Первые три минуты

Продвинутая

Автор: Стивен Вайнберг

Издательство: Эксмо

ISBN: 978-5-699-46169-1

Год выпуска: 2010

Количество страниц: 208

Оригинальное название: The First Three Minutes: A Modern View of the Origin of the Universe

Оглавление
Предисловие автора к первому изданию

6
Предисловие автора ко второму изданию

10
Введение. Великан и Корова

11
Расширяющаяся Вселенная

18
Реликтовое излучение

55
Рецепт горячей Вселенной

88
Первые три минуты

108
Экскурс в историю

126
Первая сотая доля секунды

135
Эпилог. Что нас ждёт?

150
Таблицы

155
I. Свойства некоторых элементарных частиц

II. Свойства электромагнитного излучения разных диапазонов

Глоссарий

157
Математическое приложение

169
Заметка 1. Эффект Доплера

Заметка 2. Критическая плотность

Заметка 3. Оценки времени расширения

Заметка 4. Излучение абсолютно черного тела

Заметка 5. Масса Джинса

Заметка 6. Температура и плотность нейтрино

Послесловие. Что произошло в космологии с 1977 г.

183
Литература для углубленного чтения

202
Предметный указатель

203

Книга «Первые три минуты» выросла из доклада, прочитанного Стивеном Вайнбергом в 1973 году для студентов Гарварда. В этот период набирает популярность теория развития ранней Вселенной под названием «стандартная модель», которая по мере дальнейшего накопления эмпирических данных стала общепринятой. В книге подробно рассмотрены предпосылки возникновения и всеобщего признания «стандартной модели», её преимущества по сравнению с конкурировавшими теориями. Автор отмечает, что ценность теории «стандартной модели» заключается в том, что она создаёт адекватный наблюдательный и теоретический базис, позволяющий реконструировать историю ранней Вселенной. Превратившись в основополагающую теорию современной космологии, «стандартная модель» направляет усилия учёных на изучение эволюции Вселенной. Книга «Первые три минуты» демонстрирует основные принципы данной теории в сочетании с последними достижениями науки, что позволяет ей не терять своей актуальности с момента первой публикации в 1977 году и по сей день.

Рассматривая недавние достижения в области космологии, Стивен Вайнберг воссоздает единую картину физических условий в ранней Вселенной за первые три минуты её существования. Перед тем, как приступить к данной теме, автор знакомит читателя с «классическими» вопросами космологии, в частности, с теорией расширения Вселенной. Кроме того, автор рассматривает историю космологии, подробно останавливаясь на проблеме создания «стандартной модели».

Книга предназначена для знакомства широкого круга читателей с историей космологии, основами теории «стандартной модели» в той части, где описывается процесс развития Вселенной на раннем этапе. Автор намеренно избегает сложных формулировок при изложении научных идей и практически не использует математические выкладки с тем, чтобы для понимания книги было достаточно минимальных познаний в области математики и физики. В приложении помещён словарь физических и астрономических терминов. Для тех читателей, которые пожелают более подробно разобраться в теме, предлагается раздел «Математическое приложение», а также рекомендации для дальнейшего чтения.


Центральной темой книги является описание физических процессов, происходящих в первые три минуты существования Вселенной. В главе, представленной издательством Эксмо, показан начальный этап космической эволюции. Перед читателем последовательно разворачивается картина зарождающейся Вселенной, где за три минуты после «большого взрыва» в результате падения температуры однородный первичный бульон из вещества и излучения стремительно преображается. В нём непрерывно взаимодействуют лептоны и адроны, но по мере падения температуры из состояния теплового равновесия вырываются различные частицы, что в конечном счёте приводит к образованию атомных ядер на исходе первых трёх минут, и самих атомов – по истечении почти 700 тысяч лет.

Первые три минуты

«Итак, теперь мы достаточно подкованы, чтобы проследить за ходом космической эволюции в первые три минуты. Тогда события развивались гораздо стремительнее, чем сейчас, поэтому киноаппарат, показывающий кадры через равные промежутки времени, здесь не поможет. Вместо этого я синхронизую наш «фильм» с падающей температурой Вселенной, причем последовательные стоп-кадры по температуре будут отличаться примерно в три раза.

К сожалению, у меня нет возможности начать показ с нулевого момента времени и бесконечной температуры. Известно, что, когда температура превысила порог в полторы тысячи миллиардов градусов (1,5 × 1012 К), во Вселенной в больших количествах появилась частица под названием пи-мезон. (Ее масса — около одной седьмой массы нуклона; см. таблицу I на стр. 155.) В отличие от электронов, позитронов, мюонов и нейтрино, пи-мезоны очень сильно взаимодействуют с нуклонами и друг с другом. На самом деле как раз за счет обмена пи-мезонами нуклоны и держатся в атомном ядре. Когда появляется много таких сильновзаимодействующих частиц, описать поведение вещества при сверхвысоких температурах становится невероятно сложно. Поэтому, чтобы не вдаваться в хитроумные математические выкладки, в этой главе я начну повествование с первой сотой доли секунды. В этот момент температура составляла всего 100 миллиардов градусов, что заведомо ниже пороговых значений для пи-мезонов, мюонов и остальных более тяжелых частиц. В главе 7 кратко останавлюсь на том, что, по мнению физиков-теоретиков, могло происходить до этого момента.

Имея все это в виду, и начнем просмотр.


СТОП-КАДР № 1. Температура во Вселенной — 100 миллиардов градусов (1011 К). В этот момент космос проще для понимания, чем когда бы то ни было в будущем. Его заполняет однородный бульон из вещества и излучения, а каждая частица сталкивается с другими много-много раз в секунду. То есть, несмотря на стремительное расширение, Вселенная находится в почти идеально равновесном состоянии. Количество различных ингредиентов в ней, таким образом, определяется законами статистической физики и не зависит от того, что происходило до первого стоп-кадра. Нам достаточно знать, что температура равна 1011 К, а сохраняющиеся величины — заряд, барионное и лептонное число — очень маленькие или равны нулю.

В заметных количествах присутствуют только те частицы, чей температурный порог ниже 1011 К: электрон, позитрон и, конечно, безмассовые частицы, такие как фотон, нейтрино и антинейтрино (снова отсылаем читателя к таблице I на стр. 155). Вещество во Вселенной упаковано настолько плотно, что даже нейтрино, которым ничего не стоит пройти сквозь свинцовую заслонку толщиной в несколько световых лет, находятся в тепловом равновесии с электронами, позитронами и фотонами и часто сталкиваются как с ними, так и друг с другом. (В понятие «нейтрино», напомню, я иногда включаю и антинейтрино.)

Упрощает картину и то, что температура 1011 К гораздо выше порога электронов и позитронов. Отсюда заключаем, что эти частицы — наряду с фотонами и нейтрино — ведут себя как излучение. Какова плотность энергии этих разновидностей излучения? Из таблицы I на стр. 155 видим: вклад электронов и позитронов вместе взятых составляет 7/4 от энергии фотонов. Столько же вносят нейтрино с антинейтрино. Поэтому полная плотность энергии отличается от плотности энергии истинного излучения на коэффициент

7/4+7/4+1=9/2.

Из закона Стефана–Больцмана (см. главу 3) можно вычислить плотность энергии излучения при температуре 1011 К. Она оказывается равной 4,72 × 1044 электронвольт на литр. Значит, полная плотность энергии во Вселенной, нагретой до 1011 К, была в 9/2 раза больше — т.е. 21 × 1044 электронвольт на литр. Это эквивалентно массовой плотности в 3,8 миллиарда килограммов на литр, что в 3,8 миллиарда раз больше, чем плотность воды в земных условиях. (Когда я выражаю энергию в единицах массы, то, конечно, имею в виду ту энергию, которая выделилась бы согласно эйнштейновской формуле E = mc2 — если бы вся масса перешла в энергию.) Если бы Эверест был сделан из такого плотного вещества, своим гравитационным полем он уничтожил бы Землю.

Вселенная, запечатленная на первом стоп-кадре, стремительно расширяется и охлаждается. При условии, что каждая ее частичка удаляется от произвольно выбранного центра со скоростью, равной скорости убегания, темп ее расширения легко посчитать. Из-за огромной плотности скорость убегания, естественно, тоже велика: характерное время расширения составляет примерно 0,02 с. (См. математическую заметку 3 на стр. 172. В первом приближении характерное время расширения можно считать равным 100-кратному периоду, в течение которого размер Вселенной увеличивается на 1%. Если говорить точнее, характерное время расширения — это величина, обратная постоянной Хаббла. Как отмечалось в главе 3, возраст Вселенной всегда меньше характерного времени расширения, поскольку из-за силы тяготения она расширяется все медленнее.)

В тот момент, когда мы сделали первый стоп-кадр, в мироздании присутствовала небольшая примесь нуклонов: около одного протона или нейтрона на миллиард фотонов, электронов или нейтрино. Чтобы вычислить, в каких количествах в ранней Вселенной образовывались те или иные химические элементы, нужно знать соотношение в ней протонов и нейтронов. Последние тяжелее первых примерно на 1,293 миллиона электронвольт. Однако характерная энергия электронов, позитронов и других частиц при температуре 1011 К — 10 миллионов электронвольт (постоянная Больцмана, умноженная на температуру) — значительно выше этого значения. Следовательно, благодаря частым столкновениям нейтронов и протонов с гораздо более многочисленными электронами, позитронами и другими частицами протоны будут постоянно превращаться в нейтроны и наоборот. В это время происходят главным образом следующие реакции:

Из антинейтрино и протона получаются позитрон и нейтрон (и наоборот).

Из нейтрино и нейтрона получаются электрон и протон (и наоборот).

Поскольку мы предполагаем, что лептонное число и заряд в расчете на один фотон очень малы, нейтрино оказывается почти столько же, сколько антинейтрино, а электронов — столько же, сколько позитронов. Поэтому протон становится нейтроном так же часто, как нейтрон протоном. (О радиоактивном распаде нейтрона пока можно забыть: он занимает около 15 минут, а у нас счет времени идет на сотые доли секунды.) Соответственно, тепловое равновесие приводит к тому, что протоны и нейтроны на первом стоп-кадре присутствуют в приблизительно равных количествах. Нуклоны пока не связаны в ядра. Типичная энергия, необходимая, чтобы вдребезги разбить атомное ядро, составляет от шести до восьми миллионов электронвольт — меньше, чем характерные тепловые энергии при 1011 К. В результате сложные ядра разрушаются, едва образовавшись.

Сразу приходит в голову вопрос: а какого размера была Вселенная в те далекие времена? К сожалению, мы не вполне уверены, есть ли смысл задавать его. Как уже говорилось в главе 2, сейчас космос, вероятно, бесконечен. Значит, он бесконечен и на первом стоп-кадре, и останется таковым всегда. С другой стороны, возможно, длина экватора Вселенной конечна и составляет, по некоторым оценкам, около 125 миллиардов световых лет. (Длина экватора Вселенной — это расстояние, которое надо пройти, чтобы, путешествуя все время по прямой, прибыть в ту же точку, откуда вышли. В приведенной оценке использовано современное значение постоянной Хаббла и сделано предположение, что плотность в два раза больше критической.) Поскольку температура падает обратно пропорционально размеру, длина экватора запечатленной на первом стоп-кадре Вселенной меньше сегодняшнего значения во столько раз, во сколько температура тогда (1011 К) была выше, чем сейчас (3 К). То есть приблизительно четыре световых года. Но какова бы ни была длина экватора ранней Вселенной — будь то несколько световых лет или бесконечность, — наши представления о первых минутах космической эволюции в общих чертах останутся в силе.


СТОП-КАДР № 2. Температура во Вселенной — 30 миллиардов градусов (3 × 10 К). С момента предыдущего стоп-кадра прошло 0,11 с. Качественно ничего не поменялось. По-прежнему преобладают электроны, позитроны, нейтрино, антинейтрино и фотоны. Все они находятся в тепловом равновесии, и температура еще не опускалась ниже их порога. Следовательно, плотность энергии упала просто как температура в 4-й степени и в данный момент в 30 миллионов раз превышает массу покоя обычной воды. Скорость же расширения уменьшается как квадрат температуры, поэтому характерное время расширения растянулось приблизительно до 0,2 с. Небольшая примесь нуклонов все еще остается в свободном виде и в ядра не собирается. При этом в условиях пониженной температуры превращения относительно тяжелых ядер в более легкие протоны происходят чаще, чем переход последних в нейтроны. В итоге в балансе нуклонов нейтроны теперь занимают 38%, а протоны — 62%.


СТОП-КАДР № 3. Температура во Вселенной — 10 миллиардов градусов (1010 К). После первого стоп-кадра прошла 1,09 с. Примерно в этот момент из-за уменьшения плотности и температуры длина свободного пробега нейтрино и антинейтрино падает настолько, что они начинают распространяться без ограничений и выходят из теплового равновесия с электронами, позитронами и фотонами. На этом их роль в нашей истории исчерпана, хотя их энергия и будет продолжать служить одним из источников гравитационного поля Вселенной. С выходом нейтрино из теплового равновесия мало что меняется. (До их отделения типичная длина волны нейтрино обратно пропорциональна температуре. Поскольку последняя обратно пропорциональна размеру Вселенной, то длина волны растет пропорционально этому размеру. После отделения нейтрино распространяются свободно, но из-за красного смещения их длина волны по-прежнему увеличивается пропорционально размеру Вселенной. Отсюда видно: точный момент отделения нейтрино не важен. И это очень кстати, ибо он зависит от параметров теории взаимодействия нейтрино, которые до конца не известны).

Полная плотность энергии уменьшилась по сравнению с предыдущим стоп-кадром как четвертая степень отношения температур и теперь эквивалентна массовой плотности, превышающей плотность воды в 380 тысяч раз. Соответственно, характерное время расширения Вселенной увеличилось примерно до двух секунд. Температура теперь всего в два раза превышает пороговую для электронов и позитронов, и они начинают аннигилировать чуть более часто, чем рождаться из излучения.

Для того, чтобы нуклоны образовывали ядра на сколько-нибудь продолжительное время, все еще слишком жарко. А в протонно-нейтронном секторе с уменьшением температуры силы распределились следующим образом: нейтронов — 24%, протонов — 76%.


СТОП-КАДР No 4. Теперь температура во Вселенной — 3 миллиарда градусов (3 × 109 К). Со времени начала показа прошло 13,82 с. Общее состояние — уже под температурным порогом электронов и позитронов, поэтому они начинают быстро освобождать космическую арену. Благодаря выделяющейся энергии космос охлаждается медленнее. Соответственно, нейтрино, до которых эта энергия не доходит, оказываются на 8% холоднее электронов, позитронов и фотонов. Здесь и далее под температурой Вселенной мы будем понимать температуру фотонов. Поскольку электроны и позитроны исчезают, плотность энергии в космосе падает несколько сильнее, чем если бы она просто уменьшалась пропорционально четвертой степени темпера туры.

Уже достаточно прохладно для того, чтобы могли образовываться стабильные ядра вроде гелия (4 He), но возникают они не напрямую. Дело в том, что Вселенная по-прежнему стремительно расширяется, и сложное ядро может образоваться только в цепочке частых парных столкновений. Например, протон, соединяясь с нейтроном, образует ядро тяжелого водорода (дейтерия), а избытки энергии и импульса уносятся фотоном. Далее ядро дейтерия может встретить на своем пути протон или нейтрон. В первом случае появляется ядро легкого изотопа гелия — гелия-3 (3He), состоящее из двух протонов и одного нейтрона, а во втором — тяжелого изотопа водорода трития (3H), содержащего один протон и два нейтрона. Наконец, гелий-3 сталкивается с нейтроном (или же ядро трития сталкивается с протоном), и получается ядро обычного гелия (4 He), состоящее из двух протонов и двух нейтронов. Но чтобы запустить всю эту цепочку, необходимо сделать первый шаг — образовать дейтерий.

Обычное ядро гелия связано очень крепко, поэтому, как я уже говорил, оно может существовать и при температуре третьего стоп-кадра. Однако тритий и гелий-3 значительно уступают в прочности обычному гелию, а дейтерий — так и вовсе еле держится. (Чтобы разорвать ядро дейтерия, нужно в девять раз меньше энергии, чем на то, чтобы вытащить один нуклон из ядра гелия.) При температуре четвертого стоп-кадра (3 × 109 К) ядра дейтерия не успевают родиться, как их уже разносит вдребезги, поэтому до более тяжелых ядер очередь не доходит. Нейтроны все так же превращаются в протоны — хотя уже и не настолько быстро, как раньше. Их теперь 17%, а протонов — 83%


СТОП-КАДР № 5. Температура во Вселенной — один миллиард градусов (109 К), всего примерно в 70 раз горячее, чем в центре Солнца. С момента первого кадра прошло три минуты и две секунды. Электроны и позитроны почти совсем исчезли, главные ингредиенты Вселенной теперь — фотоны, нейтрино и антинейтрино. Благодаря энергии, выделившейся при аннигиляции электронов с позитронами, фотоны на 35% горячее нейтрино.

Для ядер трития и гелия-3, как и для обычного гелия, температура во Вселенной теперь довольно умеренная. Однако пройти через «игольное ушко дейтерия» пока не удается. Ядра дейтерия живут все еще слишком мало, чтобы более тяжелые ядра успели образовываться в заметных количествах. Что касается нейтронов и протонов, то они уже почти не сталкиваются с электронами, нейтрино и их античастицами, но тут в игру вступает распад свободного нейтрона: каждые 100 секунд десятая доля оставшихся нейтронов распадается на протоны. В балансе нуклонов первые теперь занимают 14%, а вторые — 86%.


ЧУТЬ ПОЗЖЕ. Вскоре после пятого стоп-кадра происходит историческое событие: температура падает до отметки, когда ядра дейтерия уже живут достаточно долго. Едва Вселенная проходит через «игольное ушко дейтерия», как тут же запускается показанная в четвертом кадре цепочка парных столкновений, и начинают бурно вырабатываться тяжелые ядра. Но на пути к ним — более тяжелым, чем гелий, — стоят свои «игольные ушки»: в природе нет стабильных ядер с пятью и восемью нуклонами. Следовательно, как только достигается комфортная для дейтерия температура, почти все оставшиеся нейтроны спекаются в ядра гелия. Точное значение температуры, при котором это происходит, зависит (хоть и слабо) от соотношения нуклонов и фотонов: чем выше концентрация частиц, тем легче им сбиться в ядра. (Именно поэтому после пятого стоп-кадра я ограничился размытым «чуть позже».) Если на один нуклон приходится миллиард фотонов, то нуклеосинтез начнется при температуре в 900 миллионов градусов (0,9 × 109 К). К этому моменту с начала наблюдений прошло три минуты и сорок шесть секунд. (Прошу прощения у читателя за неточное название — «Первые три минуты». Все-таки оно благозвучней, чем «Первые три целых и три четверти минуты».)

Как менялось соотношение между нейтронами и протонами. Рис. 1. Как менялось соотношение между нейтронами и протонами. Здесь изображена зависимость доли нейтронов в общем числе нуклонов от температуры и времени. Часть графика, помеченная как «тепловое равновесие», соответствует такому периоду в жизни Вселенной, когда плотность и температура были настолько высоки, что все частицы находились в тепловом равновесии. Долю нейтронов в этой области можно вычислить с помощью законов статистической физики, зная разницу масс нейтрона и протона. Часть графика с надписью «распад нейтрона» соответствует периоду, когда выключились все каналы перехода нейтрона в протон, за исключением распада свободных нейтронов. Там, где эти две ветви перекрываются, точный профиль кривой зависит от параметров теории, позволяющей рассчитывать скорости реакций с участием слабого взаимодействия. Пунктиром показано, что бы произошло, если бы по какой-то причине ядра не образовались. В действительности же в «эпоху нуклеосинтеза», отмеченную на графике стрелками, нейтроны быстро собираются в ядра гелия, и отношение их числа к количеству протонов в дальнейшем больше не меняется. Этот график дает возможность оценить долю (массовую) космологического гелия: какая бы ни была температура и когда бы ни наступил нуклеосинтез, она всегда будет в два раза больше, чем мгновенное значение для нейтронов.


Перед началом нуклеосинтеза из-за распада нейтрона в нуклонной смеси оказывается 13% нейтронов и 87% протонов. А в конце этого процесса массовая доля гелия равна доле образовавших его нуклонов. Половина из них — нейтроны, причем свободных уже не осталось. Значит, массовая доля гелия ровно в два раза больше доли нейтронов среди нуклонов — т.е. приблизительно равна 26%. Если же плотность нуклонов несколько выше, то нуклеосинтез начинается немного раньше, исходного нейтронного сырья имеется больше (меньше нейтронов успело распасться), поэтому гелия образуется тоже больше. Но, по-видимому, в любом случае, не более 28% (рис. 1).

Итак, мы уже даже вышли за пределы запланированной продолжительности показа. Но чтобы получше разглядеть результаты, давайте еще раз посмотрим на Вселенную после очередного падения температуры.


СТОП-КАДР № 6. Температура во Вселенной — 300 миллионов градусов (3 × 108 К). С начала просмотра уже прошло 34 минуты и 40 секунд. Электроны полностью аннигилировали с позитронами — за исключением маленькой горстки (один на миллиард), компенсирующей положительный заряд протонов. Благодаря выделившейся в этом процессе энергии фотоны теперь на 40,1% горячее нейтрино. Такое соотношение температур сохранится и в будущем (см. математическую заметку 6 на стр. 181). Плотность энергии во Вселенной соответствует 9,9% массовой плотности воды. Из них 31% приходится на нейтрино и антинейтрино, а 69% — на фотоны. С такой плотностью энергии характерное время расширения Вселенной равняется часу с четвертью. Ядерные реакции прекратились: все нуклоны находятся либо в ядрах гелия, либо в свободном виде (водородные ядра — протоны). Причем гелия по массе — от 22 до 28%. На каждый протон, будь он в связанном или в свободном виде, приходится по электрону, но во Вселенной по-прежнему слишком жарко, чтобы могли существовать атомы.

В дальнейшем Вселенная будет продолжать расширяться и охлаждаться, но в следующие 700 тысяч лет не произойдет ничего примечательного. Потом станет прохладно настолько, что ядра и электроны смогут соединиться в атомы. Едва исчезнут свободные электроны, космос станет прозрачным для излучения, а вещество, отделившись от последнего, начнет собираться в сгустки, из которых затем вырастут галактики и звезды. А по прошествии еще 10 миллиардов лет живые существа захотят восстановить ход космической эволюции.

Из этой картины ранней Вселенной вытекает предсказание, которое можно немедленно проверить с помощью наблюдений: после первых трех минут вещество (именно из него потом образуются звезды) на 22–28% состоит из гелия, а остальное приходится на водород. Как мы знаем, этот результат основан на предположении о том, что на один барион приходится огромное количество фотонов. Это предположение, в свою очередь, возникло из наблюдений 3-градусного реликтового фона современной Вселенной. Первые расчеты доли космологического гелия, основанные на данных наблюдений за микроволновым фоном, выполнил Ф.Дж.Э. Пиблс из Принстона. Это произошло в 1965 г. — вскоре после открытия Пензиасом и Вильсоном реликтового излучения. Примерно в то же время Роберт Вагонер, Уильям Фаулер и Фред Хойл независимо представили аналогичные (и даже более подробные) вычисления. Этот результат ознаменовал собой необыкновенный успех «стандартной модели». Ведь в тот момент уже было известно, что Солнце и остальные звезды в начале своей жизни состояли главным образом из водорода с 20–30-процентной примесью гелия!

На Земле последний встречается исключительно редко. Дело в том, что он — очень легкий и химически инертный элемент, из-за чего давно покинул Землю. Для оценки доли первичного гелия во Вселенной сначала подробно рассчитываются различные этапы звездной эволюции, а полученные результаты потом статистически сравниваются с наблюдаемыми свойствами звезд. Кроме того, гелий в космосе изучают по линиям в спектрах горячих звезд и межзвездного газа. Кстати, в 1868 г. Дж. Норманн Локьер впервые обнаружил гелий в спектре солнечной атмосферы (что и отразилось в названии этого элемента).

В начале 1960-х гг. ряд астрономов обратили внимание на то, что в Галактике гелий распределен довольно однородно — в отличие от тяжелых элементов. Так и должно быть, если последние образуются в звездах, а первый остался от ранней Вселенной, когда звездные котлы еще не зажглись. Оценки распространенности различных ядер все еще выглядят в известной степени неопределенными, но объем первичного гелия (20–30%) установлен уже с уверенностью, достаточной для поднятия настроения сторонникам стандартной модели.

Помимо гелия, которым Вселенная в первые три минуты жизни обеспечила себя в изобилии, в ней имелась примесь и более легких ядер — в первую очередь дейтерия (водорода с одним лишним нейтроном) и гелия-3, не успевшего войти в состав обычного гелия. (Их доли впервые были рассчитаны Вагонером, Фаулером и Хойлом, а результаты этих вычислений опубликованы в 1967 г.). Доля дейтерия, в отличие от гелия, сильно зависит от плотности нуклонов в период нуклеосинтеза. Чем выше последняя, тем быстрее идут ядерные реакции и тем больше дейтерия переходит в гелий. Дабы не быть голословным, следуя Вагонеру, ниже приведу доли (массовые) выработанного в ранней Вселенной дейтерия для трех различных значений отношения числа фотонов к количеству нуклонов:

Фотонов на нуклон Количество дейтерия
(в миллионных долях)
100 миллионов 0,00008
1 миллиард 16
10 миллиардов 600

Естественно, если бы мы могли измерить долю первичного дейтерия, не прошедшего через звездные недра, то точно нашли бы соотношение числа фотонов и нуклонов. А зная современное значение температуры реликта (3 К), можно было бы определить, какова плотность нуклонов в современной Вселенной — т.е. сказать, замкнута она или нет.

К сожалению, точно измерить, сколько в космосе первичного дейтерия, не удается до сих пор. С одной стороны, точно установлено, что вода на Земле содержит 0,015% дейтерия. (Его предполагается использовать в качестве топлива для термоядерных реакторов, если соответствующая реакция когда-либо будет укрощена.) С другой — эта цифра не дает представления о полном количестве дейтерия. Его атомы в два раза тяжелее водородных, из-за чего сравнительно легко захватываются в молекулы тяжелой воды (HDO) — поэтому гравитационному полю Земли удержать дейтерий проще, чем водород. Правда, по солнечным спектрам можно измерить долю дейтерия на Солнце. Она очень низкая — меньше четырех миллионных. Но этим данным тоже не стоит доверять: во внешних слоях Солнца в процессе термо ядерного синтеза с водородом дейтерий превращается в гелий-3.

Наши знания о распространенности космологического дейтерия изрядно пополнились в 1973 г., когда искусственный спутник Земли «Коперник» (Copernicus) провел наблюдения ультрафиолетового фона. Атомы дейтерия, как и атомы водорода, поглощают ультрафиолет на определенных длинах волн, переходя из низкоэнергетического состояния в возбужденное. Значения этих длин волн слабо зависят от массы атомного ядра. Поэтому в ультрафиолетовом спектре звездного света, прошедшего через межзвездную смесь водорода и дейтерия, наблюдаются темные линии поглощения. Причем каждая из них расщепляется на две компоненты: одну — от водорода, а другую — от дейтерия. Их относительная интенсивность в паре немедленно дает отношение водорода к дейтерию в межзвездном облаке. К несчастью, атмосфера ставит наземной ультрафиолетовой астрономии глухой заслон. В научную аппаратуру «Коперника» входил ультрафиолетовый спектрометр, наблюдавший линии поглощения в спектре горячей звезды β Центавра. Измерив их относительные интенсивности, ученые пришли к выводу: в межзвездной среде между нами и β Центавра присутствует (по массе) 20 миллионых долей дейтерия. Кстати, более поздние наблюдения линий поглощения в ультрафиолетовых спектрах горячих звезд дали похожий результат.

Если эти 20 миллионых долей дейтерия действительно пришли из ранней Вселенной, то на один нуклон приходится (и приходилось) 1,1 миллиарда фотонов (см. табл. на стр. 119). А поскольку температура реликтового излучения сейчас равна 3 К, то в литре содержится 550 тысяч фотонов — и значит, около 500 нуклонов на каждый миллион литров. А это значительно меньше, чем минимальная плотность, при которой Вселенная становится замкнутой (в главе 3 мы приводили цифру в 3000 нуклонов на миллион литров). Отсюда приходится заключить, что Вселенная открыта. То есть скорости галактик превышают скорость убегания, и Вселенная будет расширяться бесконечно. Если часть наблюдаемой нами межзвездной среды побывала в недрах звезд, где дейтерий перерабатывается (как на Солнце), то первичного дейтерия должно было быть больше, чем измеренные «Коперником» 20 миллионных долей. Следовательно, нуклонов должно быть меньше, чем 500 штук на каждые миллион литров, и тем более верен вывод об открытой, вечно расширяющейся Вселенной.

Должен сказать, лично меня эти аргументы не убеждают. Дейтерий не похож на гелий. И хотя его, как нам сейчас кажется, гораздо больше, чем позволяет модель плотной замкнутой Вселенной, в абсолютных величинах это ничтожная концентрация. Ничто не мешает нам сказать, что весь этот гелий образовался в астрофизических процессах (взрывах сверхновых, космических лучах; возможно, даже в квазизвездных объектах) совсем «недавно». Про гелий так рассуждать нельзя. Если бы он весь каким-то образом появился сравнительно недавно, выделилось бы огромное количество энергии, которое невозможно было бы не заметить. Утверждается, однако, что измеренные «Коперником» 20 миллионных долей дейтерия тоже нельзя получить обычными астрофизическими механизмами, не произведя попутно целый багаж редких легких элементов: лития, бериллия и бора. Но я не понимаю, как можно быть уверенным в том, что к возникновению этой примеси дейтерия не приложил руку какой-нибудь некосмологический механизм, до существования которого никто пока не додумался.

Есть еще одно ископаемое времен ранней Вселенной, которое заполняет все вокруг нас, но пока ускользает от приборов. В третьем стоп-кадре мы видели: едва температура упала до 10 миллиардов градусов, нейтрино стали распространяться свободно. С тех пор длина волны нейтрино растягивалась пропорционально размеру Вселенной, а их количество и распределение по энергиям оставались такими же, как если бы они не выходили из теплового равновесия (с температурой, обратно пропорциональной размеру Вселенной). С фотонами в это время происходило примерно то же самое, хотя они и оставались в тепловом равновесии гораздо дольше. Таким образом, сегодня температура нейтрино должна примерно равняться температуре фотонов. Значит, сегодня на один нуклон должно приходиться порядка одного миллиарда нейтрино и антинейтрино.

Соотношение температур можно вычислить и точнее. Через некоторое время после того, как Вселенная для нейтрино прояснилась, электроны и позитроны начали аннигилировать, подогревая только фотоны (не нейтрино). Следовательно, сего дня температура нейтрино должна быть немного меньше, чем у фотонов. Довольно легко посчитать коэффициент, на который отличаются температуры нейтрино и фотонов: кубический корень из 4/11. То есть нейтрино на 28,62% холоднее фотона, а значит, плотность энергии нейтрино и антинейтрино составляет 45,42% от плотности излучения (см. математическую заметку 6 на стр. 181). Хотя, до сих пор не упоминал этого явно, но везде, где речь шла о космологическом расширении, я учитывал эту нейтринную плотность энергии.

Обнаружение нейтринного фона стало бы триумфом стандартной модели ранней Вселенной. Мы уверенно предсказываем температуру нейтрино — 71,38% от температуры фотонов, или 2 К. Единственное слабое звено в нашей теоретической схеме, касающейся количества нейтрино и их распределения по энергиям, — предположение о малости лептонного числа. (Лептонное число, напомним, — это количество нейтрино и других лептонов за вычетом антинейтрино и остальных антилептонов.) Если лептонное число такое же маленькое, как барионное, то количество нейтрино и антинейтрино должны совпадать с относительной точностью в одну миллиардную. Но если это число сравнимо с количеством фотонов, то возникнет «вырождение» — значительный избыток нейтрино (антинейтрино) и недостаток антинейтрино (нейтрино). Из-за этого вырождения в первые три минуты каким-то образом поменяется нейтронно-протонный баланс, что приведет к образованию другого количества первичных гелия и дейтерия. Зарегистрируй мы 2-градусный фон нейтрино, тут же получили бы ответ на вопрос, какое у Вселенной лептонное число. Но главное, мы получили бы блестящее подтверждение стандартной модели ранней Вселенной.

Увы, нейтрино взаимодействуют с обычным веществом настолько слабо, что никто до сих пор не придумал, как засечь его 2-градусный фон. Какая ирония судьбы: на каждый нуклон приходится около миллиарда нейтрино и антинейтрино, но никто не знает, как их поймать! Может быть, однажды кто-нибудь что-нибудь придумает.

В приведенном изложении первых трех минут жизни Вселенной кто-то из читателей, возможно, узрел излишнюю уверенность в научной правоте. Мы не собираемся ничего отрицать. По-моему, критический подход в научной деятельности применим не всегда. Часто необходимо отбросить все сомнения и, основываясь на какой-либо предпосылке, смело строить логическую цепочку, куда бы она ни вела. Заслуга не в том, чтобы не иметь теоретических предубеждений, а в том, чтобы иметь правильные теоретические предубеждения. Теоретические догадки всегда судят по их следствиям. Стандартная модель ранней Вселенной продемонстрировала некоторые успехи и обеспечила связную теоретическую концепцию для будущих экспериментов. Это не значит, что модель верна, но ее, по крайней мере, стоит воспринимать всерьез.

Тем не менее все же есть одна большая неопределенность, как туча нависшая над стандартной моделью. За всеми вычислениями, описанными в этой главе, стоит космологический принцип — предположение, что Вселенная однородна и изотропна. (Под однородностью мы пониманием следующее: для любого наблюдателя, перемещающегося вместе с расширяющимся веществом, Вселенная выглядит одинаково, где бы он ни находился. Изотропия означает, что мироздание для такого наблюдателя выглядит одинаково по всем направлениям.) Непосредственно из наблюдений нам известно, что реликтовое излучение вокруг нас весьма изотропно. Отсюда заключаем, что Вселенная обладала высокой изотропией и однородностью с тех самых пор, когда при температуре около 3000 К излучение отделилось от вещества. Но был ли космологический принцип справедлив и до этого, мы сказать не можем.

Может быть, космос сначала был вовсе не однородным и не изотропным, но потом силы трения различных частей расширяющейся Вселенной друг о друга разгладили его. Подобную «миксерную» модель активно пропагандировал Чарльз Мизнер из Мэрилендского университета. Возможно, как раз благодаря теплу, выделившемуся в процессе трения и перехода Вселенной к однородному и изотропному состоянию, и появился тот самый немыслимый миллиард фотонов на один нуклон. Однако, насколько мне известно, никто не может сказать, почему мироздание при рождении должно было быть неоднородным и изотропным. Как никто не в состоянии посчитать, сколько энергии выделилось при переходе к однородности и изотропии.

По моему мнению, эти белые пятна — не повод набрасываться на стандартную модель (что предпочли бы сделать некоторые космологи). Скорее, наоборот, нужно заняться ею всерьез и ожидать, что, может быть, она приведет к противоречию с наблюдаемыми данными. Пока даже непонятно, поменяет ли высокая степень анизотропии и неоднородности ход космической истории, изложенный в этой главе. Вселенная, не исключено, разгладилась буквально в первые несколько секунд. Тогда расчеты количества космологических гелия и дейтерия остаются в силе, как если бы космологический принцип выполнялся всегда. Пусть даже космос не успел до начала нуклеосинтеза стать однородным и изотропным, в любой равномерно расширяющейся области скорость синтеза гелия и дейтерия будет зависеть только от темпа расширения этой области и, не исключено, окажется близкой к значению, рассчитанному в стандартной модели. Кто знает, возможно, вся Вселенная, которую мы видим вплоть до нуклеосинтеза, — не что иное, как однородный и изотропный сгусток внутри более крупной неоднородной и неизотропной Вселенной.

Сильнее всего проявляется сопровождающая космологический принцип неопределенность, когда мы интересуемся самым началом Вселенной или ее далеким будущим. В последних двух главах я, как правило, буду полагаться на космологический принцип. Не следует, однако, забывать, что все наши простые космологические модели, может быть, применимы разве что к небольшой части Вселенной или на протяжении ограниченного периода времени».

Получить ссылку на материал

Спасибо!

Также вы можете подписаться на обновления сайта:

Оставить комментарий

Добавить комментарий