Ғалам эволюциясы

Қазіргі таңда бүкіл ғалам эволюциясы идеясы жаратылыстанушы ғалымдар арасында кеңінен қабылданған. Алайда бұл түсінік бірден орныққан жоқ: кез келген ірі ғылыми идея секілді, ол да ғылымда жетекші орынға шығудан бұрын ұзақ әрі күрделі сынақтардан өтті.

Уақыт өте келе, діни институттардың өзі де бұл ұстанымның жалпы сипатын мойындауға мәжбүр болды. Мәселен, New Catholic Encyclopedia (1967, V том, 694-б.) басылымында: «Жалпы эволюция — тіпті адам ағзасының эволюциясы да — пайда болудың шынайы ғылыми түсіндірмесі болуы тиіс» деп көрсетілген. Ал 1982 жылы Ватиканның Католик шіркеуінің Жоғарғы ғылыми кеңесі: «Толып жатқан дәлелдемелердің нәтижесінде эволюция концепциясын адамдарға да, басқа приматтарға да қатысты қарастыруға болады деген сенімге келдік» деп бірауыздан мәлімдеді (D. M. Lovestein, Twelve Wise Men at the Vatican, Nature, 30.09.1982, 395-б.).

Ғалам эволюциясы: теориялық негіз және бақылаулар

Ғалам эволюциясы — физиканың теориялық базисіне және көптеген астрофизикалық бақылауларға сүйенетін ғылыми тұжырым. Қазіргі заманғы космологияның іргетасын 1916 жылы салыстырмалылық теориясын ұсынған Альберт Эйнштейн қалағаны белгілі. Ол жұлдыздар бірқалыпты таралған әлем үшін теңдеу құрып, кеңістіктің қисаюы ақырында өз-өзіне «тірелетінін» есептеді. Мұндай «тұйық» ғаламның көлемі шектеулі, бірақ шекарасы жоқ деп қарастырылды.

Дегенмен Эйнштейн моделінде маңызды қиындық болды: егер теория дәл болса, жұлдыздар тартылыс күшінің әсерінен бір нүктеге шоғырлануы тиіс еді. Осы себепті Эйнштейн ғаламды «сығылудан» сақтайтын әлдебір антигравитациялық өрісті (кейін космологиялық тұрақты ретінде талқыланған) енгізіп, теңдеуін толықтырды. Ол бұл теңдеуді тартылыс теориясының шынайылыққа сәйкес келетін жалғыз нұсқасы деп санады.

Фридман және динамикалық шешімдер

Ресей математигі Александр Фридман 1922–1924 жылдары жарияланған еңбектерінде мәселенің тек статикалық емес, динамикалық шешімдері де бар екенін дәлелдеді. Эйнштейн бастапқыда бұл көзқарасты жоққа шығарып, теріс қабылдаған. Кейін Фридманның түсіндірме хатынан соң кешірім сұрап, оның жұмысын «түсіндіруші» деп атағанымен, түбегейлі позициясын бірден өзгертпеді. Черновик жазбаларында тіпті «бұл теорияның ешқандай физикалық маңызы жоқ» деген пікір де кездеседі. Соған қарамастан Эйнштейн біраз уақыт бойы статикалық моделін ұстанып келді.

Хаббл бақылаулары және кеңею фактісі

Ғаламның стационарлы еместігі туралы тұжырым тек 1929 жылы нақты бақылаулармен нығайды: алдымен астроном В. М. Слайфер, ал кейін Э. Хаббл көптеген бақылаулар нәтижесінде ғаламның кеңею фактісін анықтады. Хабблдің дәлелдерінен кейін Эйнштейн өз ұстанымының қате екенін мойындап, мұны «өмірімдегі ең үлкен қателік» деп атағаны айтылады.

Леметрдің «бастапқы атомы» және идеяның қалыптасуы

Фридман өз еңбектерінде ғалам кеңеюінің міндетті түрде бастамасы болуы керектігін арнайы атап өтпеген. Бұл мәселенің маңызын белгиялық аббат Жорж Леметр түсініп, «Бастапқы атом туралы» еңбегін жариялады. Ол Фридманнан тәуелсіз түрде кеңейетін тұйық әлем үшін теңдеудің шешімін тапты. Леметрдің түсіндіруінше, ғалам бастапқыда кішкентай статикалық шар тәрізді болып, белгілі бір сәтте сырттан әсер еткен белгісіз құбылыстың салдарынан күштердің тепе-теңдігі бұзылып, кеңею басталған. Леметр бұл бастапқы күйді «бастапқы атом» деп атады.

Хойлдың күмәндануына белгілі бір дәрежеде негіз бар еді: ол уақытта кеңеюді көрсеткен Хаббл бақылауларынан өзге, «үлкен жарылысқа» қатысты тікелей тәжірибелік дәлелдер аз болатын.

Гамов және «ыстық ғалам» есебі

«Үлкен жарылыс» тұжырымдамасының дамуына келесі ірі үлесті 1931 жылы КСРО-дан АҚШ-қа қоныс аударған Фридманның шәкірті Георгий Гамов қосты. Оның есептеулеріне сәйкес, «ыстық күйдегі» үлкен жарылыста бастапқы бөлшектердің соқтығысуы алдымен сутегі ядроларының түзілуіне, кейін ауыр сутегі — дейтерий арқылы гелий мен аздаған литий ядроларының пайда болуына әкелуі тиіс еді.

Алайда өте жоғары температурада бөлшектердің жылдамдығы дейтерий ядроларын жоюға жеткілікті болғандықтан, белгілі бір кезеңде гелий түзілуі де тежелуі мүмкін. Ал «суығырақ» сценарийде гелий синтезі әрі қарай жалғасуы ықтимал деп қарастырылды. Гамов бойынша бастапқы заттың температурасы миллиардтаған градусқа жетуі керек, соның нәтижесінде бүгінгі ғалам шамамен 75% сутегі мен оның изотоптарынан, 25% гелийден және өте аз мөлшерде литийден тұруы тиіс болатын. (Ауыр элементтер үлесі өте аз; олар кейінірек жұлдыздардың эволюциясы барысында түзілген деп түсіндіріледі.)

Кейінгі астрономиялық бақылаулар Гамовтың жорамалдарын және «ыстық ғалам» идеясын тұтастай қолдады. Бірақ бұл теория алғаш пайда болғанда елеулі қарсылыққа ұшырады: Гамовтың, Хаббл мен Леметрдің түсіндірулерінде ғаламның жасы салыстырмалы түрде «аз» уақытты қажет ететіндей көрінді.

Шешуші болжам: қалдық сәуле

Өзінің «ыстық» үлкен жарылыс идеясын нақтылау үшін Гамов жаңа маңызды ой ұсынды: ерте ғалам толқын ұзындықтарының барлық ауқымында аса күшті сәуле шығаруы керек. Фотондар алғашқы элементар бөлшектермен араласып, «бастапқы плазманы» — жаңа туған ғаламның күйін құрады. Плазманың тығыздығы соншалық жоғары болғандықтан, фотондар бөлшектермен үздіксіз соқтығысып, бағытын өзгертіп отырды; соның салдарынан олар плазманың ішінде өте баяу «ілгерілейтін» еді.

Ғалам кеңейген сайын ол салқындай берді. Белгілі бір кезеңде (кейінгі есептеулер бойынша — үлкен жарылыстан кейін шамамен 300 мың жыл өткен соң) плазманың температурасы 3000–2700 K шамасына түсті. Температура төмендеген сайын фотондардың энергиясы азайып, протондар мен электрондардың кулондық тартылысына қарсы тұра алмай қалды. Нәтижесінде электрондар мен протондар сутегі атомдарына біріге бастады.

Атомдар түзілген соң орта фотондарға «кедергі келтіруін» доғарды: ғалам сәуле үшін мөлдір болып, жарық заттан ажырап, тәуелсіз түрде тарала бастады. Гамов пікірінше, дәл осы «қалдық сәуле» (реликт сәуле) үлкен жарылыс теориясының ең маңызды айғақтарының бірі болуы тиіс еді.

Іздеу мәселесі және қайта ашылуы

Алайда: үлкен жарылыстан кейін шамамен 300 мың жыл өткенде пайда болған, ал біздің заманымыздан миллиардтаған жыл бұрынғы құбылыстың ізін қайдан және қалай табуға болады? Бұл сұрақ ұзақ уақыт нақты жауапсыз қалды.

Гамовтың шәкірттері Альфер мен Харман осы тақырыппен айналысып, 1948 жылы мақала жариялады. Онда олар қалдық сәуле ұзақ уақыт ішінде суып, ғарышта сақталып қалуы тиіс екенін көрсетті. Бірақ сәуле тым әлсіз болады деген уәжбен бұл идея көп ұзамай ұмыт қалды.

Роберт Дикке және Принстондағы есептеулер

Шамамен 15 жылдан кейін бұл ой қайта жанданды. 1960-жылдардың басында Принстон университетінің гравитациялық зерттеулер бөлімін басқарған Роберт Дикке Гамовтан тәуелсіз түрде «ыстық ғалам» тұжырымын дамытып, ғалам міндетті түрде қалдық сәуле қалдыруы керек деген қорытындыға келді.

Дикке тәжірибелік іздеуді өз шәкірттері Ролл мен Вилкинсонға, ал теориялық есептеуді Пиблзға тапсырды. Пиблз бұл сәуле суық, изотропты және температурасы шамамен 10 K болуы тиіс екенін жедел есептеп шығарды. Ол осы нәтижелерін 1965 жылы Принстон университетінде баяндады.