Первые три минуты - читать онлайн книгу. Автор: Стивен Вайнберг cтр.№ 20

Понять, как из излучения рождаются частицы, проще всего в рамках квантовой теории света. Два кванта излучения – два фотона – столкнувшись, могут аннигилировать (исчезнуть), а вся их энергия и импульс перейдут к двум или более частицам вещества. (Этот процесс косвенно наблюдается на современных высокоэнергетичных ускорителях.) Однако специальная теория относительности Эйнштейна гласит: даже неподвижная частица вещества обладает определенной энергией покоя, которую можно вычислить по известной формуле E = тс ². (Здесь с – это скорость света. Именно из массы черпается энергия в ядерных реакциях.) Следовательно, чтобы из двух сталкивающихся лоб в лоб фотонов получить две частицы массы т, энергия каждого из них должна составлять не менее тс ². Если она окажется большей, то реакция все равно произойдет – разве что новорожденные частицы благодаря избытку энергии приобретут высокую скорость. Но если она будет меньшей, чем тс ², то частицы массы т не появятся ни при каких условиях: энергии не хватит даже на то, чтобы образовать массу этих новых частиц.

Чтобы судить, насколько эффективно излучение производит частицы, очевидно, нужно знать характерную энергию его фотонов. Ее мы вычислим, применив простое эмпирическое правило: характерная энергия фотона равна произведению температуры излучения на фундаментальную постоянную статистической физики – постоянную Больцмана. (Людвиг Больцман наряду с американским ученым Виллардом Гиббсом считается основателем современной статистической физики. Говорят, одной из причин его самоубийства в 1906 г. послужило неприятие своих работ с философской точки зрения. Впрочем, имевшиеся тогда противоречия давно разрешены.) Численное значение постоянной Больцмана – 0,00008617 электронвольта на кельвин. Например, при температуре 3000 К, когда Вселенная постепенно прояснилась, характерная энергия фотонов равнялась (3000 К умножить на постоянную Больцмана) примерно 0,26 электронвольта. (Один электронвольт, напомним, – это энергия, которую приобретает один электрон, пройдя разность электрических потенциалов в один вольт. Скажем, энергия химических реакций – порядка одного электронвольта на атом. Именно поэтому излучение с температурой 3000 К не дает большинству электронов войти в состав атомов.)

Итак, чтобы в столкновении двух протонов получить частицы массы m, энергия каждого фотона должна равняться как минимум энергии покоя mc ². А поскольку характерная энергия фотона – это температура, умноженная на постоянную Больцмана, получается, что температура излучения должна быть по крайней мере не меньше, чем энергия покоя mc ², деленная на постоянную Больцмана. Иными словами, для каждого сорта частиц существует свой «температурный порог» – соответствующие частицы начинают рождаться из лучистой энергии только тогда, когда он достигнут.

Например, возьмем самые легкие известные частицы – электрон e^– и позитрон e⁺. Позитрон – «античастица» электрона, т. е. у него те же масса и спин, но заряжен он противоположно (положительно, а не отрицательно). Когда электрон сталкивается с позитроном, их заряды компенсируются, а энергия, содержащаяся в массе частиц, переходит в чистое излучение. Кстати, это объясняет, почему позитроны так редки: едва родившись, позитрон наталкивается на один из присутствующих в изобилии электронов и аннигилирует. (Позитроны были обнаружены в космических лучах в 1932 г.) Процесс аннигиляции может идти и в обратном направлении: сталкиваясь, два фотона образуют электрон-позитронную пару, а их энергия переходит в массу электрона и позитрона.

Чтобы после лобового столкновения из двух фотонов получились электрон и позитрон, энергия каждого из фотонов должна превосходить энергию покоя mc ² электрона с позитроном – т. е. 511 003 электронвольт. Поделив эту величину на постоянную Больцмана (0,00008617 электронвольта на кельвин), найдем температурный порог, при котором фотоны достаточно энергичны, – 6 миллиардов кельвинов (6 × 10⁹ К). Если его превысить, фотоны начинают с легкостью производить электроны с позитронами, и последние появляются в больших количествах.

(К слову, температурный порог 6 × 10⁹ К заметно выше характерных температур современной Вселенной. Даже в центре Солнца всего 15 миллионов градусов. Неудивительно, что фонтаны электронов и позитронов из лучей света сегодня не бьют.)

Все это относится к любому сорту частиц. Фундаментальный закон современной физики гласит: у каждой из них есть своя античастица – с точно такими же массой и спином, но противоположно заряженная. Единственное исключение делается для некоторых истинно нейтральных частиц – например, для фотона, который, можно считать, является своей собственной античастицей. Соотношение между электроном и позитроном – это соотношение взаимности: позитрон является античастицей электрона, а электрон – позитрона. В столкновении фотонов можно получить любую пару частица – античастица, нужно лишь, чтобы фотоны были достаточно энергичны.

(Античастицы – прямое математическое следствие законов квантовой механики и специальной теории относительности Эйнштейна. Существование антиэлектрона теоретически предсказал в 1930 г. Поль Адриен Морис Дирак. Не желая включать в свою теорию неизвестную частицу, он отождествил антиэлектрон с протоном – единственной известной тогда положительно заряженной частицей. Экспериментальную базу под теорию античастиц подвело открытие позитрона в 1932 г. Благодаря этому заодно стало ясно, что протон не является античастицей электрона: у него своя античастица – антипротон, открытый в 1950-х гг. в Беркли.)

Если выстраивать частицы по массе, то после электрона и позитрона идут мюон μ^– (своего рода тяжелый нестабильный электрон) и его античастица μ⁺. Как и в случае с электроном и позитроном, μ^– и μ⁺ имеют противоположные заряды, но равные массы. И они тоже могут родиться при столкновении двух фотонов. Энергия покоя тс ² каждой из частиц μ^– и μ⁺ составляет 105,6596 миллиона электронвольт. Деля ее на постоянную Больцмана, получаем температурный порог в 1,2 тысячи миллиардов градусов (1,2 × 10¹² К). Температурные пороги для других частиц приведены в таблице I на с. 212. Глядя на эту таблицу, нетрудно перечислить все частицы, которыми в тот или иной момент космической истории была наполнена Вселенная: достаточно отмести все, температурный порог которых выше температуры космоса в то время.

Но пусть температура Вселенной выше порогового значения для некоего вида частиц. Сколько именно тогда их будет? При столь высоких температуре и плотности, которые царили в ранней Вселенной, количество частиц определяется условиями теплового равновесия. Оно должно быть таким, чтобы каждую секунду появлялось ровно столько частиц, сколько исчезает. (Предложение равно спросу.) Частота, с которой пары частица – античастица будут аннигилировать, превращаясь в фотоны, приблизительно равна частоте, с которой из пар фотонов с подходящей энергией будут рождаться частицы и античастицы. Таким образом, из условия теплового равновесия следует: число частиц каждого сорта, для которого превышен температурный порог, примерно равно числу фотонов. Если первых меньше, чем последних, они будут появляться интенсивнее, чем аннигилировать, и начнут прибывать. А если наоборот – станут быстро исчезать и их количество снизится. Например, при температуре выше 6 миллиардов кельвинов число электронов и позитронов, вместе взятых, должно было равняться количеству фотонов. Другими словами, тогда Вселенная была заполнена не только фотонами, а смесью из фотонов, электронов и позитронов.