Стивен Вайнберг - Первые три минуты [litres]

Все эти частицы – электроны, позитроны, нейтрино и фотоны – постоянно рождались из вакуума и, прожив короткую жизнь, снова аннигилировали (исчезали). Другими словами, их число не было фиксированным, а определялось равновесием между процессами рождения и аннигиляции. Из этого баланса можно вычислить плотность того вселенского «супа», который варился при температуре в сотню миллиардов градусов: он был в четыре миллиарда (4 × 10 9) раз плотнее воды. Была в нем и небольшая примесь более тяжелых частиц – протонов и нейтронов, из которых в настоящее время состоят атомные ядра. (Протоны заряжены положительно, а нейтроны электрически нейтральны и чуть тяжелее протонов.) На каждые протон и нейтрон приходилось, грубо говоря, по миллиарду электронов, позитронов, нейтрино и фотонов. Будучи определенной из наблюдений, эта цифра – миллиард фотонов на одну ядерную частицу – является тем ключом, который позволяет установить стандартную модель Вселенной. Дорогу к измерению этого числа, по сути, проложило открытие реликтового излучения, речь о котором пойдет в главе 3.

По мере того как развивался взрыв, температура падала. Через десятую долю секунды она равнялась тридцати миллиардам (3 × 10 10) 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.