Но действительно ли открытое Пензиасом и Вильсоном излучение осталось от первых мгновений существования Вселенной? Прежде чем говорить об экспериментах, поставленных после 1965 г. и призванных ответить на этот вопрос, давайте поинтересуемся: чего мы теоретически должны ожидать? Каковы общие свойства этого излучения, которое наверняка заполняет Вселенную, если наши современные космологические представления верны? Среди прочего необходимо понять, что происходит с этим излучением, когда Вселенная расширяется. Причем мы должны охватить не только эпоху нуклеосинтеза или первые три минуты, но и весь долгий период до настоящего времени.
Солнечный спектр, полученный на 13-фунтовом солнечном спектографе Спектр Солнца. На фотографии запечатлен солнечный свет, разложенный с помощью спектрографа с фокусом около 4 м на различные длины волн. Интенсивности отдельных полос в среднем такие же, какие излучались бы полностью непрозрачным («черным») телом при температуре 5800 К. Однако темные вертикальные (так называемые фраунгоферовы) линии в спектре свидетельствуют о том, что часть света поглощается в сравнительно холодных и частично прозрачных внешних областях, известных как обращающий слой. Такие темные линии возникают из-за выборочного поглощения на определенных длинах волн. Чем линия темнее, тем больше света поглотилось на данной длине волны. Над спектрами приведены длины волн в ангстремах (10–8 см). Многие из этих линий обозначаются тем химическим элементом, который поглощает свет: кальцием (Ca), железом (Fe), водородом (H), магнием (Mg), натрием (Na) и т. д. В частности, благодаря таким линиям поглощения мы можем оценить обилие различных химических элементов в космосе. Соответствующие линии в наблюдаемых спектрах далеких галактик оказываются смещенными в длинноволновую область. Именно по этому красному смещению мы и делаем вывод о расширении Вселенной. (Фотография Обсерватории Хейла.)
Сейчас рациональнее будет отказаться от классической картины излучения, состоящего из электромагнитных волн, которой мы пользовались до сих пор. Лучше перейти к более современному квантовому описанию, гласящему, что излучение есть поток частиц, или фотонов. Обычно световая волна объединяет огромное число летящих вместе фотонов. Но если очень точно измерять переносимую цепочкой волн энергию, то можно увидеть, что она всегда кратна определенной величине, которую и называют одиночным фотоном. Как мы увидим, энергия одного фотона зачастую довольно мала, поэтому на практике кажется, что энергия электромагнитной волны может принимать любые значения. Однако во взаимодействиях с атомами или атомными ядрами фотоны, как правило, участвуют по одному. Поэтому, когда речь идет о таких процессах, вместо волнового описания необходимо рассматривать фотоны. Их масса и электрический заряд равны нулю, однако они вполне реальны – каждый из них имеет определенные энергию и импульс и, кроме того, обладает спином.
Что происходит с одиночным фотоном, когда он летит через Вселенную? Почти ничего, если говорить о современном мире. Свет от объектов, удаленных от нас на 10 миллиардов световых лет, не встречает на своем пути особых препятствий. Какое бы вещество ни заполняло межгалактическое пространство, оно достаточно прозрачно для того, чтобы фотон, находящийся в свободном полете на протяжении почти всего времени жизни Вселенной, не успел рассеяться или поглотиться.
Красные же смещения далеких галактик свидетельствуют о расширении Вселенной – значит, когда-то вещество в ней было упаковано гораздо плотнее, чем сейчас. Если жидкость сжимать, то она, как правило, нагревается, поэтому приходим к выводу, что вещество во Вселенной в прошлом также было гораздо горячее. На самом деле считается: когда-то давно (как мы ниже увидим, примерно в первые 700 тысяч лет жизни Вселенной) вещество в космосе было настолько горячим и плотным, что оно еще не могло сбиваться в звезды и галактики. Не существовало даже целых атомов – они были разбиты на ядра и электроны.
В таких неблагоприятных условиях фотоны не могли свободно перемещаться на большие расстояния, как это им удается в современной Вселенной. На своем пути они встречали целые сонмы электронов, которые их тут же поглощали или рассеивали. Когда фотон рассеивается на электроне, он обычно либо отдает последнему часть энергии, либо, наоборот, получает – в зависимости от того, у кого из них ее больше. Период, в течение которого бо́льшая часть фотонов поглотится, отдаст или приобретет энергию, называется временем свободного пробега. В ту эпоху этот промежуток был очень маленьким – намного меньше характерного времени расширения Вселенной. Время свободного пробега для остальных частиц – электронов и атомных ядер – было еще меньшим. Получается, что, хотя Вселенная тогда расширялась в некотором смысле довольно быстро, с точки зрения фотонов, электронов и ядер этот процесс занимал целую вечность. Прежде чем Вселенная успевала заметно расшириться, каждая частица проходила множество взаимодействий: рассеяний, поглощений и испусканий.
Любая система такого рода, где отдельные частицы то и дело взаимодействуют друг с другом, обычно приходит в состояние равновесия. Количество частиц, физические характеристики (координаты, энергия, скорость, спин и т. д.) которых находятся в заданном диапазоне, остается постоянным: каждую секунду их появляется столько же, сколько и уходит. То есть свойства подобной системы определяются не начальными условиями, а устанавливаются таким образом, чтобы она находилась в равновесии. Здесь термин «равновесие», конечно, не означает, что частицы останавливаются, – каждую продолжают толкать ее соседи. Речь, скорее, о статистическом равновесии: не меняется (или меняется, но медленно) характер распределения частиц по координатам, энергиям и другим параметрам.
Подобное статистическое равновесие называют еще термодинамическим (или тепловым), потому что такому состоянию всегда можно приписать определенную температуру, одинаковую во всей системе. Строго говоря, понятие температуры имеет смысл только в системе, пребывающей в идеальном термодинамическом равновесии. Статистическая физика – один из самых развитых и обширных разделов теоретической физики – располагает мощным математическим аппаратом, позволяющим вычислять характеристики любой системы, находящейся в термодинамическом равновесии.
Движение к термодинамическому равновесию чем-то напоминает механизм ценообразования, как его себе представляет классическая экономика. Если спрос превышает предложение, то цены на товары растут, из-за чего спрос начинает падать, а производство – расти. Если предложение превышает спрос, то цены падают, спрос возрастает, а объемы производства снижаются. Так или иначе, спрос и предложение выравниваются. Аналогично если в некотором диапазоне энергий, скоростей и т. д. слишком много (мало) частиц, их количество будет уменьшаться быстрее, чем пополняться (и наоборот), пока система не придет в равновесие.
Конечно, механизмы ценообразования не всегда работают так, как предсказывает классическая экономическая теория. Но ведь и большинство реальных физических систем далеки от термодинамического равновесия. Почти идеальное равновесие имеет место лишь в центрах звезд, поэтому тамошние физические условия мы и оцениваем довольно уверенно. Но вот, например, на поверхности Земли о термодинамическом равновесии говорить не приходится: нельзя точно сказать, будет завтра дождь или нет. Во Вселенной же идеально равновесного состояния никогда и не было – как-никак, она расширяется. Однако можно говорить о том, что на ранних стадиях, когда между столкновениями и поглощениями отдельных частиц проходило значительно меньше времени, чем было нужно для заметного расширения, она «медленно» эволюционировала от одного околоравновесного состояния к другому.
