возраст Вселенной исчислялся немногими минутами! Таким образом, хотя и косвенным путем, но, опираясь на реальные астрономические наблюдения галактик, мы можем заглянуть в эпоху, когда она была еще в сотни тысяч раз моложе, чем в эпоху «отклейки» реликтового излучения!
Вернемся, однако, к эпохе эволюции Вселенной, когда произошла «отклейка» излучения от вещества и возникли «реликтовые» кванты, улавливаемые современными радиотелескопами. Впереди еще гигантский эволюционный путь до современного состояния Вселенной. Плазма довольно быстро становится нейтральным водородно-гелиевым атомарным газом. Этот газ, расширяясь, быстро охлаждается, гораздо быстрее, чем излучение. Можно показать, что молекулы водорода образоваться не успеют – слишком мала скорость соответствующей химической реакции.
Когда размеры Вселенной увеличатся в несколько десятков раз, а температура газа опустится ниже 5 К, наступит следующий очень важный период ее развития. Первоначально почти однородная газовая среда разобьется на отдельные сгустки.
В чем причина такой «фрагментации»? Ведь первоначально такие сгустки представляли собой просто области Метагалактики, где плотность вещества только незначительно превышает среднюю плотность. Как же возникли эти области с избыточной плотностью в почти однородном, да еще к тому же быстро расширяющемся веществе Вселенной? На этот, казалось бы, такой простой вопрос современная наука не дает еще однозначного ответа. С достоверностью можно только сказать, что «зародыши» неоднородности Вселенной в ней присутствовали всегда, если угодно – изначала. Вселенная никогда не была строго однородной, она была почти однородной даже в первые мгновения своего существования.
И надо ясно понимать, если бы не эти «зародыши» неоднородности, история ее развития была бы совсем другой и, прежде всего убийственно скучной, лишенной какого бы то ни было многообразия форм и, конечно, жизни. Может быть, эти «зародыши неоднородности» и есть тот «сверх-ген», о котором речь шла выше…
Итак, из «зародышей» неоднородности Вселенной (о происхождении и природе которых мы пока не знаем ничего достоверного) вполне закономерным, теоретически осмысленным путем при z ~ 10 – 100 возникли гигантские газовые сгустки. Из этих сгустков, являющихся «протоскоплениями» галактик, путем дальнейшей фрагментации образовались меньшие сгустки. Каждый такой сгусток, характеризовавшийся определенной массой и вращательным моментом, постепенно эволюционировал в галактику. После этого расширение Вселенной сводилось к разлету галактик (т.е. к непрерывному увеличению расстояния между галактиками), между тем как сами галактики практически не расширялись.
Таким образом, – нарисованная картина показывает, что галактики, а потом звезды образовались на сравнительно позднем этапе эволюции Вселенной, когда размеры последней были примерно в 10 – 100 раз меньше, чем сейчас. На ранних этапах своей эволюции галактики, по-видимому, были значительно более «активны», чем в наши дни (об активности галактик, точнее их ядер, см. предыдущую главу). Именно поэтому количество радиогалактик и квазаров в ту довольно отдаленную от нас эпоху было значительно больше, чем сейчас, о чем речь шла выше.
Далеко не весь газ Вселенной сконденсировался в галактики. Некоторая часть газа осталась в межгалактическом пространстве. Ультрафиолетовое и рентгеновское излучение образовавшихся к тому времени звезд и галактических ядер будет ионизировать и нагревать межгалактический газ. Температура его подымется до многих десятков миллионов Кельвинов[27]. Таким образом, ожидаемая довольно высокая температура межгалактического газа в современной Вселенной есть результат его «вторичного» разогрева – ведь к моменту образования скоплений галактик он был очень холодный. Межгалактическое пространство заполнилось также сверхэнергичными заряжёнными частицами – космическими лучами, которые образовались в результате активности ядер галактик и взрывов сверхновых звезд. До образования галактик во Вселенной не было космических лучей так же, как и тяжелых элементов. Постепенно Вселенная стала принимать те черты, которые мы сейчас наблюдаем.
Итак, Вселенная эволюционировала и эволюционирует. Эта эволюция, являющаяся ее основной особенностью, наблюдается на всех уровнях. Мы сейчас обрисовали картину эволюции Вселенной в целом от примитивной водородно-гелиевой плазмы до того грандиозного по своему многообразию феномена, который мы наблюдаем сейчас. В свою очередь эволюционируют галактики от простейших облаков до сложных спиральных звездных систем с огромным разнообразием популяций. Об эволюции звезд мы уже говорили в гл. 4. В гл. 9 речь будет идти об эволюции планетных систем. И, конечно, огромную эволюцию претерпела жизнь на Земле и, как можно полагать, на других планетах.
Современная наука о Вселенной – астрономия – вся насквозь эволюционна. Не всегда так было. Только развитие нашей науки, потребовавшее огромных усилий от ее творцов, привело к эволюционному взгляду на Вселенную, причем не в плане умозрительных заключений, а на основе строгого анализа фактов. В XVIII, XIX и даже первой половине XX столетия астрономия была статичной, застывшей. Изучались с большой точностью движения планет и комет, модели звездных атмосфер, их химический состав. И это, конечно, было очень важно. Но истинная картина меняющейся, поражающей многообразием явлений, богатой «скачками» и взрывами Вселенной стала ясной астрономам только в последнюю четверть века.
Этот период «бури и натиска» по справедливости может быть назван «революцией в астрономии». В первую треть нашего века аналогичную революцию пережила физика. Сейчас мы являемся свидетелями революционного взрыва в биологии. Вместе с последней астрономия в наши дни находится в авангарде наук о природе.
Однако вернемся к космологии. Для решения общих вопросов о геометрии и метрике Вселенной очень важно оценить среднюю плотность вещества в ней. Эта оценка имела бы большое значение для выбора модели Вселенной, т.е. для вопроса о ее конечности или бесконечности. Оказывается, что «размазанная» плотность галактик дает величину, меньшую чем 10–30 г/см3.
Пока еще, однако, не совсем ясен вопрос, какая доля вещества во Вселенной находится в форме межгалактического газа. Можно только полагать, что этот газ должен быть очень горячим и достаточно разреженным. Если, например, окажется, что средняя плотность межгалактического вещества не больше размазанной плотности галактик, Вселенная не будет замкнута (так называемая «открытая модель»).
Имеются основания полагать, что важнейший вопрос о плотности межгалактической среды будет в близком будущем окончательно решен методами рентгеновской астрономии.
Для того чтобы Вселенная была замкнута, нужно, чтобы средняя плотность межгалактического газа была примерно в 30 раз больше «размазанной» плотности галактик. Вряд ли это так. Если же все-таки окажется, что Вселенная замкнута, следует иметь в виду, что это является некоторой характеристикой четырехмерного пространственно-временного многообразия. Непонимание этого обстоятельства часто находит свое выражение в недоумевающем вопросе: если Вселенная замкнута, то что же находится за ее пределами? Конечно, можно было бы представить и другие Вселенные, более или менее сходные с нашей, если бы Мир (или «Сверхвселенная») был многообразием пяти или большего количества измерений. Нет, однако, никаких серьезных оснований в пользу этого произвольного предположения (см., впрочем, конец этой главы).
Приходится также слышать мнение, что вывод о замкнутости Вселенной якобы несовместим с философией диалектического материализма. Это, конечно, заблуждение. Основным атрибутом Вселенной с точки зрения философии диалектического материализма является ее объективное существование и познаваемость.
Нелепо связывать судьбу этой философии с каким-нибудь конкретным свойством Вселенной, например свойством конечности или бесконечности. Закономерности Вселенной потому и называются объективными, что не зависят от предвзятых взглядов отдельных людей, плохо понимающих дух философии диалектического материализма.
Для проблемы происхождения и развития жизни во Вселенной ее расширение имеет очень большое значение. Как легко показать математически, плотность поля излучения в бесконечной Вселенной, равномерно заполненной излучающими объектами, должна быть очень большой. Так как в этом случае звезды должны экранировать друг друга, то поверхностная яркость неба должна быть такой же, как у звезд или Солнца. Иными словами, небо было бы ослепительно ярко, а температура вещества во всей Вселенной была бы около 5–10 тыс. К. Тот факт, что яркость неба, обусловленная излучением всех объектов
