Что там, в глубинах Вселенной? С. Рубин — М. Марговская. Из глубин Вселенной – космические лучи

С помощью приемника MUSE, установленного на Очень Большом Телескопе ESO VLT, астрономы осуществили лучшее на сегодняшний день трехмерное глубокое зондирование дальней Вселенной. Наблюдения площадки Hubble Deep Field South, продолжавшиеся в общей сложности 27 часов, позволили измерить расстояния, собственные движения и другие параметры у значительно большего числа галактик, чем было известно прежде в этом маленьком участке неба. Ученым удалось заглянуть за пределы расстояния, доступного для телескопа Хаббла, и выявить прежде не наблюдавшиеся объекты.

Путем фотографирования определенных участков неба с очень длинными экспозициями астрономы получили множество так называемых глубоких полей , изучая которые, удалось многое узнать о ранней Вселенной. Самой знаменитой из этих площадок стало поле Hubble Deep Field, изображение которого было получено с Космическим телескопом Хаббла NASA/ESA в течение нескольких дней в конце 1995 года. Этот великолепный снимок резко изменил наше представление о том, какой была Вселенная на раннем этапе своего развития. Спустя два года было получено изображение аналогичной площадки на южном небе - Hubble Deep Field South .

Эти снимки, однако, не могли ответить на все вопросы: чтобы получить подробную информацию о галактиках в глубоких полях астрономам необходимо тщательно изучить каждую из них при помощи разнообразных инструментов, а это трудная и требующая больших затрат времени задача. И вот теперь новому приемнику MUSE впервые удалось одновременно получить изображение глубокого поля и детально исследовать находящиеся в нем объекты, и к тому же выполнить обе эти работы гораздо быстрее, чем это было возможно прежде.

Одной из первых наблюдательных программ с использованием приемника MUSE после того, как он успешно прошел тестирование на телескопе VLT в 2014 г., были именно длительные и трудоемкие исследования площадки Hubble Deep Field South (HDF-S). Результаты этой работы превзошли все ожидания.

“Уже через несколько часов наблюдений мы быстро просмотрели полученные данные и обнаружили большое количество галактик. Это было очень обнадеживающе. Когда мы вернулись в Европу, мы начали исследовать эти данные более детально. Это было похоже на глубоководную рыбалку . Каждая новая находка вызывала всплеск восторга и споров ”, --говорит Ролан Бекон (Roland Bacon) из Лионского центра астрофизических исследований (Франция , CNRS), научный руководитель проекта MUSE и глава комиссии по приемке инструмента в эксплуатацию.

Элементом изображения HDF-S, получаемого приемником MUSE, является не только пиксель полевого изображения, но еще и спектр, то есть информацию об интенсивности излучения в этой точке в различных цветовых полосах. В целом в поле приемника оказывается около 90 000 спектров . Используя эту информацию, можно определить расстояние, химический состав и внутренние движения сотен удаленных галактик, а также зарегистрировать небольшое количество очень слабых звезд, принадлежащих Млечному Пути.

Несмотря на то, что общее время экспозиции с MUSE было гораздо меньше, чем у снимков, полученных с телескопом Хаббла, полученные данные позволили выявить на HDF-S более двадцати очень слабых объектов, которых Космический телескоп не зарегистрировал .

“Самый волнующий момент был, когда мы обнаружили на нашем снимке очень слабые галактики, которых на самых глубоких изображениях, полученных с телескопом Хаббла, вообще не было. После стольких лет напряженной работы по созданию этого приемника я увидел, как наши мечты становятся явью. Это был незабываемый момент ”, -- признается Ролан Бекон.

Тщательно исследовав все спектры, полученные при наблюдениях площадки HDF-S с инструментом MUSE, группа измерила расстояния до 189 галактик. Среди них есть несколько относительно близких, но некоторые из них видны такими, какими они были, когда Вселенной было менее одного миллиарда лет. В целом, благодаря MUSE количество объектов, до которых удалось измерить расстояния, выросло более, чем в десять раз.

Для близких галактик MUSE может даже измерить распределение физических параметров по различным частям галактики. Так можно, например, детально исследовать особенности вращения галактики. Эти измерения помогают понять, как галактики эволюционируют в космической шкале времени.

“Теперь, когда нам удалось продемонстрировать уникальные качества приемника MUSE для изучения дальней Вселенной, мы собираемся заняться и другими глубокими полями, например, Hubble Ultra Deep field . Мы сможем исследовать тысячи галактик и открыть новые крайне слабые и исключительно удаленные объекты. Эти маленькие новорожденные галактики, которые мы видим, проникая в прошлое более, чем на 10 миллиардов лет, постепенно вырастут и станут такими, как наша галактика Млечного Пути, какой мы видим ее сегодня ”, -- заключает Ролан Бекон.

Примечания

Каждый такой спектр покрывает интервал длин волн излучения от 375 до 930 нанометров, т.е. от голубых лучей до ближней инфракрасной области.

MUSE особенно чувствителен к объектам, которые излучают большую часть энергии на нескольких отдельных длинах волн. Именно такие спектры обычно присущи галактикам ранней Вселенной, так как они содержат водород, светящийся в определенных эмиссионных линиях под воздействием ультрафиолетового излучения молодых горячих звезд.

Узнать больше

Результаты исследования представлены в статье “The MUSE 3D view of the Hubble Deep Field South”, R. Bacon и др., которая выходит в журнале Astronomy & Astrophysics 26 февраля 2015 г.

Состав группы исследователей: R. Bacon (Observatoire de Lyon, CNRS, Université Lyon, Saint Genis Laval, France ), J. Brinchmann (Leiden Observatory, Leiden University, Leiden, The Netherlands ), J. Richard (Lyon), T. Contini (Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, CNRS, Toulouse, France; Université de Toulouse, France ), A. Drake (Lyon), M. Franx (Leiden), S. Tacchella (ETH Zurich, Institute of Astronomy, Zurich, Switzerland ), J. Vernet (ESO, Garching, Germany), L. Wisotzki (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam, Potsdam, Germany ), J. Blaizot (Lyon), N. Bouché (IRAP), R. Bouwens (Leiden), S. Cantalupo (ETH), C.M. Carollo (ETH), D. Carton (Leiden), J. Caruana (AIP), B. Clément (Lyon), S. Dreizler (Institut für Astrophysik, Universität Göttingen, Göttingen, Germany ), B. Epinat (IRAP; Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Marseille, France), B. Guiderdoni (Lyon), C. Herenz (AIP), T.-O. Husser (AIG), S. Kamann (AIG), J. Kerutt (AIP), W. Kollatschny (AIG), D. Krajnovic (AIP), S. Lilly (ETH), T. Martinsson (Leiden), L. Michel-Dansac (Lyon), V. Patricio (Lyon), J. Schaye (Leiden), M. Shirazi (ETH), K. Soto (ETH), G. Soucail (IRAP), M. Steinmetz (AIP), T. Urrutia (AIP), P. Weilbacher (AIP) и T. de Zeeuw (ESO, Garching, Germany; Leiden).

Ссылки

Перевод пресс-релиза ESO eso1507

Глава1.

Введение в астрономию

Внутри доступной наблюдениям части Вселенной содержится несколько десятков миллиардов крупных галактик различной формы.

Газ и пыль собраны в газопылевые облака, которые наблюдаются в виде диффузных светящихся туманностей и отражательных туманностей возле звёзд.

Наблюдаются рассеянные и шаровые звёздные скопления.

Средняя плотность вещества во Вселенной в виде звёзд, газа, пыли и галактик составляет всего около1,2 × 10 –26 кг/м 3 .

Самыми плотными объектами являются нейтронные звёзды.

Наблюдаются остатки взрывов сверхновых звёзд, в которых вещество разлетается со скоростью в тысячи километров в секунду, в результате чего образуются релятивистские частицы.

В центре Млечного Пути находится сверхмассивная чёрная дыра.

Для изучения самых далёких небесных тел астрономы строят гигантские телескопы, чтобы различить как можно меньшие детали небесных тел.

Чтобы избавиться от влияния атмосферы и изучать излучение небесных тел в рентгеновских, γ- и инфракрасных лучах, запускают космические телескопы.

Структура и масштабы Вселенной

Наука о небесных телах получила название астрономия (от древнегреческих слов «астрон» - звезда и «номос» - закон). Она изучает их видимые и действительные движения и законы, определяющие эти движения; формы, размеры, массы и рельеф поверхности; природу и физическое состояние небесных тел; взаимодействие между ними, их эволюцию - вероятную прошлую историю и будущее развитие. Объект исследований астрономов - вся Вселенная в целом.

Внутри доступной наблюдениям части Вселенной имеются несколько десятков миллиардов галактик. Каждая галактика содержит десятки и сотни миллиардов звёзд. Полное число звёзд в наблюдаемой части Вселенной составляет порядка 1022.

При фотографировании неба в самые мощные телескопы удаётся зафиксировать до 10 миллиардов звёзд. Практически все они принадлежат нашей Галактике, которой ещё в древности дали название Млечный Путь .

Астрономы измерили расстояния до многих звёзд. Расстояние до ближайшей к нам звезды Проксимы Центавра составляет 4,2 св. г. Значение «несколько световых лет» характеризует среднее расстояние между звёздами в Млечном Пути.

Наряду со звёздами и планетами, во Вселенной имеются газ и пыль. Масса газа и пыли в галактиках почти в сто раз меньше, чем масса, заключённая в звёздах

Самые разреженные области Вселенной - это пространство между галактиками, а самые плотные - ядра звёзд. Если средняя плотность Солнца составляет около 1400 кг/м3, почти как плотность воды, то в центре Солнца уже около 150 000 кг/м3.

Астрономам удалось измерить и рассчитать температуры различных небесных тел и областей космоса. Так, самыми холодными оказались плотные облака газа и пыли, удалённые на большие расстояния от звёзд, - в них температура составляет всего несколько Кельвинов. Именно в этих областях образуются новые звёзды.

На поверхности Солнца температура равна примерно 6000 К, а в его центре - около 15 000 000 К. В некоторых звёздах температура в центре достигает миллиардов Кельвинов. Благодаря высоким температурам в них протекают термоядерные реакции и образуются все, в том числе тяжёлые химические элементы.

Последние наблюдения показали, что Вселенная расширяется с ускорением. По наблюдениям ускоренного удаления галактик не так давно была открыта новая сила Всемирного отталкивания . Природа этой силы пока не ясна. Кроме этого, было установлено, что основную часть Вселенной занимают тёмная материя и тёмная энергия , а обычное вещество составляет всего несколько процентов.

Далёкие глубины Вселенной

Современная астрономия нацелена на изучение самых далёких областей Вселенной и детальной структуры небесных тел. В последние десятилетия были построены несколько обсерваторий с гигантскими телескопами.

Следует отметить южную международную астрономическую обсерваторию в Чили на высоте около 5000 метров. Очень Большой Телескоп, состоящий из четырёх телескопов с диаметрами 8,2 м каждый. С помощью компьютерных технологий они могут работать вместе как гигантский интерферометр, с угловым разрешением в несколько миллисекунд дуги.

Хороший астрономический климат в обсерватории и чувствительные инфракрасные приёмники света, позволил проникнуть в центр Млечного Пути через облака газа и пыли, которые непрозрачны для видимого света, изучить движение отдельных звёзд в центре и обнаружить сверхмассивную черную дыру в нём.

Чтобы исключить влияние атмосферы на результаты наблюдений, астрономы запускают телескопы за пределы земной атмосферы.

Используя длительные экспозиции, впервые были получены изображения протогалактик, первых сгустков материи, которые сформировались менее чем через миллиард лет после Большого взрыва.

В настоящее время в космическом пространстве работает российская космическая обсерватория «Радиоастрон». Телескоп двигается по очень вытянутой орбите с апогеем до 360 000 км. Радиоастрон позволяет получить информацию о структуре галактических и внегалактических радиоисточников на угловых масштабах до 8 микросекунд дуги (8 × 106″).

Сейчас в космическом пространстве вокруг Земли вращается гамма телескоп имени Ферми. Так как гамма излучение образуется при высокоэнергичных процессах, рождения и аннигиляции частиц и античастиц, при ядерных реакциях, то телескоп позволяет исследовать эти процессы в небесных телах. Многие астрономы склонны думать, что в гамма излучении себя проявляют необычные свойства тёмной материи.

Большое развитие получила нейтринная астрономия. Её методами удалось заглянуть внутрь Солнца и в ядра взрывающихся сверхновых звёзд. Совершенно новое направление представляет гравитационно-волновая астрономия. Её первые успехи связывают с прямым наблюдением гравитационного излучения, которое, по-видимому, образовалось при слиянии двух чёрных дыр.

Подведём итоги

ВОПРОСЫ ДЛЯ ОБСУЖДЕНИЯ:

Объект с каким минимальным линейным размером мы сможем различить в галактике Туманность Андромеды, расстояние до которой 2,5 млн св. лет, с помощью «РадиоАстрона»?

Скорость волокон в Крабовидной туманности составляет 1500 км/с. Расстояние до неё 6500 св. лет. Через сколько лет мы сможем заметить это перемещение в телескоп с диаметром 86 м с пространственным разрешением 0,004′′?

Чем отличаются исследования в области астрономии от исследований в области физики и биологии?

Справочник

©2015-2019 сайт
Все права принадлежать их авторам. Данный сайт не претендует на авторства, а предоставляет бесплатное использование.
Дата создания страницы: 2018-01-31

Заглядывая в далекие глубины молодой вселенной, астрономы пытаются понять, как зажигались первые звезды.

Еще лет двадцать назад была известна лишь горсточка галактик старше семи миллиардов лет (этот порог соответствует космологическому красному смещению, превышающему единицу). Некоторые ученые даже открыто сомневались, что столь древние звездные скопления в самом деле существуют в значительных количествах. Устранению этого заблуждения помог случай. В 1995 году руководитель научных программ космического телескопа «Хаббл» Роберт Уильямс попросил у нескольких авторитетных астрономов совета, как лучше всего использовать ту долю обсервационного времени, которой он распоряжался по своему усмотрению. Часы горячих споров ни к чему не привели - каждый участник встречи отчаянно боролся за собственную программу. И тогда кто-то предложил просто направить телескоп в любую точку небесной сферы и «просверлить там дыру максимальной глубины» (именно в таких выражениях).

Эта идея оказалась на редкость плодотворной. В рамках нового проекта HDF (The Hubble Deep Field ) орбитальная обсерватория более десяти суток наблюдала участок небесной сферы площадью в 5,25 квадратной угловой минуты. В результате было обнаружено несколько тысяч сверхдалеких галактик, часть которых (с красным смещением порядка 6) возникла всего через миллиард лет после Большого взрыва. Стало совершенно ясно, что процесс возникновения звезд и звездных скоплений шел полным ходом, когда Вселенная была в 20 раз моложе своего нынешнего возраста. Дальнейшие наблюдения в рамках проектов HDF-South и Great Observatories Origins Deep Survey только подтвердили эти выводы. А в январе 2011 года астрономы из Нидерландов, США и Швейцарии сообщили о вероятной идентификации галактики с более чем десятикратным красным смещением, возникшей не позднее 480 млн лет после Большого взрыва. Можно надеяться, что уже в нынешнем десятилетии космические и наземные телескопы отловят звездный свет с двадцатикратным красным смещением, который ушел в космос, когда Вселенной было не более 300 млн лет.

Отдельные звезды первого поколения, в отличие от составленных из них галактик, еще не обнаружены. Это и понятно - их излучение достигает Земли в виде очень слабых потоков фотонов, отодвинутых красным смещением в далекую инфракрасную зону. Однако за несколько сотен миллионов лет с момента своего рождения эти светила (их также называют звездами популяции III) так повлияли на состав межгалактического вещества, что эти изменения замечают даже современные телескопы. С другой стороны, теоретики неплохо разбираются в процессах, которые свыше 13 млрд лет назад впервые запустили процесс рождения звезд и звездных скоплений.

Облака-предшественники

Звезды образуются из диффузной космической материи, сгустившейся под действием сил гравитации. В общих чертах этот механизм был ясен еще Ньютону, что следует из датированного 1961 годом письма, адресованного филологу Ричарду Бентли. Разумеется, современная наука сильно обогатила ньютоновское объяснение. В начале прошлого века британский астрофизик Джеймс Джинс доказал, что газовое облако коллапсирует лишь в том случае, если его масса превышает определенный предел. Когда газ стягивается к центру облака, возрастает его давление и возникают звуковые волны, распространяющиеся к периферии. Если их скорость меньше скорости гравитационного стягивания газа, облако продолжает коллапсировать, увеличивая плотность вещества в центральной зоне. Поскольку скорость звука пропорциональна квадратному корню температуры, а темп гравитационного сжатия возрастает вместе с массой, газовое облако коллапсирует тем легче, чем оно холоднее и тяжелее.

Как измерить расстояние в расширяющейся Вселенной

D L В расширяющейся Вселенной далекие галактики выглядят гораздо более тусклыми, чем в стационарной, потому что фотоны испытывают красное смещение и «размазываются» по большему пространству.

D A Галактики на самом краю видимой Вселенной выглядят так же, как 13 млрд. лет назад. Но когда свет от них начал свой путь к нам, они были не только моложе, но и гораздо ближе. Поэтому далекие галактики выглядят значительно более крупными, чем можно было бы ожидать.

D C Сопутствующая шкала расширяется вместе с нашей Вселенной. Она указывает, где находятся далекие объекты в данный момент (а мы видим Вселенную более молодой).

D T Эта шкала основана на времени прохождения света от далеких галактик до земного наблюдателя. Она одновременно показывает и расстояние, и возраст далеких галактик.

Во времена юной Вселенной в возрасте нескольких десятков миллионов лет космический газ состоял из водорода (76% массы) и гелия (24%), образовавшихся через несколько минут после Большого взрыва (плюс совсем немного лития). Его температура не особенно отличалась от температуры реликтового микроволнового излучения, которая к тому времени составляла около 100 К. Пространство было заполнено и темной материей, плотность которой тогда была довольно высока (сейчас из-за расширения Вселенной она в десятки раз меньше). Темная материя, как и обычная, служит источником тяготения и потому вносит вклад в полную гравитационную массу газовых облаков. В этих условиях масса Джинса составляет примерно 105 солнечных масс. Это и есть нижний предел полной массы скоплений обычной (барионной) и темной материи, из которых могли родиться первые звезды. Для контраста следует отметить, что звезды нашей Галактики, в том числе и Солнце, появились на свет без всякой помощи темной материи.

Темное начало

Роль темной материи в запуске процесса звездообразования исключительно важна. Ионизированный водородно-гелиевый газ, заполнявший пространство вплоть до эпохи возникновения нейтральных атомов (около 400 000 лет после Большого взрыва), был настолько «сглажен» взаимодействием с реликтовым электромагнитным излучением, что его плотность всюду была практически одинакова. Если бы еще и темная материя равномерно распределялась по космическому пространству, то локальным газовым сгусткам просто неоткуда было бы взяться, и звездообразование никогда бы не началось. Этому помешали флуктуации квантовых полей, породившие частицы темной материи в первые мгновения после Большого взрыва. Поскольку она не была подвержена нивелирующему действию реликтовой радиации, ее плотность кое-где несколько превышала средние значения. Эти максимумы плотности создавали гравитационные «колодцы», в которых собирались частицы газа. Темная материя не только обеспечивала формирование первичных газовых облаков, но и влияла на их последующий коллапс. Она создавала гравитационные конверты, внутри которых обычный газ закручивался приливными силами и превращался в тонкий вращающийся диск. Так формировались протогалактики, окруженные оболочками (гало) из темной материи. Локальные уплотнения внутри диска давали начало отдельным звездам.

Но это еще не полная картина. Поскольку уплотняющийся газ нагревается, его давление растет и противодействует дальнейшему коллапсу. Чтобы коллапс не прекратился, газ должен охладиться. Для звезд, формировавшихся в нашей Галактике, в том числе и для Солнца, это не составляло проблемы. В те времена космическая среда уже содержала частицы пыли и отдельные многоэлектронные атомы (скажем, азота, углерода и кислорода). При столкновениях они легко излучали фотоны и теряли энергию, вследствие чего температура газовой среды упала до 10–20 К. У первичных облаков такого выхода не было, и они могли терять температуру лишь за счет излучения атомарного и молекулярного водорода. Но атомарный водород служит эффективным охладителем лишь при нагреве свыше 10 000 К, а первичные облака были много холоднее. Процесс звездообразования спасали двухатомные молекулы водорода, теряющие энергию уже при нескольких сотнях кельвинов. По всей вероятности, они возникли благодаря столкновениям атомов водорода со свободными электронами, которых в космическом пространстве вполне хватало (электроны лишь катализировали эту реакцию и потому сами не расходовались).

Когда зажглись первые звезды, не знает никто, но некоторые специалисты полагают, что это могло произойти всего через 30 млн лет после Большого взрыва. Не исключено, что в будущем эту дату пересмотрят, однако есть все основания утверждать, что в возрасте 100 млн лет Вселенная уже обладала звездными популяциями.

Звезды-пионеры были законченными эгоистами. Они заливали окружающее пространство жестким ультрафиолетом, легко разрушающим молекулы водорода, и тем самым препятствовали возникновению новых звезд. Однако своим излучением (особенно рентгеном) они постоянно подогревали окружающее пространство. Поэтому космический газ постепенно прогрелся до температур, при которых на холодильную вахту заступил атомарный водород, и процесс звездообразования возобновился. Более того, этот процесс усилился, поскольку атомарный водород при температурах свыше 10 000 К излучает больше энергии, нежели молекулярный. Вторая стадия интенсивного формирования звезд популяции III имела место внутри самых ранних галактик, которые были еще очень мелкими (по современной классификации - карликовыми).

Эра светил

Дозвездная вселенная не отличалась сложностью. Ее состояние описывает лишь несколько космологических параметров - в частности плотность различных форм материи и температура реликтового излучения. Новорожденные звезды одновременно исполняли роль мощных источников электромагнитных волн и фабрик химических элементов. Хотя жизненный срок первых светил был недолгим, они качественно изменили космическую среду.

Первые звезды вспыхивали в зоне повышенной плотности газовых частиц, образовавшихся в ходе гравитационного коллапса облаков барионной и темной материи с массой порядка 105–106 солнечных масс. Естественно, существуют разные сценарии звездообразования (их можно обсчитать на суперкомпьютере, хотя и не полностью), но в целом все модели сходятся в том, что в ходе фрагментации первичных облаков внутри гало из темной материи формировались сгустки газа, тянущие на несколько сотен солнечных масс. Эта величина соответствует массе Джинса для температуры около 500 К и плотности газа порядка 10 000 частиц на 1 см 3 . Поэтому вскоре после формирования газовые сгустки теряли устойчивость и претерпевали гравитационный коллапс. Их температура возрастала весьма умеренно благодаря охлаждающему действию молекулярного водорода. В конечном счете они превращались в аккреционные диски, в которых и родились первые звезды.

До недавнего времени считали, что коллапсирующий сгусток с подобными параметрами больше не распадается и становится родоначальником единственной звезды. Вычисления, основанные на оценке темпов аккреции газа к центру диска, показывают, что масса таких звезд не могла быть больше 1000 солнечных масс. Это теоретическая верхняя граница, и пока не ясно, действительно ли существовали подобные сверхгиганты. Согласно консервативным оценкам, звезды первого поколения не были тяжелее 300, максимум 500 солнечных масс. Нижний предел массы этих звезд задается тем, что молекулярный водород способен снизить температуру облака только до 200 К, и потому звезда, не дотягивающая до 30 масс Солнца, просто не может родиться. Поскольку первичные облака фрагментировались на множество локальных сгущений, первые звезды, скорее всего, возникали сериями численностью в сотни, тысячи (а то и больше) светил. Конечно, это были еще не галактики (те сформировались позднее), но все-таки вполне внушительные звездные сообщества.

Звезды в сотни солнечных масс отличались яркостью и величиной. Их поверхность была разогрета до 100 000 К (атмосфера нашего Солнца в 17 раз холоднее). Типичный радиус такой звезды составлял 4–6 млн км против 700 000 км у Солнца, а светимость превосходила солнечную в миллионы раз. Их существование было очень коротким, максимум 2–3 млн лет, и завершали они его неодинаково. Звезды, которые появлялись на свет с массой в 140–260 солнечных, в конце жизни сгорели без остатка в сверхмощных термоядерных взрывах, высвобождая энергию порядка 10 53 эрг. Светила большей и меньшей массы коллапсировали в черные дыры. А вот нейтронных звезд они после себя не оставили - это удел светил с начальной массой 12–20 (максимум 30) солнечных масс, время которых тогда еще не пришло. Конечно, все вышесказанное - теоретические сценарии, ведь первые звезды никто никогда не наблюдал. Однако же некоторые из них в момент гибели породили мощнейшие гамма-всплески, почти доступные для современной аппаратуры. В 2009 году был замечен всплеск, датируемый 630 млн лет жизни Вселенной, а регистрация еще более ранних всплесков уже не за горами.

Совсем недавно возникли сомнения в правомерности модели изолированного возникновения первых звезд. В феврале 2011 года астрофизики из ФРГ и США опубликовали в журнале Science результаты компьютерного моделирования динамики аккреционных дисков, положивших начало первым звездам. Анализ показал, что такие диски, скорее всего, распадались на фрагменты, и первые звезды появлялись на свет не поодиночке, а парами, тройками и даже более крупными группами.

А не случилось ли так, что отдельные звездные эмбрионы под действием тяготения своих соседей вылетали за границы диска еще до того, как набрали огромную массу? В этом случае среди звезд третьей популяции могли оказаться и довольно легкие светила, способные протянуть миллиарды лет и даже дожить до нашего времени. Однако, как объяснил «ПМ» профессор Техасского университета в Остине Фолькер Бромм, пока удалось проследить лишь начальный этап эволюции аккреционного диска на протяжении нескольких сотен лет: «Скорее всего, первые звезды, даже появившиеся на свет группой, все-таки дорастали как минимум до нескольких десятков солнечных масс, как и полагали ранее. Так что гипотетическое появление в ту эпоху светил с умеренной массой – всего лишь логическая возможность».

От суперзвезд к гипердырам

Черные дыры, которые оставили после себя первые звезды, были, во всяком случае, легче их самих и вряд ли имели более сотни солнечных масс. Однако результаты анализа излучения древних квазаров позволяют утверждать, что спустя 800–900 млн лет после Большого взрыва во Вселенной уже имелись черные дыры в миллиард раз тяжелее Солнца. Как могли возникнуть подобные гиганты за столь короткое время? «На первый взгляд в этом нет никакой загадки, - говорит Абрахам Лёб, профессор астрономии Гарвардского университета и автор недавно опубликованной монографии о первых звездах.– Если постоянно щедро снабжать дыру веществом, с течением времени ее масса станет увеличиваться по экспоненте, подобно колонии бактерий в богатой питательной среде. На таком режиме за несколько сотен миллионов лет дыра, начавшая с сотни солнечных масс, спокойно доберется до миллиарда. Однако дело в том, что гипотеза стабильной подпитки черной дыры аккретирующим газом не соответствует действительности. Вычисления показали, что такая аккреция прерывается по целому ряду причин. Так, при слиянии галактик черные дыры образуют двойные системы, излучающие мощные гравитационные волны, которые буквально вымывают газ из окрестного пространства. А в отсутствие непрерывной подпитки экспоненциального роста просто не будет. Однако есть и другая возможность. Результаты этого же компьютерного моделирования показывают, что внутри первых карликовых галактик, которые уж точно существовали спустя 500 млн лет после Большого взрыва, могли сформироваться подлинные звезды-исполины. Молекул водорода в пространстве тогда уже не осталось, а среда из атомарного водорода не могла снизить температуру менее 10 000 К. Однако эти галактики все же имели солидный объем и с помощью темной материи захватывали много больше газа, нежели облака, положившие начало самым первым звездам. В этой ситуации возможен сценарий, в соответствии с которым горячий коллапсирующий газ не распадается на многочисленные сгустки, а очень быстро, без предварительного формирования аккреционных дисков, порождает одиночные и парные звезды в несколько миллионов солнечных масс. После них могли остаться черные дыры-миллионники, имеющие реальный шанс тысячекратного роста в течение последующих 300–400 млн лет. Это решает загадку раннего появления сверхмассивных черных дыр - пока, естественно, только в теории».

Заглядывая в далекие глубины молодой вселенной, астрономы пытаются понять, как зажигались первые звезды.

Рождение первой звезды

Еще лет двадцать назад была известна лишь горсточка галактик старше семи миллиардов лет (этот порог соответствует космологическому красному смещению, превышающему единицу). Некоторые ученые даже открыто сомневались, что столь древние звездные скопления в самом деле существуют в значительных количествах. Устранению этого заблуждения помог случай. В 1995 году руководитель научных программ космического телескопа «Хаббл» Роберт Уильямс попросил у нескольких авторитетных астрономов совета, как лучше всего использовать ту долю обсервационного времени, которой он распоряжался по своему усмотрению. Часы горячих споров ни к чему не привели — каждый участник встречи отчаянно боролся за собственную программу. И тогда кто-то предложил просто направить телескоп в любую точку небесной сферы и «просверлить там дыру максимальной глубины» (именно в таких выражениях).

Эта идея оказалась на редкость плодотворной. В рамках нового проекта HDF (The Hubble Deep Field) орбитальная обсерватория более десяти суток наблюдала участок небесной сферы площадью в 5,25 квадратной угловой минуты. В результате было обнаружено несколько тысяч сверхдалеких галактик, часть которых (с красным смещением порядка 6) возникла всего через миллиард лет после Большого взрыва. Стало совершенно ясно, что процесс возникновения звезд и звездных скоплений шел полным ходом, когда Вселенная была в 20 раз моложе своего нынешнего возраста. Дальнейшие наблюдения в рамках проектов HDF-South и Great Observatories Origins Deep Survey только подтвердили эти выводы. А в январе 2011 года астрономы из Нидерландов, США и Швейцарии сообщили о вероятной идентификации галактики с более чем десятикратным красным смещением, возникшей не позднее 480 млн лет после Большого взрыва. Можно надеяться, что уже в нынешнем десятилетии космические и наземные телескопы отловят звездный свет с двадцатикратным красным смещением, который ушел в космос, когда Вселенной было не более 300 млн лет.

Отдельные звезды первого поколения, в отличие от составленных из них галактик, еще не обнаружены. Это и понятно — их излучение достигает Земли в виде очень слабых потоков фотонов, отодвинутых красным смещением в далекую инфракрасную зону. Однако за несколько сотен миллионов лет с момента своего рождения эти светила (их также называют звездами популяции III) так повлияли на состав межгалактического вещества, что эти изменения замечают даже современные телескопы. С другой стороны, теоретики неплохо разбираются в процессах, которые свыше 13 млрд лет назад впервые запустили процесс рождения звезд и звездных скоплений.

Астрономам известны совсем новенькие суперсветила. Пальма первенства принадлежит звезде R136a1, открытой в 2010 году. Она отстоит от Земли на какие-то 160 000 световых лет. Сейчас она тянет на 265 солнечных масс, хотя при рождении имела массу в 320 солнечных. R136a1 около миллиона лет, но она выбрасывает вещество в пространство с такой силой, что за это время похудела на 17%! Поскольку первые звезды появлялись на свет с массой того же порядка, можно предположить, что и они так же интенсивно теряли материю. Однако с выводами торопиться не стоит. Генерация звездного ветра происходит при существенном участии элементов тяжелее гелия, которыми первые звезды не располагали, поэтому вопрос остается открытым.

Облака-предшественники

Звезды образуются из диффузной космической материи, сгустившейся под действием сил гравитации. В общих чертах этот механизм был ясен еще Ньютону, что следует за датированного 1961 годом письма, адресованного филологу Ричарду Бентли. Разумеется, современная наука сильно обогатила ньютоновское объяснение. В начале прошлого века британский астрофизик Джеймс Джинс доказал, что газовое облако коллапсирует лишь в том случае, если его масса превышает определенный предел. Когда газ стягивается к центру облака, возрастает его давление и возникают звуковые волны, распространяющиеся к периферии. Если их скорость меньше скорости гравитационного стягивания газа, облако продолжает коллапсировать, увеличивая плотность вещества в центральной зоне. Поскольку скорость звука пропорциональна квадратному корню температуры, а темп гравитационного сжатия возрастает вместе с массой, газовое облако коллапсирует тем легче, чем оно холоднее и тяжелее.

Во времена юной Вселенной в возрасте нескольких десятков миллионов лет космический газ состоял из водорода (76% массы) и гелия (24%), образовавшихся через несколько минут после Большого взрыва (плюс совсем немного лития). Его температура не особенно отличалась от температуры реликтового микроволнового излучения, которая к тому времени составляла около 100К. Пространство было заполнено и темной материей, плотность которой тогда была довольно высока (сейчас из-за расширения Вселенной она в десятки раз меньше). Темная материя, как и обычная, служит источником тяготения и потому вносит вклад в полную гравитационную массу газовых облаков. В этих условиях масса Джинса составляет примерно 105 солнечных масс. Это и есть нижний предел полной массы скоплений обычной (барионной) и темной материи, из которых могли родиться первые звезды. Для контраста следует отметить, что звезды нашей Галактики, в том числе и Солнце, появились на свет без всякой помощи темной материи.

В космологии существуют четыре основные шкалы расстояний, основанные на яркости объектов (Luminosity Distance, DL), угловых размерах (Angular Diameter Distance, DA), времени прохождения света (Light Travel Time Distance, DT), а также сопутствующая шкала (Comoving Distance, DC). Для расстояний менее 2 млрд. световых лет эти шкалы практически совпадают. DL: в расширяющейся Вселенной далекие галактики выглядят гораздо более тусклыми, чем в стационарной, потому что фотоны испытывают красное смещение и «размазываются» по большему пространству. DA: мы видим галактики на самом краю видимой Вселенной так, как они выглядели 13 млрд. лет назад. Но когда свет от них начал свой путь к нам, они были не только моложе, но и гораздо ближе. Поэтому далекие галактики выглядят значительно более крупными, чем можно было бы ожидать. DC: сопутствующая шкала расширяется вместе с нашей Вселенной. Она указывает, где находятся далекие объекты в данный момент (а мы видим Вселенную более молодой). По этой шкале граница видимой Вселенной находится приблизительно в 47 млрд. световых лет от нас. DT: эта шкала основана на времени прохождения света от далеких галактик до земного наблюдателя. Именно эту шкалу чаще всего используют астрономы, поскольку она одновременно показывает и расстояние, и возраст далеких галактик.

Темное начало

Но это еще не полная картина. Поскольку уплотняющийся газ нагревается, его давление растет и противодействует дальнейшему коллапсу. Чтобы коллапс не прекратился, газ должен охладиться. Для звезд, формировавшихся в нашей Галактике, в том числе и для Солнца, это не составляло проблемы. В те времена космическая среда уже содержала частицы пыли и отдельные многоэлектронные атомы (скажем, азота, углерода и кислорода). При столкновениях они легко излучали фотоны и теряли энергию, вследствие чего температура газовой среды упала до 10−20 К. У первичных облаков такого выхода не было, и они могли терять температуру лишь за счет излучения атомарного и молекулярного водорода. Но атомарный водород служит эффективным охладителем лишь при нагреве свыше 10 000 К, а первичные облака были много холоднее. Процесс звездообразования спасали двухатомные молекулы водорода, теряющие энергию уже при нескольких сотнях кельвинов. По всей вероятности, они возникли благодаря столкновениям атомов водорода со свободными электронами, которых в космическом пространстве вполне хватало (электроны лишь катализировали эту реакцию и потому сами не расходовались).

Эра светил

Дозвездная вселенная не отличалась сложностью. Ее состояние описывает лишь несколько космологических параметров — в частности плотность различных форм материи и температура реликтового излучения. Новорожденные звезды одновременно исполняли роль мощных источников электромагнитных волн и фабрик химических элементов. Хотя жизненный срок первых светил был недолгим, они качественно изменили космическую среду.

Знаменитая картинка Hubble Deep Field (HDF). Она собрана из 342 отдельных снимков, сделанных камерой WFPC2 в течение 10 дней с 18 по 28 декабря 1995 года. На этом небольшом участке неба астрономы с удивлением обнаружили более 1500 галактик в различных стадиях эволюции.

Первые звезды вспыхивали в зоне повышенной плотности газовых частиц, образовавшихся в ходе гравитационного коллапса облаков барионной и темной материи с массой порядка 105−106 солнечных масс. Естественно, существуют разные сценарии звездообразования (их можно обсчитать на суперкомпьютере, хотя и не полностью), но в целом все модели сходятся в том, что в ходе фрагментации первичных облаков внутри гало из темной материи формировались сгустки газа, тянущие на несколько сотен солнечных масс. Эта величина соответствует массе Джинса для температуры около 500 К и плотности газа порядка 10 000 частиц на 1 см³. Поэтому вскоре после формирования газовые сгустки теряли устойчивость и претерпевали гравитационный коллапс. Их температура возрастала весьма умеренно благодаря охлаждающему действию молекулярного водорода. В конечном счете они превращались в аккреционные диски, в которых и родились первые звезды.

Первые звезды навсегда изменили состав межгалактической среды. Они практически уничтожили молекулярный водород, стопроцентно ионизировали водород атомарный и запустили синтез элементов тяжелее гелия и лития, которые до того в природе еще не существовали. Звездное население той далекой эпохи погибло в ранней юности, но оставило после себя обновленный космос, в котором возникли условия для формирования крупных галактик и звезд с планетными системами. Одна из таких звезд красуется на нашем небосводе.

Звезды в сотни солнечных масс отличались яркостью и величиной. Их поверхность была разогрета до 100 000 К (атмосфера нашего Солнца в 17 раз холоднее). Типичный радиус такой звезды составлял 4−6 млн км против 700 000 км у Солнца, а светимость превосходила солнечную в миллионы раз. Их существование было очень коротким, максимум 2−3млн лет, и завершали они его неодинаково. Звезды, которые появлялись на свет с массой в140−260 солнечных, в конце жизни сгорели без остатка в сверхмощных термоядерных взрывах, высвобождая энергию порядка 1053 эрг. Светила большей и меньшей массы коллапсировали в черные дыры. А вот нейтронных звезд они после себя не оставили- это удел светил с начальной массой 12−20 (максимум 30) солнечных масс, время которых тогда еще не пришло. Конечно, все вышесказанное — теоретические сценарии, ведь первые звезды никто никогда не наблюдал. Однако же некоторые из них в момент гибели породили мощнейшие гамма-всплески, почти доступные для современной аппаратуры. В 2009 году был замечен всплеск, датируемый 630 млн лет жизни Вселенной, а регистрация еще более ранних всплесков уже не за горами.

Совсем недавно возникли сомнения в правомерности модели изолированного возникновения первых звезд. В феврале 2011 года астрофизики из ФРГ и США опубликовали в журнале Science результаты компьютерного моделирования динамики аккреционных дисков, положивших начало первым звездам. Анализ показал, что такие диски, скорее всего, распадались на фрагменты, и первые звезды появлялись на свет не поодиночке, а парами, тройками и даже более крупными группами.

А не случилось ли так, что отдельные звездные эмбрионы под действием тяготения своих соседей вылетали за границы диска еще до того, как набрали огромную массу? В этом случае среди звезд третьей популяции могли оказаться и довольно легкие светила, способные протянуть миллиарды лет и даже дожить до нашего времени. Однако, как объяснил «ПМ» профессор Техасского университета в Остине Фолькер Бромм, пока удалось проследить лишь начальный этап эволюции аккреционного диска на протяжении нескольких сотен лет: «Скорее всего первые звезды, даже появившиеся на свет группой, все-таки дорастали как минимум до нескольких десятков солнечных масс, как и полагали ранее. Так что гипотетическое появление в ту эпоху светил с умеренной массой- всего лишь логическая возможность».

От суперзвезд к гипердырам

Черные дыры, которые оставили после себя первые звезды, были, во всяком случае, легче их самих и вряд ли имели более сотни солнечных масс. Однако результаты анализа излучения древних квазаров позволяют утверждать, что спустя 800−900 млн лет после Большого взрыва во Вселенной уже имелись черные дыры в миллиард раз тяжелее Солнца. Как могли возникнуть подобные гиганты за столь короткое время? «На первый взгляд в этом нет никакой загадки, — говорит Абрахам Лёб, профессор астрономии Гарвардского университета и автор недавно опубликованной монографии о первых звездах. — Если постоянно щедро снабжать дыру веществом, с течением времени ее масса станет увеличиваться по экспоненте, подобно колонии бактерий в богатой питательной среде. На таком режиме за несколько сотен миллионов лет дыра, начавшая с сотни солнечных масс, спокойно доберется до миллиарда. Однако дело в том, что гипотеза стабильной подпитки черной дыры аккретирующим газом не соответствует действительности. Вычисления показали, что такая аккреция прерывается по целому ряду причин. Так, при слиянии галактик черные дыры образуют двойные системы, излучающие мощные гравитационные волны, которые буквально вымывают газ из окрестного пространства. А в отсутствие непрерывной подпитки экспоненциального роста просто не будет. Однако есть и другая возможность. Результаты этого же компьютерного моделирования показывают, что внутри первых карликовых галактик, которые уж точно существовали спустя 500 млн лет после Большого взрыва, могли сформироваться подлинные звезды-исполины. Молекул водорода в пространстве тогда уже не осталось, а среда из атомарного водорода не могла снизить температуру менее 10 000 К. Однако эти галактики все же имели солидный объем и с помощью темной материи захватывали много больше газа, нежели облака, положившие начало самым первым звездам. В этой ситуации возможен сценарий, в соответствии с которым горячий коллапсирующий газ не распадается на многочисленные сгустки, а очень быстро, без предварительного формирования аккреционных дисков, порождает одиночные и парные звезды в несколько миллионов солнечных масс. После них могли остаться черные дыры-миллионники, имеющие реальный шанс тысячекратного роста в течение последующих 300−400 млн лет. Это решает загадку раннего появления сверхмассивных черных дыр — пока, естественно, только в теории».

ВСЕЛЕННАЯ И МЫ

Что там, в глубинах Вселенной?

Как возник мир? По каким законам развивается Вселенная? Сколько ей лет и какова продолжительность её будущего существования? Не одно столетие человечество занимают эти вопросы. Сегодня наука достигла таких высот, что, кажется, вот-вот даст на них ответы. Так ли это? Мы попросили прояснить ситуацию доктора физико-математических наук, профессора Научно-исследовательского ядерного университета «МИФИ» С.Г. РУБИНА.

– Сергей Георгиевич, как известно, самой распространённой теорией возникновения Вселенной считается теория Большого взрыва. Объясните, пожалуйста, в чём её суть. Многие, хотя и знают, что она существует, плохо представляют себе, что это такое.

– Знаете, современная наука, хотя и не решила окончательно вопрос о происхождении Вселенной, продвинулась так далеко, что человеческого воображения уже не хватает, чтобы представить суть некоторых научных открытий. То же и с теорией Большого взрыва. Поскольку наш мозг формировался миллионы лет в определённых условиях (малые скорости, слабая гравитация, макроскопические размеры), нам очень трудно принять, что пространство и время изначально возникли в микроскопической области, что Вселенная постоянно расширяется и так далее. Не могут себе этого зримо представить и учёные, но у них, помимо воображения, есть ещё один инструмент, которого лишены люди, не связанные с наукой, – это хорошо проверенные уравнения. Именно они доказывают, что до Большого взрыва существовало некое поле, обладавшее рядом физических свойств, в том числе и плотностью энергии. Согласно квантовой теории, флуктуации этого поля постоянно возникают как в прошлом, так и в настоящем. Так вот, лет тридцать-сорок назад выяснилось, что при некоторых видах флуктуаций поля возникает расширение пространства, причём в первый момент процесс расширения имел огромную скорость. В науке это называется инфляцией. Соответственно плотность энергии поля, внутри которого происходила инфляция, начала быстро уменьшаться, порождая энергичные частицы (именно из них потом и образовались все небесные тела). Это означало рост температуры во Вселенной, поскольку известно, температура системы пропорциональна характерной энергии его частиц. Вот этот процесс, который для нас, современных наблюдателей, кажется единым мгновением и называется Большим взрывом. И с этого момента пространство продолжало расширяться, замедляясь, температура постепенно понижалась, а примерно через 13,6–13,7 миллиарда лет появился на Земле человек.

– Но как возникло вот это первоначальное поле и в каких условиях оно существовало, если тогда не было ни пространства, ни времени – в нашем понимании?

– На этот вопрос у науки нет ответа. Возможно, поле существовало всегда, возможно, оно когда-то возникло по неведомым нам причинам… Единственное, что мы знаем точно, – оно существовало до возникновения Вселенной и существует до сих пор, продолжая постоянно флуктуировать. Также нет ответа на вопрос о том, в каких условиях оно существовало: мы не знаем уравнений, которые могут их описать, а значит, можно только гадать. А всё, что может существовать только на уровне догадок, наука в расчёт не принимает.

– А помимо математических расчётов есть какие-то аргументы, подтверждающие теорию Большого взрыва?

– Ну конечно! Любой уважающий себя физик всё время проверяет свои уравнения на практике. Например, в 1960‑х годах было открыто реликтовое излучение, которое доказало, что Вселенная раньше была очень горячей, а потом стала охлаждаться за счёт расширения. А вот ещё одно доказательство: звёзд старше тринадцати миллиардов лет не обнаружено. Более того, если бы Вселенная существовала вечно, звёзды не могли бы образовываться, по крайней мере, в том виде, в каком они существуют сейчас. Потому что любая звезда состоит в основном из водорода, который постепенно перерабатывается в гелий. То есть водорода уже давно не осталось бы. Ну и наконец, теорию подтверждают расчёты на мощных компьютерах, в коде которых воссоздаются условия Большого взрыва, и они, опираясь на эти данные, моделируют то же распределение галактик, какое существует на самом деле.

– Но ведь есть альтернативные теории? Например, теория пульсирующей Вселенной…

– Да, такая теория есть и её разрабатывают серьёзные учёные. Согласно ей, наша Вселенная существует вечно, то расширяясь в пространстве до своего максимума, то сжимаясь обратно и уничтожая всё существующее в ней. Но я этой теорией никогда не занимался и, честно говоря, считаю её не слишком перспективной. Что же до других альтернативных теорий, то вероятность их корректности мала.

– Интересно, что теории Большого взрыва доверяют не только светские учёные. К ней положительно относятся Католическая и Православная Церкви – по их мнению, она не опровергает возможности сотворения мира Богом.

– Я с большим уважением отношусь ко всем религиям и к верующим людям. Но для меня как для физика нет понятия веры, есть лишь понятие вероятности. И если мы хотим определить степень вероятности существования Бога, необходимо определиться с предметом разговора, ответить на вопрос – какими свойствами обладает сущность, которую мы называем Богом. Может ли Он нарушать законы природы? Продолжает ли Он за нами, грешными, наблюдать и карать за проступки? Если да, то зачем, каким образом? Конечно, вероятность того, что первопричина возникновения нашей Вселенной – Бог, остаётся, но, по моему мнению, она крайне мала. И чем бóльшим количеством свойств, подобных тем, что я только что назвал, мы Его наделяем, тем меньше шансов (на мой взгляд!), что Бог существует, то есть вероятность падает практически до нуля. Но, как известно, вера – явление самодостаточное, научного обоснования ей не требуется, так что верить в Бога или нет – личное дело каждого.

– Конечно, вы правы, вопрос веры каждый решает сам для себя. Но если принять атеистическую точку зрения, то получается, что возникновение Вселенной – чистая случайность?

– Совершенно верно.

– Но тогда почему в ней всё настолько упорядочено, гармонично? Ведь случайность ассоциируется скорее с хаосом.

– Замечательный вопрос. Над ним размышляют многие учёные. Действительно, такая случайность поначалу кажется невероятной. Однако все мы когда-нибудь видели, как из небольшой трещинки на заасфальтированной площади пробивается на свет одинокий цветочек. Спрашивается, как же семя, из которого он вырос, ухитрилось попасть именно в эту трещину? Но вопрос снимается, как только мы понимаем, что это было одно из тысячи семян, большинство которых погибло на асфальте.

Да и по поводу гармонии природы у меня большие сомнения. Практически каждый человек чем-нибудь да болен. Мир животных жесток – всё время идёт борьба за выживание. Идеальные природные условия для существования реализуются крайне редко и т. д.

– Не хотите ли вы сказать, что наша Вселенная образовалась в результате одной из тысяч случайных реакций, большинство из которых ни к чему не привели?

– Именно! Только не тысяч – многих миллиардов! Наша Вселенная – всего лишь одна из бесконечного числа Вселенных с самыми разными свойствами. Все они возникают в результате различных флуктуаций. В подавляющем большинстве Вселенных ничего зародиться не может, они пустые. А вот наше поле сфлуктуировало так, что возникли условия для зарождения жизни.

– В связи с этим хочется задать другой вопрос – вы в инопланетян верите?

– Повторюсь, слово «вера» – не из лексикона учёных. Только в нашей Галактике порядка 100 миллиардов звёзд. Вокруг большинства вращаются планеты. Очевидно, что на многих из них имеются условия, аналогичные Земным. Ну а одинаковые условия приводят к одинаковым результатам – разум на них должен зародиться. Так что уверен с высокой вероятностью, что наша планета далеко не единственная, на которой возникла жизнь, и в нашей Вселенной, помимо Земли, существует множество других цивилизаций.

– А почему же тогда до сих пор нет никаких реальных подтверждений этому?

– Это как раз очень тревожит современных учёных. Ведь многие из этих цивилизаций намного древнее нас, может быть, они уже погибли. А может быть, они о нас знают, но мы им просто не интересны. Ведь представьте только, насколько они более развиты, чем мы, если их цивилизация на несколько миллиардов лет древнее нашей? Не исключено даже, что эти цивилизации и выполняют для нас те самые функции Бога, о которых мы с вами говорили.

– То есть жизнь на Земле, возможно, инопланетного происхождения?

– Вполне возможно. Но проблемы существования Бога это всё равно не решает, ведь те цивилизации тоже как-то возникли.

– Надеюсь, что мы встретимся с инопланетными братьями раньше, чем придёт конец земной цивилизации… Кстати, раз уж конец света не случился 21 декабря, как нам предрекали, то будет ли он вообще?

– Ну, если говорить о конце света как о гибели Вселенной, то это произойдёт очень нескоро – через много миллиардов лет. И скорее всего причиной тому станет чрезмерное расширение и, как результат, – охлаждение, при котором ни движение небесных тел, ни тем более какая-либо жизнь станут невозможны.

– Я недавно прочла, что этот процесс объясняется действием некой тёмной энергии, которой противостоит тёмная материя. Не могли бы вы пояснить, что это за феномены такие?

– Тёмная материя была открыта несколько десятков лет назад в результате наблюдения за движением звёзд в галактике. Было обнаружено, что звёзды движутся так, будто помимо них самих существует нечто, создающее дополнительное гравитационное притяжение. И вот это самое нечто и получило название «тёмная материя», потому что никто не знал, что это такое. Сейчас предполагается, что тёмная материя – это некие частицы, которым присущи два особых свойства: они очень массивные и практически не взаимодействуют с окружающей средой, что делает их невидимыми.

Тем не менее они повсеместно присутствуют, поэтому учёные не теряют надежду их всё-таки найти. Кто первый найдёт – тот и нобелевский лауреат.

– А тёмная энергия?

– С ней сложнее. Тёмную энергию обнаружили в 1998 году, и оказалось, что именно она составляет около 70 процентов всей существующей плотности энергии. Если коротко, то тёмная энергия создаётся полем, которое очень равномерно распределено по всему пространству Вселенной, что само по себе весьма странно. Но ещё более странно, что в этом поле отсутствуют какие-либо колебания, только чистая энергия, пребывающая в стационарном состоянии. Почему – существует множество версий, но точного ответа пока никто не знает.

– Но тёмная энергия как-то воздействует на Вселенную?

– Говоря простым языком, она заставляет далёкие галактики разбегаться все дальше, причём с небольшим ускорением. Если бы тёмной энергии не было, то на каком-то этапе расширение Вселенной замедлилось бы до минимума. А так пространство расширяется всё с бóльшим ускорением, скопления галактик разлетаются всё дальше, температура во Вселенной понижается. В конце концов небесные тела остынут. Впрочем, как я уже говорил, до этого ещё миллиарды лет.

– Это обнадёживает! Но то Вселенная, а как насчёт нашего земного шарика? Ему-то сколько осталось?

– Да столько же, сколько будет светить наша звезда – Солнце. Ведь опасностей из космоса не так много. Исследования же Солнца свидетельствуют, что ещё примерно 5 миллиардов лет оно наверняка будет функционировать в том же режиме, что и сейчас. Не погаснет и не начнёт греть нас слишком сильно. Большой метеорит, конечно, может уничтожить жизнь на Земле, но учёные контролируют движение крупных небесных тел, и в случае возникновения опасности мы сможем её предотвратить уже в недалёком будущем. Так что главная опасность исходит от нас же самих. И день конца света в первую очередь зависит от того, насколько бережно мы будем относиться к миру, в котором оказались по счастливой случайности…

– От себя добавлю – случайность, которая, несмотря ни на что, так похожа на чудо…

Беседовала Марианна МАРГОВСКАЯ