10 миллиарда лет назад

Активное звездообразование

Со времен формирования наиболее крупных структур во Вселенной и до сегодняшнего дня общий вид Вселенной практически не изменился. Однако на масштабе галактик до состояния равновесия, даже неустойчивого, было еще далеко – оно установилось позднее: история Вселенной была долгой. Добывая данные о зарождении и образовании галактик, астрофизики могут опираться только на анализ испускаемого галактиками излучения. Они исследуют все более древние галактики, излучение которых значительнее смещается в красную часть спектра, поэтому приходится использовать телескопы, чувствительные к инфракрасному излучению. В этой спектральной области наблюдениям препятствуют два явления: атмосфера пропускает инфракрасное свечение только через редкие спектральные окна; естественные тепловые помехи, которые создаются в инфракрасном спектре самим телескопом, накладываются на космический сигнал.

Астрофизики борются с этими трудностями с помощью устройств, охлажденных до очень низких температур. Например, на космической обсерватории «Гершель» Европейского космического агентства (ЕКА) фокальная плоскость помещена в огромный криостат (что-то вроде огромного термоса), который поддерживает очень низкую температуру (четыре градуса по шкале Кельвина). Таким образом, исследователи получают данные, которые меняют их понимание процессов формирования и эволюции галактик. В 2014 году американские астрофизики Пьеро Мадау и Марк Дикинсон проанализировали с помощью различных моделей новые данные и пришли к выводу, что пик звездообразования во Вселенной случился примерно десять миллиарда лет назад.

Звездообразование, подстегиваемое все еще частыми столкновениями галактик, достигает в это время максимальной интенсивности. Самые массивные звезды (массой в несколько солнц), продолжительность жизни которых меньше миллиарда лет, быстро проходят свой эволюционный цикл и выбрасывают в межзвездное пространство огромные облака химических элементов, созданных в их недрах. В безумную пляску вступают и элементы, синтезированные во время взрывов сверхновых, то есть в момент гибели самых массивных звезд, а также некоторых звезд из двойных систем. В недрах галактик постепенно устанавливается равновесие между выброшенным из звездных недр газом из новых элементов и заполнявшим межгалактическую среду газом, лишенным тяжелых элементов. По мере снижения интенсивности звездообразования соотношение элементов постепенно устанавливается в основном на уровне значений, которые измерили в XXI веке: 74 % водорода, 24 % гелия и 2 % других элементов – прежде всего кислорода, затем углерода, неона и железа.

9,7 миллиарда лет назад

Вселенная и ее постоянные

Физическая постоянная – некоторая измеримая величина, которая сохраняет одно и то же значение повсюду во Вселенной и не зависит от времени. Скорость света – одна из самых известных физических постоянных. Она обрела такой статус с тех пор, как Альберт Эйнштейн в 1905 году показал, что она неизменна и не зависит от скорости наблюдателя и источника света. Ее обозначают буквой c, первой буквой латинского слова celeritas («скорость»). Эта универсальная константа представляет собой не просто скорость, то есть расстояние, деленное на время, чье значение зависит от системы единиц, выбранной для ее выражения. Физики так доверяют скорости света, что именно метр определяют в международной системе мер как эталонную единицу длины[2].

Некоторые физики считают, что фундаментальными физическими константами имеют право называться только те, чье значение не зависит от системы единиц.

Такова, к примеру, постоянная тонкой структуры (обозначаемая буквой ^α), которая используется при описании электромагнитного взаимодействия. Она применяется для характеристики расщепления энергетических уровней в атомах и проявляется в ситуации, когда атомы поглощают свет. Через четыре миллиарда лет после Большого взрыва звездообразование достигло пика. Тучи атомных ядер, созданных в горнилах звезд, распространялись по всей Вселенной. Их было так много, что многие из них попадали под лучи света, испускаемые чрезвычайно яркими квазарами. В результате в спектре последних возникали линии поглощения, сохранившие следы взаимодействия между излучением и материей. Уравнения, описывающие это взаимодействие, и содержат постоянную ^α.

Таким образом, можно узнать, изменилась ли эта фундаментальная постоянная с течением времени – в этом заставляют сомневаться некоторые теоретические модели, например теория струн. Чтобы проверить неизменность постоянной, индийский астрофизик Хум Чанд и два его французских коллеги в 2004 году проанализировали спектры восемнадцати квазаров (средняя величина красного смещения z = 1,55), полученные с помощью сверхмощного спектрографа и телескопа Куйен – одного из четырех, составляющих комплекс Очень большого телескопа (VLT) на горе Серро-Параналь в Чили. Определив значение константы ^α с точностью до одной миллионной, Чанд и его группа пришли к выводу, что за последние десять миллиарда лет оно не изменилось! Для подтверждения теории струн придется поискать другие аргументы…