Первые три минуты - читать онлайн книгу. Автор: Стивен Вайнберг cтр.№ 27

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:

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 термоядерного 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 миллионных долей дейтерия. Кстати, более поздние наблюдения линий поглощения в ультрафиолетовых спектрах горячих звезд дали похожий результат.

Если эти 20 миллионных долей дейтерия действительно пришли из ранней Вселенной, то на один нуклон приходится (и приходилось) 1,1 миллиарда фотонов (см. табл. на с. 159). 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 2 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, сегодня 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 с. 249). Хотя до сих пор не упоминал этого явно, но везде, где речь шла о космологическом расширении, я учитывал эту нейтринную плотность энергии.