Виктор Стенджер - Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса

Таким образом, стандартная модель элементарных частиц и сил, о которой пойдет речь в следующей главе, пришла к схеме, в которой может быть всего три поколения кварков и лептонов. Именно это и предвидел Шрамм. Пожалуй, только такой мечтатель, как он, мог вообразить, что фундаментальные сведения о природе вещества будут найдены космологами на таком сверхмикроскопическом уровне. Этот процесс идет до сих пор и, похоже, будет продолжаться годами.

Прежде чем мы углубимся в детали ядерной физики Большого взрыва, стоит выяснить, какие виды энергии действовали на разных этапах истории Вселенной, поскольку они имеют отношение не только к ядерной физике, но и к физике в целом на каждом этапе.

Хотя Вселенная расширяется очень быстро, частицы, существовавшие на ранних стадиях ее развития, взаимодействовали еще быстрее, так что их тепловое замедление все еще обеспечивало им состояние квазиравновесия. Это значит, что частицы можно описать как имеющие абсолютную температуру Г, которая тем не менее снижается по мере расширения Вселенной.

Большинство авторов, пишущих на эту тему, дают значения температуры на разных стадиях в Кельвинах, вероятно, потому, что считают, что читатель лучше знаком с этими единицами измерения. Однако истинные значения температуры на ранних этапах жизни Вселенной столь высоки, что для нас они не имеют никакого практического смысла.

Более информативны значения средней кинетической энергии частиц во Вселенной в каждый заданный момент времени, которые с точностью, достаточной для наших целей, задаются формулой K = k BT, где k B— постоянная Больцмана. То есть температура тела — это просто средняя кинетическая энергия частиц этого тела. Поскольку k B— это произвольная постоянная, которая просто переводит кельвины в единицы измерения энергии, можно принять k B= 1 и измерять температуру в единицах измерения энергии.

Когда мы имеем дело с атомными, ядерными и субъядерными процессами, самой удобной единицей измерения энергии является электрон-вольт (эВ), который равен кинетической энергии, приобретаемой электроном при прохождении разности электрических потенциалов 1 В. Атомные процессы характеризуются энергией в несколько электрон-вольт или килоэлектрон-вольт (кэВ), где 1 кэВ = 1000 эВ. Ядерные процессы протекают с энергией порядка мегаэлектрон-вольт (МэВ), где 1 МэВ = 1000 000 эВ. Для субъядерных процессов характерна энергия порядка гигаэлектрон-вольт (ГэВ) и тераэлектрон-вольт (ТэВ), где 1 ГэВ = 1 млрд. эВ (10 9) и 1 ТэВ = 1 трлн эВ (10 12).

Стоит отметить, что ускорители на встречных пучках позволяют нам изучать физику самых первых мгновений существования Вселенной. К примеру, когда общую энергию Большого адронного коллайдера (БАК) доведут до 14 ТэВ (что произойдет в 2015 году), это позволит физикам оценить свойства материи, существовавшей через 10 -15с после Большого взрыва, когда температура была именно настолько высока.

На рис. 10.2 показана средняя кинетическая энергия Вселенной от 10™” с существования Вселенной, планковского времени, до настоящего момента. Позже нам нужно будет подробнее поговорить о планковском времени и о том, что могло быть до него. Но пока что начнем историю с этого момента.

Около 380 000 лет после Большого взрыва все частицы во Вселенной находились в квазиравновесном состоянии и имели одну и ту же температуру, снижающуюся по мере расширения и охлаждения Вселенной. В это время, называемое моментом последнего рассеяния, атомы вышли из равновесного состояния, тогда как фотоны и нейтрино все еще сохраняли квазиравновесие. График в логарифмическом масштабе не должен вас обманывать. Время, прошедшее между моментом последнего рассеяния и сегодняшним днем, исходя из практических соображений, все еще можно считать равным 13,8 млрд. лет.

По мере расширения и охлаждения Вселенной разные виды частиц постепенно выходили из состояния равновесия. Позвольте продемонстрировать это на примере антипротонов. Они сталкиваются с протонами и распадаются на фотоны и другие, более легкие частицы. Рассмотрим аннигиляцию с образованием фотонов. Реакция выглядит так: