Феликс Филатов - Клеймо создателя

Одна из основных точек зрения на происхождение нашей Вселенной заключается в том, что она возникла в результате Большого Взрыва примерно 13.7 миллиарда лет назад. То, что произошло после Взрыва, соответствует гипотезе так называемой «Горячей Вселенной», детали которой нас здесь не занимают. События последующих трехсот тысяч лет разделяются на несколько этапов (эр), названия которых определяются возникновением, взаимодействием и, наконец, преобладанием тех или иных элементарных частиц. Относительно промежутка 0-10 - 44сек (первый квант времени) неизвестно совершенно ничего, нет даже гипотез. Затем, в течение 5х10 - 44—10 - 36сек началось стремительное раздувание (инфляция) Вселенной, и заработали физические законы. Расширение Вселенной – с новым ускорением, обозначившимся около 5 млрд лет назад, – имеет место и сейчас. Адронная эра продолжалась одну десятитысячную долю секунды и характеризовалась высокой температурой и плотностью вещества, состоящего из элементарных частиц – адронов . Казалось бы, нас не слишком должны интересовать этапы ранней эволюции Вселенной, поскольку известная нам жизнь основана на молекулярных событиях, несовместимых с миром чрезвычайной плотности, в котором нет ничего, кроме элементарных частиц и температура которого составляет 10 28 К, хотя и постепенно снижается (до 10 12 К к следующей эре). И все же именно возникшие тогда адроны, вернее, их часть – барионы, еще вернее, часть барионов – нуклоны, то есть протоны и нейтроны (составная часть атомов), образовавшиеся именно в адронную эру, будут предметом нашего внимания в дальнейших главах – правда, с довольно неожиданной стороны. Следующая за адронной лептонная эра продолжалась несколько секунд и была отмечена дальнейшим снижением температуры вещества, состоящего, по преимуществу, из элементарных частиц – лептонов . Завершила первичную эволюцию элементарных частиц фотонная эра , которая длилась примерно триста тысяч лет и характеризовалась дальнейшим снижением температуры, аннигиляцией электронов и позитронов, разделением частиц и античастиц и преобладанием фотонной составляющей. Вселенная стала прозрачной для нейтрино, начались ядерные реакции синтеза гелия и других легких химических элементов, установилось их первичное соотношение.

Наконец, спустя 300.000 лет началась (и продолжается поныне) звездная эра . С ее началом – к первому миллиону лет после Взрыва – завершилась эпоха рекомбинации образовались атомы гелия и водорода), частицы стали преобладать над античастицами, и возник нейтринный газ, а также излучение, которое сейчас носит характер реликтового (и подтверждает гипотезу «горячей» Вселенной). Температура вещества опустилась до 3.000—4.500К, в нем стали проявляться гравитационные неоднородности. В течение первого миллиарда лет существования Вселенной ее температура снизилась от 3.000—45.000К до 300К. Поскольку в этот период еще не было ни звезд, ни квазаров, ни прочих источников электромагнитного излучения, а реликтовое уже «остыло», его (этот период) называют «Темным возрастом» Вселенной. Дальнейшая конденсация вещества под действием гравитационных сил привела к началу формирования звезд и галактик (или галактик и звезд – последовательность определяют две альтернативные гипотезы). Моделирование этих процессов показывает, что звезды первого поколения могли иметь массы в миллионы солнечных. Они быстро разогревались до очень высоких температур и эволюционировали в течение нескольких десятков миллионов лет, а затем взрывались как сверхновые, послужив первыми источниками «тяжелых» (тяжелее лития) химических элементов. Звезды второго поколения , содержащие ядра этих атомов, а также атомов водорода и гелия, уже не были столь массивными и горячими, как их предшественницы, и потоки ультрафиолетового ионизирующего излучения от них были значительно меньше. Повторная рекомбинация большинства атомов межзвездного и межгалактического газов привела к прозрачности пространства для электромагнитного излучения всех спектральных диапазонов. Вселенная приобрела практически такой вид, какой характеризует ее и сегодня.

Описанная картина ранней эволюции Вселенной имеет характер предположения, так или иначе теоретически аргументированного. Оно, тем не менее, является в настоящее время господствующим. Звезды, собранные в галактики, формируют категории, называемые в астрономии «звѐздные населения». Это типы звезд, которые различаются по химическому составу, по пространственному распределению, по положению на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (известной Читателю по школьной астрономии; если нет – информацию легко найти в Сети), по собственным скоростям и другим критериям. Галактики состоят из звезд, по преимуществу, одного и того же типа населения. Население I характеризуется заметным содержанием в спектре элементов тяжелее гелия (астрономы называют их «металлами»). Тяжѐлые элементы образовались в более ранних звѐздах и распространились при взрывах сверхновых . Наше Солнце, как и большинство звѐзд галактического диска, является типичным представителем Населения I. В звѐздах населения II содержание тяжѐлых элементов на несколько порядков ниже. Это старые звѐзды, сформировавшиеся вскоре после Большого Взрыва, старше 10 млрд лет. В спиральных галактиках население II составляют шаровые скопления в галактическом гало. Наконец, гипотетическое население III составляют звезды первого поколения после Большого Взрыва. Предполагается, что это очень тяжѐлые звѐзды с малым временем жизни, не дожившие до наших дней. Большая масса объясняется отсутствием углерода, необходимого для упомянутого выше CNO-цикла горения водорода – в таких звѐздах мог происходить только протон-протонный термоядерный цикл, требующий сверхвысоких температур.