Вселенная! Курс выживания среди черных дыр, временных парадоксов, квантовой неопределенности - читать онлайн книгу. Автор: Джефф Бломквист, Дэйв Голдберг cтр.№ 57

Если мы чего-то стоим как профессионалы, то способны не просто учинить краткий обзор содержимого Вселенной, но и объяснить, откуда берутся эти цифры, и сделать все необходимое, чтобы перевести часы на одну секунду после Большого взрыва. До сих пор мы делали скачки, достаточно длинные по сравнению, скажем, с тем временем, которое мы способны удерживать внимание читателей, но чем дальше мы углубляемся, тем короче становятся наши прыжки (как и положено). Представьте себе, что с первой до десятой секунды жизни Вселенной произошло столько же важных физических событий, сколько с миллиарда до десяти миллиардов лет ее биографии.

В возрасте одной секунды Вселенная была раскалена до 15 миллиардов градусов по Цельсию, примерно в тысячу раз выше, чем температура в центре Солнца. И все равно в это время фотоны уже остыли настолько, что не могли создать протон или нейтрон, даже если бы захотели. Но между протоном и нейтроном не такая уж большая разница, как принято думать, – примерно как между капитаном Кровавая Борода и бестрепетным морским офицером, с которым он сражается. Превратить протон в нейтрон проще простого – достаточно пульнуть по нему антинейтрино. Если хотите, можно сделать и наоборот. Возьмите нейтрон и нейтрино – вуаля, получаются протон и электрон, главное – чтобы заряд сохранялся.

Легко сказать, трудно сделать: при нормальных обстоятельствах, стоит нам запустить нейтрино в протон, нейтрон, капитана Кровавая Борода или даже в свинцовую проволоку длиной в один световой год, в результате, скорее всего, не получится ровным счетом ничего. На самом деле нейтрино не любят взаимодействовать с другими частицами, если их не заставить, а когда они это делают, то при помощи слабого взаимодействия. Как скажет вам любой лингвист, слабое взаимодействие – оно и есть слабое.

Однако до одной секунды после Большого взрыва (п. Б. в.) все было такое плотное, а нейтрино – такие энергичные, что нейтрино и антинейтрино постоянно бомбардировали протоны и нейтроны соответственно и превращали их один в другой, отчего соблюдалось приблизительное равновесие. Условно приблизительное, так как протоны легче нейтронов, а поскольку природа предпочитает держать энергию на самом низком уровне, протонов было намного больше, чем нейтронов.

После одной секунды п. Б. в. расстояния между частицами стали слишком велики, и энергии нейтрино стали слишком низки, уже не было никакой речи ни о каких протонах и нейтронах, и нейтрино просто жили себе припеваючи, и больше о них никто ничего не слышал. Но не попадайтесь на эту удочку – подобно фотонам после комбинации, они по-прежнему среди нас. Просто мы о них как-то забываем. А зря, поскольку они сделали на ранних этапах одну очень важную вещь – обеспечили приблизительный баланс протонов и нейтронов. Когда нейтрино ушли на покой, протоны, нейтроны и фотоны затеяли сложный танец слияния и разделения, в ходе которого:

1) нейтроны, протоны и дейтерий налетали друг на друга, создавая таким образом все более и более тяжелые элементы;

2) с другой стороны, высокоэнергичные фотоны разбивали атомные ядра.

Оставшиеся холостыми, нейтроны в конце концов махали рукой на свои холостяцкие принципы ^[117] и распадались на протоны.

Все это время Вселенная становилась все более и более диффузной и остывала, отчего вышеописанный процесс приходилось завершать в крайней спешке. Когда танец начался, нейтронов было почти столько же, сколько и протонов, так что если бы атомы формировались очень быстро, то все нейтроны нашли бы себе пару, и самым распространенным элементом был бы гелий. Гелий – самый простой атом, в котором есть нейтроны, у него равное количество нейтронов и протонов, и он очень и очень стабилен. Не правда ли, вы догадывались, что все эти разговоры о «балансе» – отнюдь не праздная болтовня?

Нам повезло: протоны и нейтроны не стали сохранять баланс, поскольку иначе Вселенная была бы очень скучной. Почему? А вы попробуйте сделать из гелия что-нибудь стоящее. А мы вам пальто подержим.

Так вот, после Большого взрыва у нас в распоряжении оказался не только гелий. Главная причина, по которой это произошло, заключалась в том, что весь процесс занял несколько минут, за которые многие нейтроны решили из карьерных соображений превратиться в протоны. Они распались и ни о чем не жалели. Поэтому нейтронов для танцев оказалось маловато, и оставшимся протонам пришлось танцевать шерочка с машерочкой. Вот почему у нас так много водорода.

Мы вас со всей определенностью заверили, что на каждый миллиард фотонов приходится только один барион. Измерить количество фотонов мы можем очень точно, поскольку просто подсчитываем всю энергию, которая исходит из фонового космического излучения. Подсчитать количество барионов, с другой стороны, труднее. Для начала рассмотрим гелий. Элементы нельзя создать разом, надо делать это по частям. Это значит, что, для того чтобы сделать гелий, надо сначала добавить протон к нейтрону и получить дейтерий – это крепыш-братец водорода. Получившиеся атомы дейтерия (так называемые дейтероны – ведь у них нет электронов) можно сливать с протонами, нейтронами, а также с другими единомышленниками-дейтерионами. Процесс идет некоторое время, а затем все остывает, и все протоны и нейтроны оказываются скованы в стабильные элементы.

А что если мы решим взять да и сделать вселенную, которая была бы почти совсем идентична нашей, но поместим в нее изначально вдвое больше барионов? В первые несколько минут наша вселенная в пробирке будет заселена даже гуще, чем наша. Будет очень быстро создаваться дейтерий, а он, в свою очередь, начнет врезаться в протоны и другие дейтероны, выводя их из строя. Если проследить развитие событий до конца, окажется, что чем больше в искусственной вселенной барионов, тем меньше дейтерия (незначительно) и тем больше гелия (немного).

Если немного поиграть с начальными условиями, вся химия окажется совсем другой, а мы, измерив, сколько у нас дейтерия, сможем подсчитать все барионы во вселенной и к тому же сделать точные оценки количества остальных элементов. Так что все, что нам нужно, – это узнать, насколько распространен дейтерий, а тогда мы сможем вычислить, сколько у нас всего барионной материи. Если рассмотреть самые старые звезды и измерить отношение количества дейтерия к количеству обычного водорода, окажется, что на каждую сотню тысяч атомов водорода приходится примерно один атом дейтерия.

Если мы достанем тот листок бумаги, на котором проделывали все вычисления, то увидим, что Ω_B обычного вещества (то есть не темной материи) составляет около 5 %. Если это число смутно вам знакомо, то дело в том, что оно совпадает с той массой, которую мы получаем, когда суммируем массу, наблюдаемую в звездах и газе.

Вот это да! Мы одним махом показали, что наша модель возникновения элементов если и не правильная, то по крайней мере невероятно аккуратная и подтверждает те данные, которые мы получили непосредственно от галактик. Мы точно знаем, что происходило через одну секунду п. Б. в. и сколько во Вселенной обычной материи. Эта модель даже немного (но ощутимо) зависит от удивительных вещей – например, от того, сколько существует разных типов нейтрино. Их три, и наши вычисления это подтверждают. Благодаря той же модели мы можем точно предсказать количество микроэлементов вроде лития или гелия‑3, каждый из которых наблюдается именно в том количестве, которое соответствует нашей модели.