Со времени обнаружения (за которое учёные получили Нобелевскую премию по физике в 1978), несколько экспериментов на Земле и в космосе измеряли реликтовое излучение со всё возрастающей точностью. В 1992 году эксперимент Cosmic Background Explorer (CoBE) провёл первые наблюдения за неравномерностью излучения – небольшими изменениями температуры, в 100 000 раз меньшими, чем средняя фоновая температура в 2,73 К. Затем Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) расширило наши познания о неравномерностях температур в 2003 году, а в 2013 Планк выдал самое точное измерение на сегодняшний день. Новые эксперименты не только увеличивают точность температурных измерений, но и уменьшают угловые размеры погрешностей.

До появления реликтового излучения обычными компонентами Вселенной были свет (фотоны), ядра водорода и гелия, и свободные электроны (да, были ещё нейтрино и тёмная материя, но о них в другой раз). Поскольку свободные электроны заряжены отрицательно, они взаимодействуют с фотонами в так называемом Томсоновском рассеянии. Если фотон и электрон пересекаются, они отскакивают друг от друга, как бильярдные шары. В то время у фотонов была очень большая энергия, и средняя температура Вселенной была больше 3000 К. Такая температура держала электроны в свободном состоянии, поскольку энергия фотонов превосходила энергию ионизации атомов: энергию, необходимую для вышибания электрона из атома. Вместо того, чтобы оставаться привязанными к положительно заряженным ядрам водорода и гелия, электроны почти сразу же выбивались фотонами.

Два этих эффекта — фотоны, занимающиеся ионизацией атомов, и фотоны, взаимодействующие с электронами — приводят к важным последствиям. Большая частота взаимодействий означает, что фотон не улетит далеко до того, как снова столкнётся с электроном и поменяет направление. Представьте, как вы ведёте машину в густом тумане: задние фонари впереди идущей машины не видны, поскольку свет рассеивается на молекулах воды. Именно так было и во Вселенной до появления реликтового излучения: свет полностью поглощался «туманом» свободных электронов (часто говорят о непрозрачной Вселенной или тёмных веках). Комбинация непрозрачности и рассеяния Томсона и придают реликтовому излучению однородную температуру во всех направлениях.

Также известно, что вокруг примерно однородной температуры у реликтового излучения должны быть небольшие флуктуации, поскольку высокая частота взаимодействий говорит о наличии фотонов везде, где присутствует материя. Реликтовое излучение даёт нам информацию о распределении тёмной материи во Вселенной, а «холодные» и «горячие» места реликтового излучения соответствуют более или менее плотным регионам. Всё потому, что тёмная материя не взаимодействует с обычной, поэтому она способна собираться в плотные сгустки, в то время, как фотоны задерживаются туманом из свободных электронов. Гравитационное притяжение сгустков тёмной материи собирает вместе ядра и электроны, а вместе с ними – и фотоны.

Флуктуации температуры фотонов, наблюдаемые нами в реликтовом излучении, непосредственно говорят нам о том, где была расположена материя 13 миллиардов лет назад.

Пространство постепенно расширялось и растягивались волны фотонов. Энергия фотона связана с длиной его волны, и чем длина больше, тем энергия меньше. В конце концов, расширение так растянуло фотоны, что их энергия упала ниже энергии ионизации. И в этот момент электроны скомбинировались с ядрами, возникли нейтральный водород и гелий (и немного других элементов), а фотоны получили возможность беспрепятственного распространения.



Момент формирования нейтральных атомов называется рекомбинацией и часто описывается как превращение Вселенной в прозрачную. Фотоны, вырвавшись за пределы электронного тумана, смогли, наконец, путешествовать в любом направлении. Какие-то фотоны на своём пути в конце концов встречают Землю и наши датчики реликтового излучения! Краткий промежуток времени между рассеянием фотонов и формированием нейтральных атомов называется поверхностью последнего рассеяния. Именно его и показывает нам картина реликтового излучения. Поскольку Вселенная была непрозрачной до этого момента, то раньше мы буквально не сможем ничего увидеть.

Сверхновая

В Кашмирской долине Индии в местности Бурзахама есть пещера, на стенах которой сохранились наскальные рисунки. В одной из сценок изображена, как это часто бывает, охота. Над охотниками в небе схематично изображены два очень ярких объекта. Некоторые учёные считают, что один из них – Солнце, а другой – сверхновая HB9, вспыхнувшая в небе Земли примерно в 4600 году до н.э. Но проверить, так ли это, мы вряд ли сможем.

Люди с очень давних времён обращали внимание на небо, ещё задолго до появления зачатков астрономии в древнем Вавилоне. Интересующиеся звёздами наверняка могли заметить «новую» звезду – появлявшуюся там, где раньше ничего не было, разгоравшуюся до большой яркости, а затем затухавшую в течение нескольких месяцев.

Первым подтверждённым свидетельством наблюдения сверхновой считается запись, сделанная в 185 году н.э. в китайской книге «История империи Поздняя Хань». Китайские астрономы увидели сверхновую SN 185 (по современной классификации) в небе рядом с Альфа Центавра. Сверхновую было видно в течение восьми месяцев. Есть упоминания о том, что эту же сверхновую описывали в древнеримской литературе, но, к сожалению, самих записей о ней не сохранилось.

Впоследствии появления «новых» звёзд на небе отмечали довольно регулярно, и в какой-то момент они даже поспособствовали ослаблению теории Аристотеля о том, что за пределами орбиты Луны весь космос является постоянной и неизменной субстанцией.

Последнюю сверхновую, взорвавшуюся в нашей Галактике и наблюдаемую с Земли невооружённым глазом, зафиксировали в 1604 году.

Сначала «новые» звёзды, появлявшиеся на небе, просто называли новыми. Однако в первой половине XX века стало понятно, что существует два принципиально разных явления, приводящих к появлению на небосводе новой светящейся точки.

Новые звёзды связаны с тем, что в какой-нибудь двойной системе, одним из тел которых является белый карлик, последний перетягивает на себя материю своей звезды-компаньона, которая затем разогревается и начинает светиться.

Явление сверхновой звезды, по иронии, на самом деле знаменует смерть давно живущей звезды, а точнее, переход на следующую стадию эволюции. Это мощный взрыв, который, по современным представлениям, может идти по одному из двух сценариев.

В первом случае останки звезды – например, белый карлик – каким-то образом приобретают дополнительную материю (к примеру, за счёт аккреции звезды-компаньона или слияния с другим небесным телом), и достигают предела Чандрасекара, равного 1,44 солнечной массы. Это запускает в белом карлике неконтролируемую реакцию ядерного синтеза, проходящую всего за несколько секунд, после чего тело уже не может сопротивляться гравитации, и схлопывается, образуя нейтронную звезду. Возникает ударная волна, разбрасывающая внешние слои небесного тела, разгоняющая их до 3% от скорости света и разогревающая их до огромных температур. Собственная яркость тела в этот момент в 5 млрд раз превышает яркость Солнца.

Такой тип сверхновых называют типом Ia. Благодаря тому, что такие сверхновые взрываются, достигая определённой массы, все они обладают сходными характеристиками, в т.ч. практически одинаковой собственной яркостью. Благодаря этому их используют в качестве «стандартных свечей» — объектов, позволяющих оценить расстояние до их галактик. Бывают и другие условия возникновения подобных сверхновых – вместо постепенного накопления материи до предела Чандрасекара может произойти слияние двух белых карликов.

Во втором случае происходит резкое схлопывание ядра массивной звезды. В обычной звезде гравитационные силы, пытающиеся сжать её материю, уравновешиваются энергией, вырабатываемой в процессе ядерного синтеза в ядре светила. Когда ядерное топливо заканчивается, эволюция звезды может пойти по разным путям в зависимости от количества освобождённой гравитационной энергии. Звезда может схлопнуться в чёрную дыру, образовать нейтронную звезду с минимальным выбросом энергии или же сбросить внешние слои с выходом огромной энергии и яркой вспышкой.


Остатки сверхновой Кассиопея А в комбинированном изображении оптического и рентгеновского диапазонов

Благодаря разнообразию начальных условий существуют и более редкие типы сверхновых – например, парно-нестабильная сверхновая. Взрыв такой звезды происходит, когда сильное гамма-излучение в её недрах начинает порождать электрон-позитронные пары. Это сокращает световое давление на внешние слои, что нарушает баланс между ним и силой тяжести. Далее следует частичный коллапс, а затем мощный взрыв. Такие звёзды не образуют какой-либо остаток сверхновой, а лишь рассеивают в окружающее пространство железо в количестве до 10 солнечных масс. Такая звезда должна изначально иметь массу от 100 до 200 солнечных.

Взрыв парно-нестабильной сверхновой звезды полностью разрушает звезду-предшественницу и не оставляет нейтронной звезды или чёрной дыры. Вся масса звезды (не перешедшая в излучение) выбрасывается в космос, образуя небулярный остаток и обогащая окружающее пространство тяжёлыми элементами в количествах многих солнечных масс. Такие взрывы играют важнейшую роль в эволюции вещества в галактиках.