Пол Девис - Суперсила

За рубежом, отстоящим от Большого взрыва на 100 тыс. лет, Вселенная предстает почти лишенной какой-либо структуры — это период горячей плазмы. Темп эволюции здесь можно оценивать по скорости космического расширения и падения температуры. В этот период Вселенная расширялась примерно в 100 тыс. раз быстрее, чем сегодня, а ее температура достигала нескольких тысяч градусов. Еще раньше скорость расширения была много больше, а температура — гораздо выше. В момент 1с размеры Вселенной возрастали вдвое примерно за 1с, а ее температура достигала 10^10 К. Очевидно, в пределах первой секунды темп изменений Вселенной был еще выше, безгранично нарастая по мере приближения к моменту Большого взрыва.

Математически это нарастание темпа активности описывается обратно пропорциональной зависимостью. Если обозначить через время, прошедшее от момента рождения Вселенной — момента Большого взрыва, — то скорость расширения будет пропорциональна 1/t , а температура — 1/sqrt . С уменьшением t обе эти величины возрастают все быстрее, стремясь к бесконечности. Таким образом, поскольку космическая активность неуклонно возрастает по мере приближения к моменту рождения Вселенной, существенные изменения происходят, по-видимому, за все более короткие промежутки времени. Поэтому здесь целесообразно перейти на исчисление времени в долях 10. Так, за промежуток времени 0,1—1с происходит столько же событий, сколько в интервале 0,01—0,1с и т.д. Хотя интервал времени уменьшается последовательно в 10 раз, темп изменений, происходящих в каждом таком интервале, оказывается примерно одинаковым.

Возникает вполне естественный вопрос, как далеко можно экстраполировать нашу модель ранней Вселенной, сохраняя уверенность в ее адекватности. Я вспоминаю, как будучи студентом присутствовал в конце 60-х годов на лекции по космологии, где разговор шел о недавно открытом фоновом тепловом излучении. Лектор был несколько смущен, говоря о расчетах содержания гелия на основе ядерных реакций, происходивших, как предполагалось, в первые минуты существования Вселенной. Большинство аудитории открыто смеялось над этой дерзкой затеей и явно ощущало, что моделирование Вселенной в столь ранние моменты ее эволюции — занятие довольно сомнительное. Сегодня умонастроение резко переменилось. Расчеты содержания гелия стали частью общепризнанного подхода в космологических исследованиях и наше внимание привлекают периоды времени, предшествующие нуклеосинтезу .

У многих вызывает удивление, что экстремальные условия, преобладавшие в первую секунду жизни Вселенной, сегодня можно изучать экспериментально. На современных ускорителях частиц удается в течение очень короткого времени воспроизводить физические условия, существовавшие в столь ранние моменты времени как 10^-12 с, когда температура достигала 10^16 К, а вся наблюдаемая сегодня Вселенная была «сжата» до размеров Солнечной системы. Таким образом, в путешествии вспять во времени в странный мир первозданной Вселенной нашим проводником на части пути может быть эксперимент.

По мере углубления в прошлое мы встречаемся со все более экстремальными физическими условиями. Наиболее важным параметром, позволяющим оценить этот процесс, является энергия. С приближением к моменту рождения Вселенной энергия типичной частицы, «плавающей» в первичной плазме, возрастает все быстрее. Для момента, соответствующего 1мин, характерны энергии рентгеновского диапазона. В момент, соответствующий 1с, господствуют энергии, свойственные некоторым радиоактивным превращениям. В момент, равный 1 мкс (микросекунда), энергия типичной частицы сравнима с энергией, которую удавалось получить на ускорителях начала 50-х годов. Подходя к моменту, соответствующему 1пс (пикосекунда, 10^-12с), мы приближаемся к пределу энергии, достигнутому в настоящее время в физике элементарных частиц. За этим пределом путеводной нитью может служить только теория.

В предыдущих главах мы говорили, что существующие в природе четыре взаимодействия могут рассматриваться как части одной главной силы – Суперсилы. Ошибочное представление о различной природе четырех взаимодействий сложилось потому, что обычно мы имеем дело с миром относительно низких энергий; с увеличением энергии взаимодействия объединяются. Прежде всего объединяются электромагнитное и слабое взаимодействия. Это происходит при энергиях, эквивалентных примерно 90 массам протона, что соответствует температуре около 10^15 К. Существующие ускорители как раз позволяют достичь таких значений, при которых происходит рождение W и Z-частиц. Последующее объединение электрослабого и сильного взаимодействий, а в конечном счете и гравитации невозможно, пока не будут получены более высокие энергии. Для этого необходимо достичь масштабов Великого объединения и массы Планка, что в триллионы раз превосходит масштаб электрослабого взаимодействия.