От Големия взрив към големите въпроси (част 2)

Кратка история на космологията (продължение)

Въпреки откриването на закона на Хъбъл, мнозина водещи учени продължавали да се отнасят скептично към теорията за разширяващата се Вселена. Издигат се алтернативни хипотези, които трябва да „спасят“ стационарността на всемира. Някои изследователи обаче не се плашат от преобръщането на дотогавашните научни представи, а правят следващи стъпки към развитие на теорията. Един от тях се казва Георгий (Джордж) Гамов. След като успява да се измъкне от Сталинския СССР, през 1934 г. той се установява в САЩ и има забележителна кариера във физиката.

Гамов се връща към идеите на отец Льометр за първичния космически атом1 и предполага, че в ранната Вселена е преобладавало лъчението (светлината), а не веществото. Тази ранна Вселена трябва да е била доста по-плътна от настоящата, тъй като цялото вещество от безбройните галактики е било скупчено в малък обем. Налягането е било огромно, а светлината нагрявала веществото до огромни температури. От тези съображения Гамов издига теория за горещата Вселена. При невъобразимите условия на огромни плътности и температури, в „младенческата възраст“ на света е бил възможен термоядрен синтез на по-тежки химични елементи от по-леки. Заедно със своя млад сътрудник Алфер, през 1948 г. Гамов показва, че измерените количества на водорода и хелия, най-разпространените елементи в космоса, могат да се обяснят с такъв първоначален термоядрен синтез. Впоследствие се оказва, че същото не важи за по-тежките елементи – те са продукт на термоядрения синтез в звездите, т.е. възникнали са на много по-късен етап от еволюцията на Вселената. Но по отношение на водорода и хелия теорията за горещата Вселена пожънва успех. Появява се още едно силно научно свидетелство, че Голям взрив се е случил.

Но Гамов не спира дотук. Той изследва теоретично момента, когато разширяващата се Вселена се е била разредила достатъчно, за да стане прозрачна за светлината. От този момент насетне светлината би трябвало да се разпространява безпрепятствено и ние, наблюдателите от един късен период на вселенската история, би трябвало да можем да я регистрираме. Излъчена в далечното минало, тя е „реликт“ (остатък) от него и трябва да носи отпечатъка на тогавашните физични условия. Най-вече, тя трябва да идва до нас с еднаква интензивност от всички посоки, понеже тогава още не са били възникнали галактиките и въобще големи струпвания на вещество, които могат да я погълнат. С други думи, днес би трябвало да наблюдаваме равномерен светлинен фон, към която и точка на небето да насочим поглед. Ражда се понятието „реликтово“ или „фоново“ космическо лъчение. Теорията за горещата Вселена предсказва, че то трябва да бъде регистрирано в областта на ултракъсите радиовълни.

Минават десетина години и това наистина се случва! Макар и напълно неочаквано за откривателите му. През 1964 г. американските астрономи Пензиас и Уилсън правят първи тестове на прибор, който трябва да се използва за радиоастрономически наблюдения и за комуникация със спътници. И съвсем случайно регистрират равномерно фоново излъчване, чийто източник не могат да обяснят. Отхвърляйки последователно всевъзможни предположения – включително замърсяване на антената от гнездящи птици! – те стигат до извода, че източникът на лъчението е в далечния космос, при това във всички направления. Не след дълго става ясно, че „реликтовото излъчване“ от ранната Вселена е единственото обяснение на феномена. Освен от наблюдаваните количества на водорода и хелия, теорията за горещата Вселена се потвърждава от измерената първозданна светлина.

Все пак учените осъзнават, че първоначалните струпвания на вещество в ранната Вселена трябва да се отразят на фоновото лъчение. Отклоненията от неговата равномерност (нееднородности) обаче са много малки – тяхното регистриране става възможно едва когато са построени и изведени в орбита сателитни телескопи. Резултатите от три такива последователни мисии, проведени от 1992 до 2018 г.: COBE, WMAP и Planck2, представиха блестящо наблюдателно доказателство за наличието на нееднородности в ранната Вселена. Тези гигантски сгъстявания са се превърнали в „яслите“, от които ще се родят бъдещите галактики, а в галактиките на свой ред ще се появят звездите.

Карта на нееднородностите на фоновото излъчване, получена от мисията Planck, 2018 г. (Източник: apod.nasa.gov) Показаните нееднородности са много малки – приблизително 1/10000 част от общия фон, който отговаря на излъчване на тяло с температура 2.726 K.

Наблюдателни доказателства на теорията за Големия взрив: обобщение

И така, понастоящем теорията за Големия взрив е утвърдено и общоприето физично описание на ранната еволюция на Вселената. Тя е развита в т.нар. стандартен космологичен модел. За изграждането му са използвани на практика всички фундаментални теории на модерната физика. Той е подкрепен от солидни наблюдателни доказателства; можем да ги оприличим на негови „стълбове“:

• Законът на Хъбъл, показващ зависимост между разстоянието до далечните галактики и скоростта на отдалечаването им от нас.

• Количествата на водород и хелий във Вселената, съответстващи на условията в нейния първичен „термоядрен реактор“.

• Космическото фоново (реликтово) излъчване, произхождащо от горещата ранна Вселена, и неговите нееднородности, станали зародиш на галактиките.

Разбира се, има още много проблеми и неотговорени въпроси – както при всяка научна теория. За всички хора обаче, учени или лаици, най-интересни са светогледните въпроси, които повдига стандартният космологичен модел. Ще се спрем накратко на най-важните от тях.

• 1. Т.нар. „космическо яйце“.
• 2. Първите две мисии са осъществени от NASA, а Planck – от Европейската космическа агенция (ESA).