Первые три минуты - читать онлайн книгу. Автор: Стивен Вайнберг cтр.№ 26

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».)

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. 9).

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 с. 249). 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.

Рис. 9. 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

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!