Первые три минуты - читать онлайн книгу. Автор: Стивен Вайнберг cтр.№ 44

Количество различных форм вещества в мироздании удобно выражать в единицах критической плотности. (При превышении этой плотности, напомним, Вселенная становится замкнутой, а ее расширение в некоторый момент сменяется сжатием. При постоянной Хаббла, равной 80 км/с на мегапарсек, критическая плотность составляет примерно 10¯²⁹ граммов на кубический сантиметр. См. математическую заметку 2 на с. 234.) Темп вращения спиральных галактик позволяет оценить долю содержащейся в них массы: 3–10 % от критической. С другой стороны, изучение скоростей галактик в крупных скоплениях дает возможность вычислить отношение массы скопления к его светимости. Если такая же пропорция верна и для галактик, то в них должно находиться от 10 до 30 % критической массы. А из недавнего обзора скоростей галактик, выполненного «Спутником инфракрасной астрономии», следует, что полная плотность составляет не менее 40 % критической.

Но мало того, что «темная материя» совсем не похожа на звезды, – есть основания полагать, что она не имеет ничего общего и с обычными частицами, из которых состоят атомы (протонами, нейтронами и электронами). Как мы узнали из главы 5, протекание ядерных реакций, в ходе которых в первые минуты образуются легкие элементы, зависит от соотношения числа нуклонов и фотонов (частиц света). Если бы первых по отношению ко вторым было больше, превращение водорода в гелий шло бы почти до конца, а значит, количество синтезированного дейтерия и лития уменьшилось бы. Что касается последних, эти элементы, по-видимому, не образуются в звездах в достаточных количествах, поэтому, зная их распространенность во Вселенной, можно вычислить соотношение числа нуклонов и фотонов на момент нуклеосинтеза. Но оно со временем если и меняется, то незначительно. Соответственно раз мы знаем количество фотонов реликтового излучения в кубическом сантиметре, то можем посчитать, сколько сейчас в космосе нуклонов. Этот метод стал активно применяться в 1980-х гг., когда появились первые данные о распространенности во Вселенной гелия, дейтерия, а также изотопа лития ⁷Li. Таким образом, теперь мы можем утверждать с некоторой долей уверенности: плотность обычного вещества составляет от 2,3 до 4 % от критической для постоянной Хаббла в 80 км/с на мегапарсек – или от 9 до 16 % критической для 40 км/с на мегапарсек.

Оказывается, количество легких элементов, наработанных в ранней Вселенной, зависит и от числа сортов нейтрино. Чем последних больше, тем быстрее расширение и, следовательно, больше водорода успевает преобразоваться в гелий. В физике элементарных частиц уже в 1970-е гг. шли разговоры о трех видах нейтрино. Эта гипотеза, в частности, закладывалась в расчеты процесса нуклеосинтеза и тем самым в некотором смысле была подтверждена. И действительно, в 1990 г. экспериментаторы из ЦЕРНа в Швейцарии, изучая распады Z⁰-бозона, обнаружили третью разновидность нейтрино.

Расчеты и измерения обилия легких элементов во Вселенной играют большую роль в космологии не только потому, что с их помощью удается оценить плотность вещества. Поразительно: задавая всего один свободный параметр – соотношение числа нуклонов и фотонов, – можно вычислить наблюдаемую сегодня долю не только обычного водорода и гелия (соответственно ¹H и ⁴He), но и их изотопов ²Н (дейтерий), ³He, а также ⁷Li. Это не просто количественное подтверждение современной космологической теории. Это серьезное свидетельство того, что мы действительно кое-что знаем об истории Вселенной в первые минуты ее жизни.

Ученые давно надеются получить соотношение числа нуклонов и фотонов из первых принципов. В самые начальные мгновения во Вселенной было невероятно жарко, и ее заполняли всевозможные частицы, присутствовавшие, казалось бы, в равных количествах со своими античастицами. Если бы законы природы не делали различия между веществом и антивеществом, или, что то же самое, барионное и лептонное числа идеально сохранялись бы (см. главу 4), сейчас частиц и античастиц было бы поровну, хотя наблюдения и говорят об обратном. В 1964 г. в экспериментах с элементарными частицами было обнаружено, что природа все же различает вещество и антивещество. Более того, в современных теориях элементарных частиц есть способы нарушить законы сохранения барионного и лептонного чисел. Поэтому вполне возможно, что в столкновениях частиц и античастиц в ранней Вселенной родилось больше вещества, чем антивещества. Поскольку же некоторые частицы в таком случае не нашли себе античастицу для аннигиляции, избыток вещества над антивеществом сохранился до наших дней. (У нас пока не хватает знаний, чтобы ответить на вопрос, почему выжило именно вещество, а не антивещество. Правда, если бы все произошло наоборот, то антифизики на антиземле назвали бы антивещество веществом.) Поскольку асимметрия между веществом и антивеществом незначительна, а барионное и лептонное числа почти сохраняются, то естественно ожидать, что отношение числа барионов и фотонов будет маленьким. Это подтверждается и на практике: оно составляет от одной миллиардной до одной десятимиллиардной.

К сожалению, теоретически предсказать это значение оказалось непросто. Когда в 1970-е гг. физическое сообщество впервые обратило внимание на эти идеи, считалось, что несохранение барионного и лептонного чисел должно было иметь место в очень ранней Вселенной – при температуре около 10²⁸ (десять миллиардов миллиардов миллиардов) градусов. Однако недавно было доказано, что благодаря тонким эффектам в теории слабого и электромагнитного взаимодействий избыток вещества над антивеществом мог возникнуть уже при 10¹⁶ (десяти миллионов миллиардов) градусах. В любом случае исчерпывающе ответить на этот вопрос мы не сможем до тех пор, пока полностью не избавимся от белых пятен в электрослабой теории. Поэтому теоретики сейчас ожидают новый экспериментальный материал со Сверхпроводящего суперколлайдера (ССК) в Техасе и Большого адронного коллайдера (БАК) в ЦЕРНе.

Многие астрономы и физики еще несколько десятилетий назад пришли к выводу, что плотность Вселенной – по эстетическим соображениям – должна в точности равняться критической плотности. По мере расширения отношение плотности Вселенной к критической тоже меняется. Если оно меньше 100 %, то будет продолжать уменьшаться, а если больше – увеличиваться. Но, как мы знаем, сегодня, спустя миллиарды лет после Большого взрыва, плотность составляет не менее одной десятой от критического значения. Так может быть, только если в самом начале (скажем, в первые несколько секунд) плотность отличалась от критической на безумно малую величину. Трудно себе представить, как сегодня она может быть такой большой, если только не равна критической и, значит, всегда была ей равна.

Один из способов узнать, равна ли плотность Вселенной критической, – измерить, насколько быстро замедляется расширение. В принципе эти наблюдения можно свести к определению все той же постоянной Хаббла – точнее, зависимости скоростей галактик от расстояния (см. рис. 5). Но проблема здесь такая же, как и полвека назад: чтобы заметить эффект замедления, нужно учесть существование очень далеких галактик – настолько далеких, чтобы свет, принимаемый от них сегодня, был испущен в момент, когда Вселенная расширялась значительно быстрее. Но поскольку мы видим эти удаленные галактики в далеком прошлом, их истинные светимости могут сильно отличаться от измеренных по близким галактикам. Таким образом, по видимым светимостям далеких галактик ничего нельзя сказать о расстоянии до них. Однако, вероятно, физический размер галактик меняется значительно меньше, чем светимость. Поэтому измерение видимых угловых размеров может дать более надежную оценку расстояния. Подобные наблюдения были выполнены в 1992 г. Они показали, что темп расширения Вселенной замедляется примерно в той же степени, как если бы плотность равнялась критической.