Маленькая книга о Большом взрыве - Тони Ротман
Шрифт:
Интервал:
Закладка:
* * *
Теперь все ингредиенты собраны, а значит, самое время поговорить о температуре приготовления. Чтобы не отягощать себя лишними вопросами о сингулярности Большого взрыва (то есть о моменте, когда температура была бесконечно высокой), мы будем отталкиваться от времени, когда Вселенная уже успела образоваться. Представим себе Вселенную спустя 0,0001 секунды после Большого взрыва. С учетом того, что в настоящее время температура CMBR составляет 2,7 °С, температура Вселенной в то время должна была достигать где-то около триллиона градусов.
Такие величины могут показаться вам фантастическими, но в мире физики вообще много чего случается за 0,0001 секунды, да и температура, приближающаяся к триллиону градусов, остается хоть и с трудом, но все же представимой: при ней могут существовать обычные протоны и нейтроны, да и происходящие между ними ядерные реакции довольно привычны для физиков. Конечно, при более высоких температурах нейтроны и протоны «испарились» бы, распавшись на составные части, кварки, и ядерные реакции вообще не были бы возможны.
Что касается атомного ядра, для него один триллион градусов – неприемлемо высокая температура: протоны и нейтроны при ней по-прежнему сталкиваются, но скорость их движения так высока, что сильное взаимодействие из главы 1 просто не успевает объединить их в ядро дейтерия или гелия. Точно так же, как при температуре выше нескольких тысяч градусов атомы водорода ионизируются, распадаясь на электроны и протоны, образуя плазму, ядра атомов при температуре триллион градусов «ионизируются», распадаясь на нейтроны и протоны.
В течение секунды после Большого взрыва температура резко упала до каких-то десяти миллиардов градусов – примерно такая же температура наблюдается сейчас в центре Солнца. Такая температура уже достаточно умеренна и годится для образования ядер атомов.
Давайте предположим, что в первую секунду после Большого взрыва на каждый нейтрон приходилось по семь протонов, как изображено на рис. 8. Приблизительно еще через три минуты температура упала уже до миллиарда градусов – вполне достаточно, чтобы нейтроны (n) и протоны (p) могли объединяться в дейтерий (np). Это повлекло за собой серию ядерных реакций синтеза, весьма похожих на те, что можно наблюдать на Солнце или в экспериментальных термоядерных устройствах на Земле, в результате чего дейтерий превратился в гелий-4, то есть в обычный гелий (ppnn)[17]. Поскольку гелий чрезвычайно стабильный элемент, реакции на этом закончились. Весь процесс занял около тысячи секунд. Пожалуй, картошку за это время вы и правда не сварите, хотя это уже зависит от размера картофелин.
Рис. 8
Сколько же гелия успело образоваться за это время? Если к третьей минуте после Большого взрыва на каждый нейтрон приходилось по семь протонов и при этом все нейтроны преобразовывались в гелий, получается, что реакции прекращались, как только все доступные нейтроны заканчивались. Как показано на картинке, в результате на каждые 12 ядер водорода (протонов) приходилось по одному ядру гелия. Но поскольку ядро гелия в четыре раза массивнее ядра водорода, на 75 % массы водорода в итоге пришлось 25 % массы гелия – то есть примерно столько же, сколько есть во Вселенной сегодня.
Весьма точные компьютерные расчеты позволяют обнаружить обильные следы дейтерия и других изотопов и показывают, как по мере снижения температуры во Вселенной образовывались самые разные легкие изотопы (см. рис. 9). Правильная оценка количества гелия во Вселенной уже может служить свидетельством серьезных теоретических достижений, хотя примечательно, что предположение обилия его и других легких изотопов тоже прекрасно согласуется с астрономическими наблюдениями. Эта близкая к чуду согласованность остается одним из самых убедительных доказательств верности теории Большого взрыва.
Рис. 9
* * *
Здесь у вас должен возникнуть вопрос: откуда вообще взялось это соотношение – один нейтрон к семи протонам. Разобраться в этом будет несложно.
Прежде всего нужно понимать, что протоны могут преобразовываться в нейтроны, и наоборот. По сути, нейтрон – это и есть протон, соединившийся с электроном. Реакцию, в ходе которой образуется нейтрон, можно записать как p+e→n+v, где v обозначает нейтрино, p – протон, e – электрон, а n – нейтрон. Реакция может происходить и в обратную сторону, то есть процесс преобразования нейтрона в протон мы запишем как n+v→p+e.
Поскольку на раннем этапе существования Вселенной слабые взаимодействия происходили мгновенно, нейтроны и протоны постоянно превращались друг в друга. Спустя 0,0001 секунды после Большого взрыва протоны преобразовывались в нейтроны в течение менее миллиардной доли секунды; но поскольку каждый нейтрон немного тяжелее протона, для его создания, согласно E = mc2, требуется больше энергии. Это значит, что нейтронов всегда меньше, чем протонов; их количество прирастает в зависимости от температуры.
Представьте себе бильярдный стол с кучей шаров, носящихся по нему и сталкивающихся друг с другом. Частота столкновений шаров будет зависеть от их числа, размера и, конечно, скорости движения, но в среднем будет сохраняться определенное количество столкновений в секунду. А теперь представьте, что этот стол расширяется. Поскольку границы такого стола непрерывно отодвигаются все дальше и дальше, количество рикошетов снижается. Стол продолжает растягиваться, даже когда шары движутся навстречу друг другу, из-за чего вероятность их столкновения постоянно становится меньше. Если же стол будет расширяться слишком быстро, шары вообще перестанут сталкиваться.
В физике, как и в жизни, при смене оценочной шкалы случаются всякие отклонения от привычного хода вещей. Например, серьезные общественные проекты могут требовать десятилетий для реализации, однако в США федеральные чиновники меняются каждые четыре года: цели трансформируются, проекты закрываются, царит хаос.
На ранней стадии своего развития Вселенная напоминала тот самый расширяющийся бильярдный стол, и параметры расширения полностью определялись плотностью ее содержимого. Экстраполируя данные наблюдений за современной Вселенной на период, последовавший вскоре после Большого взрыва, можно утверждать, что Вселенная была насыщена фотонами и нейтрино. На их фоне количество нейтронов и протонов было столь незначительным, что в расширении Вселенной они не играли практически никакой роли. Выражаясь терминами из предыдущей главы, можно сказать, что во Вселенной в то время преобладало излучение.
На 0,0001 секунды после Большого взрыва нейтроны и протоны, под действием силы слабого взаимодействия, превращались друг в друга в миллион раз быстрее, чем расширялась Вселенная. По сравнению с ними Вселенная просто стояла на месте.
Так продолжалось недолго. Как только температура упала, слабое взаимодействие резко замедлилось, и уже в
