Стивен Вайнберг - Первые три минуты [litres]

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 Z 0-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 10 28(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 10 16(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.