Горячая Вселенная и реликтовое излучение

Практически во всех космологических моделях оказывается, что в момент сингулярности вся материя и энергия Вселенной должны быть заключены в точке, не имеющей размеров. Соответственно, плотность материи должна быть бесконечно велика. Если в физической теории возникают бесконечные величины, то это значит, что с ней что-то не в порядке. Однако в данном случае особых оснований для беспокойства нет, поскольку физики знают, что именно не так. Дело в том, что при плотности порядка 10⁹⁶ кг/м³ становятся существенными эффекты квантовой гравитации, теория которых еще не разработана. Поэтому практически за «на­ча­ло» Вселенной принимается момент, когда плотность составляла указанную выше чудовищную величину, в 10⁸⁰ раз превышающую плотность атомных ядер. Пространственные масштабы Вселенной в этот момент характеризуются планковской длиной 10^{-35 м, что в 1020} раз меньше размера атомного ядра. Отличие от не имеющей размеров точки, как видим, незначительно.

Ясно, что в таких условиях свойства Вселенной должны были кардинально отличаться от современных. В 1946 году Г.А. Га­мов, размышляя над проблемой происхождения химических элементов, предположил, что молодая Вселенная была чрезвычайно горячей. Эта гипотеза имела важное наблюдаемое следствие. Поскольку любое нагретое тело обязано светиться, то горячая Вселенная должна быть заполнена тепловым излучением. По мере расширения Вселенная остывала (рис. 5.1); охлаждалось и излучение.

В 1965 году исследователи из корпорации «Белл» Пензиас и Вильсон, отлаживая чувствительную радиоантенну, обнаружили слабый шум космического происхождения, не зависящий от ориентации антенны. Практически сразу было понято, что этот шум и есть предсказанный Гамовым слабый отблеск бурной молодости Вселенной, а исследователи получили Нобелевскую премию. Излучение, открытое Пензиасом и Вильсоном, по предложению отечественного астрофизика И.С. Шкло­в­­с­ко­го, получило название реликтового излучения[52].

Реликтовое излучение — свидетель ранних этапов развития Вселенной. Само его существование возможно только при условии, что когда-то Вселенная была компактной и горячей. Измеренная температура реликтового излучения (около 3 К) почти совпала с предсказанной Гамовым, что укрепило доверие к космологическим теориям.

Фон реликтового излучения практически равномерно распределен по всей небесной сфере[53]. Это свидетельствует о том, что молодая Вселенная была однородной, бесструктурной, а структуры — скопления галактик, галактики и звезды — возникли на более поздних этапах.

На общем однородном фоне реликтового излучения имеются небольшие флуктуации его интенсивности, не превышающие 1/100 000 от среднего уровня. Исследования величины этих флуктуаций и их распределения по небесной сфере в начале XXI в. позволили получить наиболее точную на данный момент оценку возраста Вселенной (п. 5.1.2). Что более существенно, из этих исследований вытекает, что средняя кривизна пространства-времени нашей Вселенной практически нулевая. В свою очередь, это предполагает, что средняя плотность массы во Вселенной равна критической и ставит вопрос: что же еще, кроме обычного вещества и «темной материи» дает вклад в массу Вселенной?

5.1.4. Большой Взрыв: первые мгновения

Представления о событиях, происходивших в молодой Вселенной, разработаны довольно подробно. Общепринятый космологический сценарий получил название «стандартной модели», или «модели Большого взрыва». Может вызывать удивление уверенность, с которой ученые говорят о столь давних событиях, но на самом деле удивительного здесь мало. Ранняя Вселенная была весьма просто устроена: как отмечалось, в ней еще не было никаких сложных структур.

Итак, несколько миллиардов лет тому назад вся материя Вселенной была сосредоточена в объеме поперечником примерно 10^{-35 м и нагрета до чрезвычайно высокой температуры. Как известно, температура есть мера средней кинетической энергии беспорядочного движения частиц. В первые мгновения она была настолько высока, что элементарная частица могла иметь энергию, сравнимую с энергией пудовой гири, падающей с высоты нескольких метров. При таких энергиях исчезает различие между разными типами физических взаимодействий (п. 3.3.3.4). Более того, по всей видимости, сам физический вакуум (п. 3.3.4) находился в другом состоянии, с гораздо большей энергией, чем в современную эпоху. Но ненулевая энергия вакуума соответствует ненулевому} L-члену в уравнениях Эйнштейна, который, как говорилось в п. 5.1.1, описывает антигравитацию, силу всемирного отталкивания! Идея Эйнштейна возродилась на новом уровне научных знаний, получив обоснование в квантовых представлениях, столь упорно им отвергавшихся.

Под действием мощных сил отталкивания, обусловленных энергией вакуума (которая могла составлять до 10¹¹⁴ Дж/м³), Вселенная начала раздуваться с нарастающим ускорением. По оценкам, на этой стадии инфляции ее пространственные масштабы могли увеличиваться в сотни раз каждые 10^-42 секунды. В результате, спустя ничтожное время, не превышающее 10^-33 с, расстояние между любыми двумя частицами вещества, которые существовали в начальный момент, должно было стать больше поперечника доступной сегодня для наблюдения части Вселенной. В такой же степени должна была упасть температура. Из сверхплотной и сверхгорячей Вселенная стала почти абсолютно пустой и холодной.

Если бы на этом все и закончилось, то сегодня некому было бы ни писать, ни читать эти строки. Однако понижение температуры привело к нарушению симметрии — единое взаимодействие, существовавшее в первые мгновения, разделилось на четыре взаимодействия, знакомых нам сегодня. Одновременно высокоэнергетическое состояние физического вакуума стало неустойчивым, и он перешел в современное, привычное для нас низкоэнергетическое состояние. Избыток энергии выделился в виде энергии покоя (п. 2.5.5) и кинетической энергии возникших элементарных частиц. Вселенная стала вновь горячей (~ 10²⁷ К) и заполненной частицами. Таким образом, можно с полным правом говорить, что все в мире возникло из ничего[54] — если, конечно, лукаво считать вакуум «ничем».

Кинетическая энергия частиц при такой температуре была достаточной, чтобы при их столкновениях рождались самые разнообразные новые частицы. В результате весьма быстро установился равновесный состав только что родившейся Вселенной: количество частиц каждого сорта определялось исключительно их массой (то есть энергией покоя). Этот вывод не зависит от деталей взаимодействия между частицами, поскольку выражает общий принцип симметрии Больцмана:

При тепловом равновесии вероятность обнаружить систему в состоянии с энергией, отличающейся от среднего значения на E, зависит только от величины E и температуры T и пропорциональна e^–E/kT,

e = 2,71828… — основание натуральных логарифмов, k — постоянная Больцмана. Чем больше масса частицы, тем больше ее энергия и соответственно меньше вероятность возникнуть в результате тепловых столкновений.

5.1.5. Большой Взрыв: первые минуты

По мере дальнейшего расширения Вселенной и понижения температуры энергия теплового движения перестает быть достаточной для рождения тяжелых частиц. Все они нестабильны, и потому до наших дней не дожили. Мы знакомы с ними лишь по их мимолетным появлениям в мощных ускорителях и в потоках космических лучей. Вымирание (физики говорят: «вымораживание») тяжелых частиц означает цепочку нарушений больцмановской симметрии.

В ту же эпоху произошло нарушение еще одной важнейшей симметрии — между частицами и античастицами, — в результате которого частиц оказалось немного, на одну миллиардную долю больше, чем античастиц. Именно из этой доли состоят сегодняшние звезды, планеты и люди: все остальные частицы и античастицы взаимно аннигилировали, превратившись в электромагнитное излучение.

Когда возраст Вселенной достиг 50 микросекунд, температура упала до 5 триллионов градусов, а состав вещества свелся к бурлящей смеси протонов и нейтронов, составляющих современные атомные ядра, а также легких элементарных частиц — электронов, фотонов и нейтрино. Высокая температура еще некоторое время поддерживала взаимопревращения нейтронов и протонов, однако когда возраст Вселенной достиг 1 секунды, а температура опустилась до 10 миллиардов градусов, нарушилась и эта симметрия. Реакции «про­тон ¾® ней­т­рон» стали тормозиться (поскольку нейтрон несколько тяжелее протона) и через 3 секунды прекратились полностью. За это время количество нейтронов уменьшилось до 15¸20% от числа протонов, и если бы дела пошли так и дальше, через два-три часа (свободный нейтрон распадается в среднем за 15 минут, см. п. 3.3.3.3) нейтронов во Вселенной практически не осталось бы.

Последствия были бы поистине ужасны. Единственный химический элемент, ядра атомов которого не содержат нейтронов — водород. Вселенная могла бы состоять из одного водорода, и в этом случае не было бы ни звезд, ни планет, ни живых существ. Однако космологическая история похожа на многосерийный боевик, в каждой серии которого хотя и совершается несколько убийств, главные герои неизменно остаются живыми, чтобы появиться в следующих сериях.

Роль палочки-выручалочки для нейтронов сыграли реакции их объединения с протонами в альфа-частицы — ядра атомов гелия. Реакции эти шли и раньше, но возникавшие альфа-час­ти­цы тут же разрушались из-за слишком высокой температуры. Когда же температура упала настолько, что нейтроны стали «вы­мер­зать», одновременно ядра гелия приобрели способность «держать» потерявшие свою силу удары окружающих частиц. За короткое время, несколько секунд, все нейтроны были связаны в ядра гелия. В ядре же они могут существовать бесконечно. Именно благодаря этому убежищу до наших дней дожило достаточно нейтронов, чтобы обеспечить образование химических элементов помимо водорода.

Итак, через 3–5 минут после рождения Вселенная имела температуру около миллиарда градусов, плотность 100 000 кг/м³ (в 15 раз больше плотности стали) и была заполнена протонами (ядрами водорода), альфа-частицами (яд­ра­ми гелия), а также электронами, нейтрино и электромагнитным излучением (фотонами).