Но остава един проблем. Ако приемем, че е имало първоначален Голям взрив, който „раздува Вселената“ и осигурява сравнителната еднаквост (хомогенност) на пространството в голям мащаб, и то във всяка посока, което е така и ние го наблюдаваме, то не би ли трябвало да има някакъв енергиен отпечатък от тази първична колосална експлозия, който да можем да видим? Оказва се, че има.

Доказателството

Това е т.нар. космическо микровълново фоново излъчване, наричано още остатъчно или реликтово лъчение. Идеята е, че когато Вселената е много млада, тя  е в изключително плътно и горещо състояние на плазма и е непрозрачна. В процеса на  разширение нейната температура намалява и тя започва да се охлажда. При по-ниска температура вече може да се образуват стабилни атоми, които обаче не могат да поглъщат топлинното лъчение, и затова Вселената става прозрачна (около 300-400 хиляди години след Взрива). Това е времето, когато са излъчени първите фотони, които дори днес се движат из пространството и могат да бъдат детектирани от нас. Затова тяхното лъчение се нарича реликтово, т.е. остатъчно. Този момент е и най-далечното нещо, което можем да видим с нашите телескопи. Какво има преди това – Вселената засега  мълчи.

През 1964 г. двама радиоастрономи – Арно Пензиас и Робърт Уилсън, откриват експериментално ефекта на реликтовия фон – постоянен микровълнов „шум“ с температура около 2.7 келвина, равномерен и еднакъв във всяка точка на небето, без да е свързан със звезда или друг обект. Това е гласът на Космоса, остатъкът от експлозията, дала начало на нашата Вселена. Това е и окончателното доказателство за валидността на теорията за Големия взрив, за което двамата радиоастрономи получават Нобелова награда през 1978 г.

Но това е само началото.

Космическото микровълново фоново излъчване

Освен безспорно доказателство за Големия взрив, реликтовото лъчение ни даде и още нещо. Сондата WMAP ( Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), изстреляна през 2001 г.,  картографира космическото фоново лъчение в наблюдаемата Вселена, както е показано на фигура 2. Различният цвят на фигурата отговаря на малка разлика в температурата на лъчението. Резултатите са, че лъчението е хомогенно с точност чак до петия знак след десетичната запетая. Именно там обаче, след петия знак, се крие нещо интересно и изненадващо – тъмната материя.

Тя  взаимодейства само гравитационно и ние не можем да я установим или докажем по никакъв друг начин. Нейното съдържание се оценява на около 25 процента от цялата плътност на Вселената, докато обикновената, нашата материя, е едва 4-5 процента.

Макар че тъмната материя не може да се наблюдава пряко, нейното наличие е предложено още през 1934 г. от Фриц Цвики, за да обясни т.нар.

„проблем с липсващата маса“.



Оказва се, че галактиките не могат да бъдат стабилни и да се въртят, както го правят, ако няма огромно количество скрита маса, държаща звездите в една галактика свързани. Резултатите от изследването на космичното фоново лъчение потвърждават еднозначно съществуването на големи количества тъмна материя.

Резултатите от WMAP могат да послужат и за проверка каква е геометрията на Вселената – затворена, отворена или плоска. Различните варианти са показани на фигура 5.

Днес знаем, че с точност до 0.5 процента Вселената е плоска. Това е добре, но означава още, че в зависимост от плътността на материята и енергията във Вселената може да имаме различен край на еволюцията на Космоса. Ако общата плътност (т.нар. космологичен параметър Омега) надвиши критичната маса, то Вселената може да се свие в т.нар. Голям срив, представляващ точно обратното на Големия взрив. Или, обратно, може да се разширяваме до безкрай, докато самата Вселена стане доста студено, пусто и сравнително скучно място. Това е теорията за Голямото замръзване.

Тъмната енергия и крайната съдба на Вселената

Всъщност как може да знаем какво се е случвало с пространството на Вселената и какво ще се случи с него в бъдеще? Тъй като скоростта на светлината е ограничена, то колкото по-далеч се намира един обект  от нас, толкова повече време ще трябва на светлината от него да ни достигне. Пътят на светлината от нашето Слънце до Земята например е малко повече от 8 минути. Наблюдавайки с нашите телескопи далечните звезди, ние на практика виждаме назад в миналото, тъй като улавяме светлина, която отдавна ги е напуснала и едва сега достига до нас (виж например фигура 6). Тогава, ако знаем, че наблюдаваме два еднакви обекта, но на различно разстояние, то можем да правим извод за изменението на пространството между тях с течение на времето.

Обектите, които са сравнително „еднакви“ в Космоса, са известни като

„стандартни свещи“.



Това може да са променливи звезди от специален тип, т.нар. Цефеиди. Те пулсират по един и същ начин, т.е. излъчват един и същ светлинен поток на равни интервали от време. Други такива обекти, които са дори по-точни индикатори за разстояния, са избухванията на свръхнови от тип IA. Те представляват термоядрено разрушение на звезда (всъщност на двойка звезди). Поради особености на процеса винаги се отделя една и съща енергия. Затова свръхновите IA са най-добрите известни ни стандартни свещи.

Именно изследвания на свръхнови показаха през 1997 г., че Вселената се разширява с ускорение. Тъй като отделената при взрива енергия винаги е една и съща, разликата, която наблюдаваме (по-бледи или по-ярки избухвания), е причинена единствено и само от разлика в динамиката на пространството. По този начин може да получим карта на еволюцията на пространството с течение на времето (виж фигура 7). Оказва се, че през първите около 8-9 милиарда години след взрива Вселената се забавя, както може да се очаква, след което изведнъж започва да се разширява, при това с ускорение!

ова е огромен парадокс и причината за ускорителното разширение е все още неизвестна. За да го обяснят, учените въвеждат отново в уравненията космологичната константа на Айнщайн, но с обратен знак - т.е. тя действа като антигравитация и разширява пространството ускорително.

Все пак, изглежда Айнщайн не е сгрешил чак толкова много.

Днес знаем, че тъмната енергия заема около 70 процента от цялата енергийна плътност на Вселената. Нямаме никаква идея нито защо започва нейното действие, нито каква е нейната природа. Възможно е с времето нейната сила да намалява или да се увеличава.

В зависимост от това съществуват два сценария за края на нашата Вселена. Ако космологичната константа продължи да действа и се усили, то ние ще се разширяваме вечно. Ако напротив, нейната сила намалее и гравитацията победи, то краят на нашия Космос може би ще е Големият срив. След което, защо не, може би ще се роди новата Вселена в нов космически Голям взрив. Но засега това са само загадки, чиито отговори предстои да бъдат открити.

Д-р Владимир Божилов

Gallery
Американският астроном Едуин Хъбъл (1889-1953) открива, че пространството на Вселената се разширява. Скоростта на това разширение днес е известна като константа на Хъбъл.

Илюстрация: Shutterstock

Gallery
Геометрия на Вселената

Геометрията на Вселената може да е затворена, отворена или плоска, в зависимост от плътността на енергията и материята в нея. Това зависи от стойността на космологичния параметър Омега и това дали той е по-малък, равен или по-голям от 1. За момента всички данни сочат, че нашата Вселена е плоска, т.е. материята и енергията са точно толкова, че Омега да е равно точно на 1.

Снимка: Shutterstock