Большое космическое путешествие - читать онлайн книгу. Автор: Нил Деграсс Тайсон, Майкл Стросс, Дж. Ричард Готт cтр.№ 65

Все это может показаться софистикой, но именно так проще всего изложить наши современные представления о ранней истории Вселенной. Здесь я излагаю словами решения соответствующих уравнений общей теории относительности Эйнштейна, о которых мы подробнее поговорим в следующих главах. Большой взрыв напоминал не детонацию, как его иногда ошибочно изображают, а расширение очень маленького и плотного объекта в окружающее пустое пространство. На бомбу непохоже. Поскольку у Вселенной нет краев, нет и пустого пространства «за ее пределами», куда она могла бы расширяться. Расширялось само пространство.

Если внешних границ Вселенной не существует, то возможен ли вопрос: а что существовало до Большого взрыва? К сожалению, наши уравнения не позволяют нам его задать. Да, это разумный вопрос, но общая теория относительности не дает на него ответа. Согласно уравнениям общей теории относительности, плотность в момент Большого взрыва была бесконечной. Когда в науке уравнение дает результат «бесконечность», это означает, что теория неполна; физика обширнее, чем область применения этих уравнений.

Таким образом, уравнения общей теории относительности отказывают в момент Большого взрыва, и именно поэтому мы не можем заглянуть в прошлое до Большого взрыва. «Что было до Большого взрыва?» – космологи постоянно задают этот вопрос и, к сожалению, часто признаются в его бессмысленности, то есть считают, что задавать такой вопрос просто глупо. Нет, не глупо; если уравнения отказывают в момент Большого взрыва, то это признак проблем с теорией, а не с вопросом! Мы вернемся к этим темам в главах 22 и 23, когда будем говорить об общей геометрии Вселенной и о том, какое событие могло инициировать Большой взрыв.

Так или иначе, по причине такого незнания космологи считают, что время началось в момент Большого взрыва. Это наш современный миф о сотворении, но, как мы убедились, он основан на непосредственных наблюдениях Вселенной и на современных представлениях о физике. Вселенная кажется бесконечной в пространстве, но возраст ее конечен. Конечный возраст (его предельность обусловлена предельностью скорости света) означает, что мы можем наблюдать лишь некоторую часть Вселенной. Рассмотрим, например, современную ситуацию: с момента Большого взрыва минуло 13,8 миллиарда лет, мы находимся в галактике Млечный Путь. Вселенная вокруг нас бесконечна, но мы не можем увидеть ее целиком, поскольку скорость света конечна. Свет от самых дальних образцов материи, который мы можем видеть, летел к нам 13,8 миллиарда лет и преодолел всего 13,8 миллиарда световых лет расширяющегося пространства между этой материей и нами. Но мы видим материю такой, какой она была в прошлом. Где она сейчас? Расширение Вселенной, продолжающееся в течение этого времени, сегодня уже унесло эту материю на 45 миллиардов световых лет от нас. Именно такова современная граница наблюдаемой части Вселенной. За этими галактиками лежат другие, более отдаленные галактики, от которых мы не получили ни одного фотона. Итак, за границами наблюдаемой части Вселенной расстилается гораздо более обширная Вселенная, объем которой в самом деле бесконечен, если доверять современным измерениям геометрии наблюдаемой части Вселенной и нашим космологическим моделям. Можно считать, что это величайшая экстраполяция в науке: мы выполняем измерения в наблюдаемой сегодня части Вселенной, чей радиус составляет «всего» 45 миллиардов световых лет, и экстраполируем их на бесконечную Вселенную!

Автор: Майкл Стросс

Сразу после Большого взрыва ранняя Вселенная была очень плотной и горячей, но она расширялась и остывала. Наши уравнения позволяют подробно просчитать ожидаемое состояние материи в ранней Вселенной. Это плодотворная область исследований для физиков, поскольку в данном случае требуется вычислять свойства материи при экстремально высоких значениях температуры и плотности. Более того, ядерные реакции, происходившие на том этапе, выразительно повлияли на частоту встречаемости химических элементов в современной Вселенной. Мы видим, что прогнозы встречаемости легких элементов, выстраиваемые на основе физики Большого взрыва, красиво согласуются с наблюдениями, и поэтому можно не сомневаться: мы действительно понимаем, что происходило в первые мгновения после Большого взрыва. Начнем с первой секунды. Вселенная невероятно горячая, ее температура достигает около 10¹⁰ К (10 миллиардов кельвинов!), а также невероятно густая по человеческим меркам – она в 450 000 раз плотнее воды. Галактик, звезд и планет пока не существует. На самом деле, при такой жаре не могут сформироваться ни атомы, ни молекулы, ни даже атомные ядра. На данном этапе Вселенная состояла в основном из электронов, позитронов, протонов, нейтронов, нейтрино и, разумеется, обильного излучения черного тела (то есть фотонов). Если, как считается сегодня, темная материя состоит из пока неоткрытых элементарных частиц, то логично ожидать, что на том этапе эти частицы в огромном количестве встречались во Вселенной.

Но через две с половиной минуты Вселенная остыла до температуры «всего» миллиард градусов. На тот момент фотонный спектр абсолютно черного тела достигал пиковых значений в области гамма-излучения. Миллион кельвинов – достаточно умеренная температура, при которой могут начаться реакции термоядерного синтеза, и при этих реакциях протоны смогут сливаться с нейтронами. Мы наблюдаем, что на Солнце в условиях высокой температуры и плотности протоны сливаются с образованием ядер гелия (см. главу 7). Уходят миллиарды лет, пока в недрах таких звезд, как Солнце, 10 % водорода превратится в гелий. В ранней Вселенной ядерные реакции протекали гораздо быстрее, поскольку там присутствовали свободные нейтроны и протоны. Протонно-протонные столкновения требуют высоких энергий, поскольку протоны положительно заряжены и отталкиваются друг от друга; из-за этого столкновения между ними редки. Нейтроны электрически нейтральны (так что протоны их не отталкивают), поэтому нейтронно-протонные слияния происходят чаще. При слиянии протонов с нейтронами происходит термоядерный синтез, это путь к образованию гелия. Таким образом удается пропустить медленные этапы солнечного термоядерного синтеза (протонно-протонные столкновения).

Протоны и нейтроны могут превращаться друг в друга. Нейтрон может сливаться с позитроном, в результате образуется протон и электронное антинейтрино, и наоборот. При слиянии нейтрона с электронным нейтрино получается протон и электрон, и наоборот. Нейтрон может распадаться, превращаясь в протон и испуская при этом электрон и электронное антинейтрино. При 10 миллиардах кельвинов (такова была температура Вселенной, когда ее возраст составлял 1 секунду) эти процессы уравновешиваются. Нейтроны чуть тяжелее протонов, то есть на их образование уходит немного больше энергии, и поэтому через секунду после Большого взрыва нейтронов было немного меньше, чем протонов. Но к моменту, когда Вселенная остывает до миллиарда кельвинов, продолжая при этом расширяться, баланс изменяется: все больше нейтронов превращается в более легкие протоны, и на каждый нейтрон приходится семь протонов. Когда температура составляет всего миллиард кельвинов, доступно уже не так много тепловой энергии для обеспечения (E = mc²) разности масс между протонами и нейтронами; следовательно, нейтроны начинают встречаться реже, чем протоны. На этом этапе Вселенная достаточно остыла, чтобы нейтрон мог столкнуться с протоном и образовать дейтрон (ядро тяжелого водорода, дейтерия), причем дейтрон не распадается сразу же после столкновения со следующей частицей. Затем дейтрон может участвовать в дальнейших ядерных реакциях и, добавив к своему составу еще один нейтрон и один протон, превратиться в ядро гелия (два протона и два нейтрона). Всего через несколько минут такого ядерного горения практически все нейтроны встраиваются в ядра гелия, и к этому моменту Вселенная становится достаточно прохладной и разреженной, чтобы такие ядерные реакции остановились.