Первые три минуты - читать онлайн книгу. Автор: Стивен Вайнберг cтр.№ 3

По мере того как развивался взрыв, температура падала. Через десятую долю секунды она равнялась тридцати миллиардам (3 × 10¹⁰) градусов Цельсия, через секунду – примерно десяти тысячам миллионов, а через 14 секунд – уже трем миллиардам градусов. Первичный бульон охладился настолько, что электроны и позитроны стали быстрее аннигилировать, чем рождаться из фотонов и нейтронов. Благодаря высвобождаемой в процессе аннигиляции вещества энергии темп охлаждения Вселенной несколько замедлился, но температура все равно продолжала падать и к концу первых трех минут достигла отметки в один миллиард градусов. Стало достаточно «холодно» для того, чтобы протоны и нейтроны начали образовывать сложные ядра. Первым на очереди стоял тяжелый водород, или дейтерий, состоящий из одного протона и одного нейтрона. В то же время плотность «супа» оставалась довольно высокой (чуть меньше, чем у воды), поэтому легкие ядра, быстро находя друг друга, превращались в самые стабильные легкие ядра – ядра гелия, состоявшие из двух протонов и двух нейтронов.

Когда истекли первые три минуты, Вселенную заполняли в основном свет, нейтрино и антинейтрино. Правда, в небольшом количестве присутствовали еще ядра (из них около 73 % водорода и 27 % гелия) и электроны, оставшиеся после эпохи электрон-позитронной аннигиляции. Все это вещество продолжало разлетаться, постепенно охлаждаясь и становясь все менее плотным. Спустя долгие сотни тысяч лет его температура снизилась настолько, что ядра, соединившись с электронами, образовали атомы водорода и гелия. Этот газ, в свою очередь, под влиянием силы тяжести разбился на сгустки, а те собрались вместе и образовали галактики и звезды нынешней Вселенной. Однако эти звезды в начале своего жизненного пути состояли именно из тех ингредиентов, которые были приготовлены в первые три минуты.

Набросанная выше стандартная модель – далеко не самая удовлетворительная теория происхождения Вселенной, которую можно придумать. Как и «Младшая Эдда», она смущенно умалчивает о самом начале, о первой сотой доле секунды. Как бы нам ни хотелось того избежать, в ней приходится выставлять начальные условия «руками». В частности, задавать отношение числа фотонов к количеству ядер, равное миллиарду. Хотя, конечно, нам больше по душе пришлись бы основательные логические умозаключения.

Например, одна из альтернативных теорий, выглядящая более привлекательно (во всяком случае, с философской точки зрения), – это так называемая модель стационарной Вселенной. Предложенная в конце 1940-х гг. Германом Бонди, Томасом Голдом и (в несколько отличной формулировке) Фредом Хойлом, она утверждает, что Вселенная всегда была примерно такой же, как сейчас. По мере ее расширения рождается новое вещество, которое и заполняет зазоры между галактиками. А на вопрос о том, почему Вселенная такая, какая она есть, стационарная модель отвечает незамысловато: это единственный для мироздания способ оставаться одинаковым во все времена. Тогда проблема ранней Вселенной теряет смысл – нет никакой ранней Вселенной.

Как же мы пришли к «стандартной модели»? И почему она вытеснила остальные теории вроде «стационарной Вселенной»? Достигнутное научным сообществом согласие – свидетельство объективного подхода современной астрофизики: ее движителем являются не философские предпочтения или авторитетные мнения маститых астрофизиков, а лишь эмпирические данные.

В последующих двух главах будет рассказано о двух ключевых догадках, которые, будучи подкрепленными астрономическими наблюдениями, привели нас к «стандартной модели»: об открытии разбегания удаленных галактик и обнаружении слабых радиопомех, заполняющих всю Вселенную. Этот путь усеян неудачными гипотезами, упущенными возможностями и теоретическими предрассудками. А сколько копий сломано в борьбе разных взглядов – не счесть. Историки науки найдут здесь богатый материал для исследования.

В этом обзоре наблюдательной космологии я попытаюсь собрать имеющиеся данные в связную картину, повествующую о физических условиях в ранней Вселенной. Таким образом мы с вами подробнее проследим ее первые три минуты. Лучше всего для наших целей, наверное, подходит кинематографический подход: мы – кадр за кадром – увидим, как Вселенная расширялась, охлаждалась и что она сварила в собственном соку. Мы также попытаемся заглянуть в эпоху, плотно укутанную завесой тайны – в первую сотую долю секунды, – и ответить на вопрос о том, что было до нее.

Так ли уж мы уверены в «стандартной модели»? Может быть, новые открытия заставят нас от нее отказаться и заменить какой-нибудь другой космогонией или даже восстановить в правах теорию «стационарной Вселенной»? Не исключено. Рассказывая о первых трех минутах так, словно мы действительно знаем, что там происходило, я никак не могу отделаться от ощущения, будто пишу нечто фантастическое.

Однако даже если «стандартная модель» потеряет свою силу, она навсегда останется одной из вех истории космологии. Сегодня физики и астрофизики проверяют с ее помощью свои идеи (всего десять лет назад это было не так), изучая, к каким следствиям они могут привести в рамках «стандартной модели». Кроме того, сейчас последняя нередко служит тем теоретическим базисом, на основе которого составляются программы астрономических наблюдений. «Стандартная модель» служит тем языком, который позволяет теоретикам и наблюдателям оценить достижения друг друга. Если однажды на смену ей придет более совершенная теория, начало этому процессу, вероятно, положат наблюдения или вычисления, намеки на которые даст сама «стандартная модель».

В последней главе я немного порассуждаю о будущем Вселенной. Возможно, она будет бесконечно расширяться, становясь холоднее, разреженней и постепенно умирая. А может быть, она снова сожмется, разломав галактики, звезды, атомы и, наконец, атомные ядра на их составные части. Тогда все наши сегодняшние вопросы по поводу первых трех минут встанут во всей своей полноте, когда мы захотим предсказать ход событий в последние три минуты.

Созерцая ночное небо, поражаешься неизменности Вселенной. Конечно, оно вращается вокруг Полярной звезды, по лику Луны проплывают облака, а сама Луна, если подождать, убывает, потом снова нарастает и при этом перемещается вместе с планетами на звездном фоне. Но мы-то знаем, что все эти явления происходят поблизости и вызваны движением в нашей собственной Солнечной системе. Звезды же, в отличие от планет, кажутся неподвижными.

Впрочем, звезды все-таки тоже перемещаются – со скоростями, достигающими нескольких километров в секунду. Таким образом за год наиболее быстрые из них запросто могут пролететь десять миллиардов километров или около того. Но это в тысячу раз меньше, чем расстояние даже до ближайших соседок. Поэтому их видимое положение на небе меняется очень медленно. Скажем, сравнительно быстрая звезда Барнарда находится на расстоянии примерно 56 миллионов километров от Земли и движется поперек луча зрения со скоростью 89 км/с (или 2,8 миллиарда километров в год). В результате за один год она смещается всего на 0,0029 градуса. Изменение видимого положения близких звезд астрономы называют «собственным движением». А вот видимое положение более далеких звезд меняется настолько медленно, что их собственное движение не сможет заметить даже самый терпеливый наблюдатель.