Эволюция Вселенной и происхождение жизни - Теерикор Пекка (читать книгу онлайн бесплатно полностью без регистрации .txt) 📗
Значительная часть первых 100 000 лет космической истории прошла при доминировании излучения. Вселенная была иной и очень простой: ее заполнял однородный газ, всюду нагретый до одинаково высокой температуры. По мере расширения Вселенной температура и плотность газа снижались. Постепенно эпоха, когда всем управляло излучение, подходила к концу. Но если отправиться в прошлое, к самому началу, когда после Большого взрыва прошло всего несколько минут, то температура в то время была выше» чем в центре Солнца. Поражает воображение, что тогда по всей Вселенной происходили ядерные реакции, похожие на те, что в наши дни генерируют энергию Солнца. Слияние протонов и нейтронов рождало ядра дейтерия, которые после столкновений друг с другом и протонами превращались в гелий.
Количество образовавшегося гелия в первую очередь зависит от соотношения числа нейтронов и протонов. Через 100 секунд после Большого взрыва, когда температура опустилась до миллиарда градусов, на каждые 6 нейтронов было 42 протона. Эти шесть нейтронов соединялись с шестью протонами и образовывали шесть ядер дейтерия, которые затем превращались в три ядра гелия. В результате получалось 36 ядер водорода (протонов) на каждые 3 ядра гелия. Относительные доли гелия и водорода (по массе) составили при этом 4 х 3/48 = 25 % для гелия и 36/48 = 75 % для водорода (поскольку ядра Не вчетверо тяжелее ядер H). По истечении 200 секунд после Большого взрыва, когда температура упала до 700 млн К, реакция синтеза гелия закончилась, и это соотношение гелия и водорода осталось неизменным во всех частях Вселенной.
Давайте продвинемся еще дальше в прошлое. С момента Большого взрыва до наших дней прошло 14 млрд лет, первые атомы родились через 400 000 лет, а весь гелий образовался примерно к концу третьей минуты. А в течение первой секунды Вселенная состояла практически из одинакового количества вещества и антивещества. Современный мир почти весь из вещества, тогда как частицы антивещества очень редки и короткоживущи. Когда сталкиваются частица и античастица, обе они исчезают — аннигилируют, превращаясь в излучение. В современном мире нелегко быть античастицей: притаившиеся в каждом углу частицы готовы в момент разделаться с античастицей.
Как же тогда античастицы могли существовать в течение первой секунды? Ответ состоит в том, что излучение тогда было настолько ярким и энергичным, что новые пары частица-античастица постоянно рождались из квантов излучения. Этот процесс противоположен разрушению пар частица-античастица. Противоположные процессы возможны, так как материя и энергия взаимозаменяемы в соответствии с формулой Эйнштейна Е = mс2. Когда температура достаточно высока, рождение и аннигиляция пар частица-античастица происходят с одинаковой частотой, и между этими антиподами может сохраняться равновесие (рис. 24.8).
Рис. 24.8. (а) Достаточно энергичный фотон может родить пару частица-античастица, например электрон и позитрон, (б) Фотон высокочастотного излучения рождается при столкновении частицы с античастицей. В молодой Вселенной эти взаимно обратные процессы были уравновешены.
Но по мере расширения Вселенной и падения температуры в некоторый момент рождение пар становится невозможным, а аннигиляция продолжается и приводит к массовой гибели частиц и античастиц. То, что некоторые частицы выживают, объясняется небольшой асимметрией: число частиц чуть-чуть больше числа античастиц. Причина этой асимметрии до сих пор не ясна. А. Д. Сахарову и В. А. Кузьмину удалось выяснить необходимые для этого физические условия. Кажется, природа не отдает предпочтения веществу перед антивеществом; но почему-то история Вселенной началась с небольшой асимметрии в пользу вещества. По оценкам на каждые 1500 млн античастиц приходилось 1500 млн плюс одна частица. Когда 1500 млн частиц уничтожили столько же античастиц, оставалась еще одна частица, которая позже вошла в структуру Вселенной. А погибшие частицы и античастицы продолжили свое существование в виде излучения. Хотя фундаментальная физика пока не может найти причину указанной асимметрии, но именно благодаря ей мы существуем!
У каждого сорта частиц есть свои античастицы, а насколько долго после Большого взрыва они просуществуют в равном количестве, зависит от их массы. В отличие от пар массивных частиц и античастиц, легкие пары могут возникать из менее энергичных фотонов при более низких температурах. Температуру, выше которой возможен баланс частица-античастица, называют пороговой температурой этой частицы. Электрон и его античастица позитрон являются самыми легкими частицами (мы не принимаем во внимание нейтрино, масса которого гораздо меньше, но пока не определена). Пороговая температура электрона равна 10 млрд градусов. До этого значения температура Вселенной снизилась через 1 секунду после Большого взрыва, и это стало особым моментом в истории космоса. Примерно в этот момент или чуть позже произошла последняя аннигиляция между электроном и позитроном, после чего в космосе уже не осталось антивещества.
В период между 0,0001 с (= 10-4 с) и 1 с наиболее распространенными частицами во Вселенной были лептоны. В этот или более короткий период электроны и позитроны постоянно рождались и разрушались, присутствуя в большом количестве. Вот почему это время называют эпохой лептонов. Напомним названия трех основных типов субатомных частиц: лептоны, адроны и фотоны. Лептоны — это электроны, мюоны и нейтрино. Адроны — это барионы и мезоны, состоящие из более элементарных частиц — кварков.
В промежутке между 0,00001 С (= 10-5 с) и 10-4 с в большом количестве существовали более массивные адрон-антиадронные пары (в основном пионные). Этот период называют эпохой адронов. Позже даже самые легкие адрон-антиадронные пары аннигилировали и больше никогда уже не возникали, поскольку фотоны позже уже не имели достаточно энергии для образования адрон-антиадронных пар.
А еще раньше основными частицами были кварки и антикварки. Период между 10-12 с и 10-5 с называют эпохой кварков. В этот период плотность материи была так велика, что адроны не могли возникать как связанные системы. Существовали только свободные кварки. Когда началась эпоха кварков, температура была около 1016 (= 10 миллионов миллиардов) градусов.
В эпоху адронов (между эпохами кварков и лептонов) адроны могли существовать как отдельные частицы, но аннигиляция адронов и антиадронов еще не завершилась. Моментом рождения протонов (то есть водорода) можно считать начало эры адронов на 0,00001 с. В это время плотность вещества была очень высокой, сравнимой с плотностью внутри протона, то есть в 1015 раз плотнее воды.
Нейтрино заслуживают отдельного упоминания. Согласно теории, сегодня они самые многочисленные среди частиц. В каждом кубическом сантиметре пространства должно содержаться 600 нейтрино, родившихся в юной Вселенной. К сожалению, они так слабо взаимодействуют с обычной материей, что нам пока не удалось зарегистрировать их.
Историю Вселенной можно проследить назад в прошлое до эпохи ядерного синтеза при космическом возрасте в несколько минут. Имеющиеся астрономические данные и общепринятая физическая теория служат надежным фундаментом для этой цели. Но описание более ранних эпох гораздо менее надежно. И совершенно закрыто от нас рождение Вселенной. Можно сказать, что Большой взрыв — это не более чем метафора. Очевидно, что не было «взрыва», подобного взрыву водородной бомбы. Но что же это было, что заставило Вселенную расширяться? Есть еще несколько конкретных вопросов, касающихся природы Большого взрыва.
• Почему сила Большого взрыва была как раз такой, чтобы Вселенная приобрела в точности критическую плотность (плоское пространство)?
