Первые три минуты

СТОП-КАДР № 1. Температура во Вселенной – 100 миллиардов градусов (1011 К). В этот момент космос проще для понимания, чем когда бы то ни было в будущем. Его заполняет однородный бульон из вещества и излучения, а каждая частица сталкивается с другими много-много раз в секунду. То есть, несмотря на стремительное расширение, Вселенная находится в почти идеально равновесном состоянии. Количество различных ингредиентов в ней, таким образом, определяется законами статистической физики и не зависит от того, что происходило до первого стопкадра. Нам достаточно знать, что температура равна 1011 К, а сохраняющиеся величины – заряд, барионное и лептонное число – очень маленькие или равны нулю.

В заметных количествах присутствуют только те частицы, чей температурный порог ниже 1011 К: электрон, позитрон и, конечно, безмассовые частицы, такие как фотон, нейтрино и антинейтрино (снова отсылаем читателя к таблице I на с. 212). Вещество во Вселенной упаковано настолько плотно, что даже нейтрино, которым ничего не стоит пройти сквозь свинцовую заслонку толщиной в несколько световых лет, находятся в тепловом равновесии с электронами, позитронами и фотонами и часто сталкиваются как с ними, так и друг с другом. (В понятие «нейтрино», напомню, я иногда включаю и антинейтрино.)

Упрощает картину и то, что температура 1011 К гораздо выше порога электронов и позитронов. Отсюда заключаем, что эти частицы – наряду с фотонами и нейтрино – ведут себя как излучение. Какова плотность энергии этих разновидностей излучения? Из таблицы I на с. 212 видим: вклад электронов и позитронов, вместе взятых, составляет 7/4 от энергии фотонов. Столько же вносят нейтрино с антинейтрино. Поэтому полная плотность энергии отличается от плотности энергии истинного излучения на коэффициент

Из закона Стефана – Больцмана (см. главу 3) можно вычислить плотность энергии излучения при температуре 1011 К. Она оказывается равной 4,72 × 1044 электронвольт на литр. Значит, полная плотность энергии во Вселенной, нагретой до 1011 К, была в 9/2 раза больше – т. е. 21 × 1044 электронвольт на литр. Это эквивалентно массовой плотности в 3,8 миллиарда килограммов на литр, что в 3,8 миллиарда раз больше, чем плотность воды в земных условиях. (Когда я выражаю энергию в единицах массы, то, конечно, имею в виду ту энергию, которая выделилась бы согласно эйнштейновской формуле E = mc 2 – если бы вся масса перешла в энергию.) Если бы Эверест был сделан из такого плотного вещества, своим гравитационным полем он уничтожил бы Землю.

Вселенная, запечатленная на первом стоп-кадре, стремительно расширяется и охлаждается. При условии, что каждая ее частичка удаляется от произвольно выбранного центра со скоростью, равной скорости убегания, темп ее расширения легко посчитать. Из-за огромной плотности скорость убегания, естественно, тоже велика: характерное время расширения составляет примерно 0,02 с. (См. математическую заметку 3 на с. 237. В первом приближении характерное время расширения можно считать равным 100-кратному периоду, в течение которого размер Вселенной увеличивается на 1 %. Если говорить точнее, характерное время расширения – это величина, обратная постоянной Хаббла. Как отмечалось в главе 2, возраст Вселенной всегда меньше характерного времени расширения, поскольку из-за силы тяготения она расширяется все медленнее.)

В тот момент, когда мы сделали первый стоп-кадр, в мироздании присутствовала небольшая примесь нуклонов: около одного протона или нейтрона на миллиард фотонов, электронов или нейтрино. Чтобы вычислить, в каких количествах в ранней Вселенной образовывались те или иные химические элементы, нужно знать соотношение в ней протонов и нейтронов. Последние тяжелее первых примерно на 1,293 миллиона электронвольт. Однако характерная энергия электронов, позитронов и других частиц при температуре 1011 К – 10 миллионов электронвольт (постоянная Больцмана, умноженная на температуру) – значительно выше этого значения. Следовательно, благодаря частым столкновениям нейтронов и протонов с гораздо более многочисленными электронами, позитронами и другими частицами протоны будут постоянно превращаться в нейтроны и наоборот. В это время происходят главным образом следующие реакции:

Из антинейтрино и протона получаются позитрон и нейтрон (и наоборот).

Из нейтрино и нейтрона получаются электрон и протон (и наоборот).

Поскольку мы предполагаем, что лептонное число и заряд в расчете на один фотон очень малы, нейтрино оказывается почти столько же, сколько антинейтрино, а электронов – столько же, сколько позитронов. Поэтому протон становится нейтроном так же часто, как нейтрон протоном. (О радиоактивном распаде нейтрона пока можно забыть: он занимает около 15 минут, а у нас счет времени идет на сотые доли секунды.) Соответственно тепловое равновесие приводит к тому, что протоны и нейтроны на первом стоп-кадре присутствуют в приблизительно равных количествах. Нуклоны пока не связаны в ядра. Типичная энергия, необходимая, чтобы вдребезги разбить атомное ядро, составляет от шести до восьми миллионов электронвольт – меньше, чем характерные тепловые энергии при 1011 К. В результате сложные ядра разрушаются, едва образовавшись.

Сразу приходит в голову вопрос: а какого размера была Вселенная в те далекие времена? К сожалению, мы не вполне уверены, есть ли смысл задавать его. Как уже говорилось в главе 2, сейчас космос, вероятно, бесконечен. Значит, он бесконечен и на первом стоп-кадре, и останется таковым всегда. С другой стороны, возможно, длина экватора Вселенной конечна и составляет, по некоторым оценкам, около 125 миллиардов световых лет. (Длина экватора Вселенной – это расстояние, которое надо пройти, чтобы, путешествуя все время по прямой, прибыть в ту же точку, откуда вышли. В приведенной оценке использовано современное значение постоянной Хаббла и сделано предположение, что плотность в два раза больше критической.) Поскольку температура падает обратно пропорционально размеру, длина экватора запечатленной на первом стоп-кадре Вселенной меньше сегодняшнего значения во столько раз, во сколько температура тогда (1011 К) была выше, чем сейчас (3 К). То есть приблизительно четыре световых года. Но какова бы ни была длина экватора ранней Вселенной – будь то несколько световых лет или бесконечность, – наши представления о первых минутах космической эволюции в общих чертах останутся в силе.

СТОП-КАДР № 2. Температура во Вселенной – 30 миллиардов градусов (3×1010 К). С момента предыдущего стоп-кадра прошло 0,11 с. Качественно ничего не поменялось. По-прежнему преобладают электроны, позитроны, нейтрино, антинейтрино и фотоны. Все они находятся в тепловом равновесии, и температура еще не опускалась ниже их порога. Следовательно, плотность энергии упала просто как температура в 4-й степени и в данный момент в 30 миллионов раз превышает массу покоя обычной воды. Скорость же расширения уменьшается как квадрат температуры, поэтому характерное время расширения растянулось приблизительно до 0,2 с. Небольшая примесь нуклонов все еще остается в свободном виде и в ядра не собирается. При этом в условиях пониженной температуры превращения относительно тяжелых ядер в более легкие протоны происходят чаще, чем переход последних в нейтроны. В итоге в балансе нуклонов нейтроны теперь занимают 38 %, а протоны – 62 %.

СТОП-КАДР № 3. Температура во Вселенной – 10 миллиардов градусов (1010 К). После первого стоп-кадра прошла 1,09 с. Примерно в этот момент из-за уменьшения плотности и температуры длина свободного пробега нейтрино и антинейтрино падает настолько, что они начинают распространяться без ограничений и выходят из теплового равновесия с электронами, позитронами и фотонами. На этом их роль в нашей истории исчерпана, хотя их энергия и будет продолжать служить одним из источников гравитационного поля Вселенной. С выходом нейтрино из теплового равновесия мало что меняется. (До их отделения типичная длина волны нейтрино обратно пропорциональна температуре. Поскольку последняя обратно пропорциональна размеру Вселенной, то длина волны растет пропорционально этому размеру. После отделения нейтрино распространяются свободно, но из-за красного смещения их длина волны по-прежнему увеличивается пропорционально размеру Вселенной. Отсюда видно: точный момент отделения нейтрино не важен. И это очень кстати, ибо он зависит от параметров теории взаимодействия нейтрино, которые до конца не известны.)

Полная плотность энергии уменьшилась по сравнению с предыдущим стоп-кадром как четвертая степень отношения температур и теперь эквивалентна массовой плотности, превышающей плотность воды в 380 тысяч раз. Соответственно характерное время расширения Вселенной увеличилось примерно до двух секунд. Температура теперь всего в два раза превышает пороговую для электронов и позитронов, и они начинают аннигилировать чуть более часто, чем рождаться из излучения.

Для того чтобы нуклоны образовывали ядра на сколько-нибудь продолжительное время, все еще слишком жарко. А в протонно-нейтронном секторе с уменьшением температуры силы распределились следующим образом: нейтронов – 24 %, протонов – 76 %.

СТОП-КАДР № 4. Теперь температура во Вселенной – 3 миллиарда градусов (3 × 109 К). Со времени начала показа прошло 13,82 с. Общее состояние – уже под температурным порогом электронов и позитронов, поэтому они начинают быстро освобождать космическую арену. Благодаря выделяющейся энергии космос охлаждается медленнее. Соответственно нейтрино, до которых эта энергия не доходит, оказываются на 8 % холоднее электронов, позитронов и фотонов. Здесь и далее под температурой Вселенной мы будем понимать температуру фотонов. Поскольку электроны и позитроны исчезают, плотность энергии в космосе падает несколько сильнее, чем если бы она просто уменьшалась пропорционально четвертой степени температуры.

Уже достаточно прохладно для того, чтобы могли образовываться стабильные ядра вроде гелия (4He), но возникают они не напрямую. Дело в том, что Вселенная по-прежнему стремительно расширяется, и сложное ядро может образоваться только в цепочке частых парных столкновений. Например, протон, соединяясь с нейтроном, образует ядро тяжелого водорода (дейтерия), а избытки энергии и импульса уносятся фотоном. Далее ядро дейтерия может встретить на своем пути протон или нейтрон. В первом случае появляется ядро легкого изотопа гелия – гелия-3 (3He), состоящее из двух протонов и одного нейтрона, а во втором – тяжелого изотопа водорода трития (3H), содержащего один протон и два нейтрона. Наконец, гелий-3 сталкивается с нейтроном (или же ядро трития сталкивается с протоном), и получается ядро обычного гелия (4He), состоящее из двух протонов и двух нейтронов. Но чтобы запустить всю эту цепочку, необходимо сделать первый шаг – образовать дейтерий.

Обычное ядро гелия связано очень крепко, поэтому, как я уже говорил, оно может существовать и при температуре третьего стоп-кадра. Однако тритий и гелий-3 значительно уступают в прочности обычному гелию, а дейтерий – так и вовсе еле держится. (Чтобы разорвать ядро дейтерия, нужно в девять раз меньше энергии, чем на то, чтобы вытащить один нуклон из ядра гелия.) При температуре четвертого стоп-кадра (3 × 109 К) ядра дейтерия не успевают родиться, как их уже разносит вдребезги, поэтому до более тяжелых ядер очередь не доходит. Нейтроны все так же превращаются в протоны – хотя уже и не настолько быстро, как раньше. Их теперь 17 %, а протонов – 83 %.

СТОП-КАДР № 5. Температура во Вселенной – один миллиард градусов (109 К), всего примерно в 70 раз горячее, чем в центре Солнца. С момента первого кадра прошло три минуты и две секунды. Электроны и позитроны почти совсем исчезли, главные ингредиенты Вселенной теперь – фотоны, нейтрино и антинейтрино. Благодаря энергии, выделившейся при аннигиляции электронов с позитронами, фотоны на 35 % горячее нейтрино.

Для ядер трития и гелия-3, как и для обычного гелия, температура во Вселенной теперь довольно умеренная. Однако пройти через «игольное ушко дейтерия» пока не удается. Ядра дейтерия живут все еще слишком мало, чтобы более тяжелые ядра успели образовываться в заметных количествах. Что касается нейтронов и протонов, то они уже почти не сталкиваются с электронами, нейтрино и их античастицами, но тут в игру вступает распад свободного нейтрона: каждые 100 секунд десятая доля оставшихся нейтронов распадается на протоны. В балансе нуклонов первые теперь занимают 14 %, а вторые – 86 %.

ЧУТЬ ПОЗЖЕ. Вскоре после пятого стоп-кадра происходит историческое событие: температура падает до отметки, когда ядра дейтерия уже живут достаточно долго. Едва Вселенная проходит через «игольное ушко дейтерия», как тут же запускается показанная в четвертом кадре цепочка парных столкновений и начинают бурно вырабатываться тяжелые ядра. Но на пути к ним – более тяжелым, чем гелий, – стоят свои «игольные ушки»: в природе нет стабильных ядер с пятью и восемью нуклонами. Следовательно, как только достигается комфортная для дейтерия температура, почти все оставшиеся нейтроны спекаются в ядра гелия. Точное значение температуры, при котором это происходит, зависит (хоть и слабо) от соотношения нуклонов и фотонов: чем выше концентрация частиц, тем легче им сбиться в ядра. (Именно поэтому после пятого стоп-кадра я ограничился размытым «чуть позже».) Если на один нуклон приходится миллиард фотонов, то нуклеосинтез начнется при температуре в 900 миллионов градусов (0,9 × 109 К). К этому моменту с начала наблюдений прошло три минуты и сорок шесть секунд. (Прошу прощения у читателя за неточное название – «Первые три минуты». Все-таки оно благозвучней, чем «Первые три целых и три четверти минуты».)

Перед началом нуклеосинтеза из-за распада нейтрона в нуклонной смеси оказывается 13 % нейтронов и 87 % протонов. А в конце этого процесса массовая доля гелия равна доле образовавших его нуклонов. Половина из них – нейтроны, причем свободных уже не осталось. Значит, массовая доля гелия ровно в два раза больше доли нейтронов среди нуклонов – т. е. приблизительно равна 26 %. Если же плотность нуклонов несколько выше, то нуклеосинтез начинается немного раньше, исходного нейтронного сырья имеется больше (меньше нейтронов успело распасться), поэтому гелия образуется тоже больше. Но, по-видимому, в любом случае не более 28 % (рис. 9).

Итак, мы уже даже вышли за пределы запланированной продолжительности показа. Но чтобы получше разглядеть результаты, давайте еще раз посмотрим на Вселенную после очередного падения температуры.

СТОП-КАДР № 6. Температура во Вселенной – 300 миллионов градусов (3×108 К). С начала просмотра уже прошло 34 минуты и 40 секунд. Электроны полностью аннигилировали с позитронами – за исключением маленькой горстки (один на миллиард), компенсирующей положительный заряд протонов. Благодаря выделившейся в этом процессе энергии фотоны теперь на 40,1 % горячее нейтрино. Такое соотношение температур сохранится и в будущем (см. математическую заметку 6 на с. 249). Плотность энергии во Вселенной соответствует 9,9 % массовой плотности воды. Из них 31 % приходится на нейтрино и антинейтрино, а 69 % – на фотоны. С такой плотностью энергии характерное время расширения Вселенной равняется часу с четвертью. Ядерные реакции прекратились: все нуклоны находятся либо в ядрах гелия, либо в свободном виде (водородные ядра – протоны). Причем гелия по массе – от 22 до 28 %. На каждый протон, будь он в связанном или в свободном виде, приходится по электрону, но во Вселенной по-прежнему слишком жарко, чтобы могли существовать атомы.

Рис. 9. Как менялось соотношение между нейтронами и протонами. Здесь изображена зависимость доли нейтронов в общем числе нуклонов от температуры и времени. Часть графика, помеченная как «тепловое равновесие», соответствует такому периоду в жизни Вселенной, когда плотность и температура были настолько высоки, что все частицы находились в тепловом равновесии. Долю нейтронов в этой области можно вычислить с помощью законов статистической физики, зная разницу масс нейтрона и протона. Часть графика с надписью «распад нейтрона» соответствует периоду, когда выключились все каналы перехода нейтрона в протон, за исключением распада свободных нейтронов. Там, где эти две ветви перекрываются, точный профиль кривой зависит от параметров теории, позволяющей рассчитывать скорости реакций с участием слабого взаимодействия. Пунктиром показано, что бы произошло, если бы по какой-то причине ядра не образовались. В действительности же в «эпоху нуклеосинтеза», отмеченную на графике стрелками, нейтроны быстро собираются в ядра гелия, и отношение их числа к количеству протонов в дальнейшем больше не меняется. Этот график дает возможность оценить долю (массовую) космологического гелия: какая бы ни была температура и когда бы ни наступил нуклеосинтез, она всегда будет в два раза больше, чем мгновенное значение для нейтронов

В дальнейшем Вселенная будет продолжать расширяться и охлаждаться, но в следующие 700 тысяч лет не произойдет ничего примечательного. Потом станет прохладно настолько, что ядра и электроны смогут соединиться в атомы. Едва исчезнут свободные электроны, космос станет прозрачным для излучения, а вещество, отделившись от последнего, начнет собираться в сгустки, из которых затем вырастут галактики и звезды. А по прошествии еще 10 миллиардов лет живые существа захотят восстановить ход космической эволюции.

Из этой картины ранней Вселенной вытекает предсказание, которое можно немедленно проверить с помощью наблюдений: после первых трех минут вещество (именно из него потом образуются звезды) на 22–28 % состоит из гелия, а остальное приходится на водород. Как мы знаем, этот результат основан на предположении о том, что на один барион приходится огромное количество фотонов. Это предположение в свою очередь возникло из наблюдений 3-градусного реликтового фона современной Вселенной. Первые расчеты доли космологического гелия, основанные на данных наблюдений за микроволновым фоном, выполнил Ф. Дж. Э. Пиблс из Принстона. Это произошло в 1965 г. – вскоре после открытия Пензиасом и Вильсоном реликтового излучения. Примерно в то же время Роберт Вагонер, Уильям Фаулер и Фред Хойл независимо представили аналогичные (и даже более подробные) вычисления. Этот результат ознаменовал собой необыкновенный успех «стандартной модели». Ведь в тот момент уже было известно, что Солнце и остальные звезды в начале своей жизни состояли главным образом из водорода с 20–30-процентной примесью гелия!

На Земле последний встречается исключительно редко. Дело в том, что он – очень легкий и химически инертный элемент, из-за чего давно покинул Землю. Для оценки доли первичного гелия во Вселенной сначала подробно рассчитываются различные этапы звездной эволюции, а полученные результаты потом статистически сравниваются с наблюдаемыми свойствами звезд. Кроме того, гелий в космосе изучают по линиям в спектрах горячих звезд и межзвездного газа. Кстати, в 1868 г. Дж. Норманн Локьер впервые обнаружил гелий в спектре солнечной атмосферы (что и отразилось в названии этого элемента).

В начале 1960-х гг. ряд астрономов обратили внимание на то, что в Галактике гелий распределен довольно однородно – в отличие от тяжелых элементов. Так и должно быть, если последние образуются в звездах, а первый остался от ранней Вселенной, когда звездные котлы еще не зажглись. Оценки распространенности различных ядер все еще выглядят в известной степени неопределенными, но объем первичного гелия (20–30 %) установлен уже с уверенностью, достаточной для поднятия настроения сторонникам стандартной модели.

Помимо гелия, которым Вселенная в первые три минуты жизни обеспечила себя в изобилии, в ней имелась примесь и более легких ядер – в первую очередь дейтерия (водорода с одним лишним нейтроном) и гелия-3, не успевшего войти в состав обычного гелия. (Их доли впервые были рассчитаны Вагонером, Фаулером и Хойлом, а результаты этих вычислений опубликованы в 1967 г.) Доля дейтерия, в отличие от гелия, сильно зависит от плотности нуклонов в период нуклеосинтеза. Чем выше последняя, тем быстрее идут ядерные реакции и тем больше дейтерия переходит в гелий. Дабы не быть голословным, следуя Вагонеру, ниже приведу доли (массовые) выработанного в ранней Вселенной дейтерия для трех различных значений отношения числа фотонов к количеству нуклонов:

Естественно, если бы мы могли измерить долю первичного дейтерия, не прошедшего через звездные недра, то точно нашли бы соотношение числа фотонов и нуклонов. А зная современное значение температуры реликта (3 К), можно было бы определить, какова плотность нуклонов в современной Вселенной – т. е. сказать, замкнута она или нет.

К сожалению, точно измерить, сколько в космосе первичного дейтерия, не удается до сих пор. С одной стороны, точно установлено, что вода на Земле содержит 0,015 % дейтерия. (Его предполагается использовать в качестве топлива для термоядерных реакторов, если соответствующая реакция когда-либо будет укрощена.) С другой – эта цифра не дает представления о полном количестве дейтерия. Его атомы в два раза тяжелее водородных, из-за чего сравнительно легко захватываются в молекулы тяжелой воды (HDO) – поэтому гравитационному полю Земли удержать дейтерий проще, чем водород. Правда, по солнечным спектрам можно измерить долю дейтерия на Солнце. Она очень низкая – меньше четырех миллионных. Но этим данным тоже не стоит доверять: во внешних слоях Солнца в процессе термоядерного синтеза с водородом дейтерий превращается в гелий-3.

Наши знания о распространенности космологического дейтерия изрядно пополнились в 1973 г., когда искусственный спутник Земли «Коперник» (Copernicus) провел наблюдения ультрафиолетового фона. Атомы дейтерия, как и атомы водорода, поглощают ультрафиолет на определенных длинах волн, переходя из низкоэнергетического состояния в возбужденное. Значения этих длин волн слабо зависят от массы атомного ядра. Поэтому в ультрафиолетовом спектре звездного света, прошедшего через межзвездную смесь водорода и дейтерия, наблюдаются темные линии поглощения. Причем каждая из них расщепляется на две компоненты: одну – от водорода, а другую – от дейтерия. Их относительная интенсивность в паре немедленно дает отношение водорода к дейтерию в межзвездном облаке. К несчастью, атмосфера ставит наземной ультрафиолетовой астрономии глухой заслон. В научную аппаратуру «Коперника» входил ультрафиолетовый спектрометр, наблюдавший линии поглощения в спектре горячей звезды β Центавра. Измерив их относительные интенсивности, ученые пришли к выводу: в межзвездной среде между нами и β Центавра присутствует (по массе) 20 миллионных долей дейтерия. Кстати, более поздние наблюдения линий поглощения в ультрафиолетовых спектрах горячих звезд дали похожий результат.

Если эти 20 миллионных долей дейтерия действительно пришли из ранней Вселенной, то на один нуклон приходится (и приходилось) 1,1 миллиарда фотонов (см. табл. на с. 159). А поскольку температура реликтового излучения сейчас равна 3 К, то в литре содержится 550 тысяч фотонов – и значит, около 500 нуклонов на каждый миллион литров. А это значительно меньше, чем минимальная плотность, при которой Вселенная становится замкнутой (в главе 2 мы приводили цифру в 3000 нуклонов на миллион литров). Отсюда приходится заключить, что Вселенная открыта. То есть скорости галактик превышают скорость убегания, и Вселенная будет расширяться бесконечно. Если часть наблюдаемой нами межзвездной среды побывала в недрах звезд, где дейтерий перерабатывается (как на Солнце), то первичного дейтерия должно было быть больше, чем измеренные «Коперником» 20 миллионных долей. Следовательно, нуклонов должно быть меньше, чем 500 штук на каждые миллион литров, и тем более верен вывод об открытой, вечно расширяющейся Вселенной.

Должен сказать, лично меня эти аргументы не убеждают. Дейтерий не похож на гелий. И хотя его, как нам сейчас кажется, гораздо больше, чем позволяет модель плотной замкнутой Вселенной, в абсолютных величинах это ничтожная концентрация. Ничто не мешает нам сказать, что весь этот гелий образовался в астрофизических процессах (взрывах сверхновых, космических лучах; возможно, даже в квазизвездных объектах) совсем «недавно». Про гелий так рассуждать нельзя. Если бы он весь каким-то образом появился сравнительно недавно, выделилось бы огромное количество энергии, которое невозможно было бы не заметить. Утверждается, однако, что измеренные «Коперником» 20 миллионных долей дейтерия тоже нельзя получить обычными астрофизическими механизмами, не произведя попутно целый багаж редких легких элементов: лития, бериллия и бора. Но я не понимаю, как можно быть уверенным в том, что к возникновению этой примеси дейтерия не приложил руку какой-нибудь некосмологический механизм, до существования которого никто пока не додумался.

Есть еще одно ископаемое времен ранней Вселенной, которое заполняет все вокруг нас, но пока ускользает от приборов. В третьем стоп-кадре мы видели: едва температура упала до 10 миллиардов градусов, нейтрино стали распространяться свободно. С тех пор длина волны нейтрино растягивалась пропорционально размеру Вселенной, а их количество и распределение по энергиям оставались такими же, как если бы они не выходили из теплового равновесия (с температурой, обратно пропорциональной размеру Вселенной). С фотонами в это время происходило примерно то же самое, хотя они и оставались в тепловом равновесии гораздо дольше. Таким образом, сегодня температура нейтрино должна примерно равняться температуре фотонов. Значит, сегодня на один нуклон должно приходиться порядка одного миллиарда нейтрино и антинейтрино.

Соотношение температур можно вычислить и точнее. Через некоторое время после того, как Вселенная для нейтрино прояснилась, электроны и позитроны начали аннигилировать, подогревая только фотоны (не нейтрино). Следовательно, сегодня температура нейтрино должна быть немного меньше, чем у фотонов. Довольно легко посчитать коэффициент, на который отличаются температуры нейтрино и фотонов: кубический корень из 4/11. То есть нейтрино на 28,62 % холоднее фотона, а значит, плотность энергии нейтрино и антинейтрино составляет 45,42 % от плотности излучения (см. математическую заметку 6 на с. 249). Хотя до сих пор не упоминал этого явно, но везде, где речь шла о космологическом расширении, я учитывал эту нейтринную плотность энергии.

Обнаружение нейтринного фона стало бы триумфом стандартной модели ранней Вселенной. Мы уверенно предсказываем температуру нейтрино – 71,38 % от температуры фотонов, или 2 К. Единственное слабое звено в нашей теоретической схеме, касающейся количества нейтрино и их распределения по энергиям, – предположение о малости лептонного числа. (Лептонное число, напомним, – это количество нейтрино и других лептонов за вычетом антинейтрино и остальных антилептонов.) Если лептонное число такое же маленькое, как барионное, то количество нейтрино и антинейтрино должно совпадать с относительной точностью в одну миллиардную. Но если это число сравнимо с количеством фотонов, то возникнет «вырождение» – значительный избыток нейтрино (антинейтрино) и недостаток антинейтрино (нейтрино). Из-за этого вырождения в первые три минуты каким-то образом поменяется нейтронно-протонный баланс, что приведет к образованию другого количества первичных гелия и дейтерия. Зарегистрируй мы 2-градусный фон нейтрино, тут же получили бы ответ на вопрос, какое у Вселенной лептонное число. Но главное, мы получили бы блестящее подтверждение стандартной модели ранней Вселенной.

Увы, нейтрино взаимодействуют с обычным веществом настолько слабо, что никто до сих пор не придумал, как засечь его 2-градусный фон. Какая ирония судьбы: на каждый нуклон приходится около миллиарда нейтрино и антинейтрино, но никто не знает, как их поймать! Может быть, однажды кто-нибудь что-нибудь придумает.

В приведенном изложении первых трех минут жизни Вселенной кто-то из читателей, возможно, узрел излишнюю уверенность в научной правоте. Мы не собираемся ничего отрицать. По-моему, критический подход в научной деятельности применим не всегда. Часто необходимо отбросить все сомнения и, основываясь на какой-либо предпосылке, смело строить логическую цепочку, куда бы она ни вела. Заслуга не в том, чтобы не иметь теоретических предубеждений, а в том, чтобы иметь правильные теоретические предубеждения. Теоретические догадки всегда судят по их следствиям. Стандартная модель ранней Вселенной продемонстрировала некоторые успехи и обеспечила связную теоретическую концепцию для будущих экспериментов. Это не значит, что модель верна, но ее по крайней мере стоит воспринимать всерьез.

Тем не менее все же есть одна большая неопределенность, как туча нависшая над стандартной моделью. За всеми вычислениями, описанными в этой главе, стоит космологический принцип – предположение, что Вселенная однородна и изотропна. (Под однородностью мы пониманием следующее: для любого наблюдателя, перемещающегося вместе с расширяющимся веществом, Вселенная выглядит одинаково, где бы он ни находился. Изотропия означает, что мироздание для такого наблюдателя выглядит одинаково по всем направлениям.) Непосредственно из наблюдений нам известно, что реликтовое излучение вокруг нас весьма изотропно. Отсюда заключаем, что Вселенная обладала высокой изотропией и однородностью с тех самых пор, когда при температуре около 3000 К излучение отделилось от вещества. Но был ли космологический принцип справедлив и до этого, мы сказать не можем.

Может быть, космос сначала был вовсе не однородным и не изотропным, но потом силы трения различных частей расширяющейся Вселенной друг о друга разгладили его. Подобную «миксерную» модель активно пропагандировал Чарльз Мизнер из Мэрилендского университета. Возможно, как раз благодаря теплу, выделившемуся в процессе трения и перехода Вселенной к однородному и изотропному состоянию, и появился тот самый немыслимый миллиард фотонов на один нуклон. Однако, насколько мне известно, никто не может сказать, почему мироздание при рождении должно было быть неоднородным и изотропным. Как никто не в состоянии посчитать, сколько энергии выделилось при переходе к однородности и изотропии.

По моему мнению, эти белые пятна – не повод набрасываться на стандартную модель (что предпочли бы сделать некоторые космологи). Скорее, наоборот, нужно заняться ею всерьез и ожидать, что, может быть, она приведет к противоречию с наблюдаемыми данными. Пока даже непонятно, поменяет ли высокая степень анизотропии и неоднородности ход космической истории, изложенный в этой главе. Вселенная, не исключено, разгладилась буквально в первые несколько секунд. Тогда расчеты количества космологических гелия и дейтерия остаются в силе, как если бы космологический принцип выполнялся всегда. Пусть даже космос не успел до начала нуклеосинтеза стать однородным и изотропным, в любой равномерно расширяющейся области скорость синтеза гелия и дейтерия будет зависеть только от темпа расширения этой области и, не исключено, окажется близкой к значению, рассчитанному в стандартной модели. Кто знает, возможно, вся Вселенная, которую мы видим вплоть до нуклеосинтеза, – не что иное, как однородный и изотропный сгусток внутри более крупной неоднородной и неизотропной Вселенной.

Сильнее всего проявляется сопровождающая космологический принцип неопределенность, когда мы интересуемся самым началом Вселенной или ее далеким будущим. В последних двух главах я, как правило, буду полагаться на космологический принцип. Не следует, однако, забывать, что все наши простые космологические модели, может быть, применимы разве что к небольшой части Вселенной или на протяжении ограниченного периода времени.

6. Экскурс в историю

Давайте теперь на минутку отвлечемся от истории ранней Вселенной и поинтересуемся последними тремя десятилетиями космологических исследований. Обнаружение реликтового излучения в 1965 г. относится к одному из ключевых открытий XX в. Почему оно оказалось случайным? Иными словами, почему экспериментаторы не начали систематические поиски микроволнового фона задолго до этого времени?

Как нам известно из предыдущей главы, измерив современную температуру реликтового излучения и массовую плотность Вселенной, легко рассчитать количество легких элементов – и эти расчеты подтверждаются наблюдениями. Еще задолго до 1965 г., обратив эту цепочку вычислений, можно было предсказать существование микроволнового фона и начать его искать. Из факта наличия наблюдаемых в космосе 20–30 % гелия и 70–80 % водорода несложно было сделать вывод о том, что нуклеосинтез начался в тот момент, когда доля нейтронов в общем числе нуклонов упала до 10–15 %. (Доля гелия сегодня, напомним, в два раза больше, чем доля нейтронов в эпоху нуклеосинтеза.) Это произошло тогда, когда температура во Вселенной составляла примерно миллиард градусов (109 К). Если предположить, что нуклеосинтез начался именно в этот момент, можно приблизительно оценить тогдашнюю концентрацию нуклонов. А плотность фотонов при этой же температуре легко вычисляется из известных свойств чернотельного излучения. Следовательно, мы знаем соотношение числа фотонов и нуклонов на тот момент. Но оно со временем не меняется, поэтому мы знаем и сегодняшнее его значение. А получив из наблюдений современную плотность нуклонов, можно посчитать и сегодняшнюю плотность фотонов и прийти к выводу о существовании реликтового фона с температурой от 1 до 10 К. Если бы наука следовала таким же прямым путем, как и Вселенная, мы бы располагали этим предсказанием еще в 1940–1950-е гг. А радиоастрономы тогда принялись бы искать фоновое излучение целенаправленно. Но история не терпит сослагательного наклонения.

На самом деле реликтовое излучение было предсказано в 1948 г., причем во многом на основе упомянутых аргументов. Но ни тогда, ни позже проверить это предсказание никто не удосужился. В конце 1940-х гг. над космологической теорией Большого взрыва работал Георгий Гамов со своими коллегами Ральфом Алфером и Робертом Германом. Они предполагали, что в самом начале Вселенная состояла исключительно из нейтронов, а потом они стали превращаться в протоны – в хорошо известном процессе радиоактивного распада на протон, электрон и антинейтрино. В некоторый момент из-за расширения температура упала настолько, что после ряда последовательных нейтронных захватов из протона и нейтрона стали образовываться легкие ядра. Алфер и Герман, пытаясь объяснить распространенность таких элементов в современной Вселенной, пришли к выводу: на один нуклон должен приходиться миллиард фотонов. И, взяв оценки современной плотности нуклонов, предсказали, что Вселенную должно заполнять оставшееся с давних времен излучение с температурой 5 К!

В первоначальных вычислениях Алфера, Германа и Гамова не все было правильно. Во-первых, как мы узнали в предыдущей главе, в самом начале протонов и нейтронов во Вселенной было, вероятно, поровну. Во-вторых, превращение одних в другие (и обратно) происходило главным образом за счет столкновений с электронами, позитронами, нейтрино и антинейтрино, а не из-за радиоактивного распада. На эти недочеты в 1950 г. указал К. Хаяси. В 1953 г. Алфер и Герман (совместно с Фоллином-младшим) пересмотрели свою модель и аккуратно вычислили, как менялось соотношение между протонами и нейтронами. Эта статья фактически является первым подробным анализом ранней истории Вселенной и сохраняет свое значение по настоящее время.

Как бы то ни было, ни в 1948 г., ни в 1953 г. никто не бросился искать предсказанный микроволновый фон. До 1965 г. мало кто из астрофизиков вообще знал, что в моделях с Большим взрывом из наличия в современной Вселенной гелия и водорода следует существование реликтового излучения, которое вполне можно зарегистрировать. Удивительно даже не то, что астрофизикам не было известно о предсказании Алфера и Германа – отдельно взятой статье ничего не стоит затонуть в глубоком океане научной литературы. Озадачивает то, что в течение 10 с лишним лет никому в голову не пришла та же мысль: ведь теоретическая база была подготовлена. Очередные расчеты процесса нуклеосинтеза в модели Большого взрыва появились снова только в 1964 г. Над ними независимо работали Я. Б. Зельдович в России, Хойл и Р. Дж. Тейлер в Англии и Пиблс в США. Однако к тому времени Пензиас и Вильсон уже вели свои наблюдения в Холмделе, и космологи-теоретики не имели никакого отношения к открытию реликтового излучения.

Озадачивает и то, почему знавшие о предсказании Алфера и Германа не придали ему большого значения. Сами Алфер, Фоллин и Герман в своей статье в 1953 г. оставили задачу о нуклеосинтезе «для дальнейших исследований», поэтому им не с руки было пересчитывать ожидаемую температуру микроволнового фона, исходя из своей усовершенствованной модели. (Ни слова они не сказали и о своей гипотезе о 5-градусном фоне фотонов. В 1953 г. на заседании Американского физического общества они все же доложили результаты по нуклеосинтезу, но потом все трое разъехались по разным лабораториям, и их совместная статья так и не вышла в законченном виде.) Много лет спустя, уже после открытия реликтового излучения, Гамов в письме Пензиасу сообщил, что он еще в 1953 г. опубликовал в «Трудах Датской королевской академии» статью, где предсказал существование реликтового фона с температурой 7 К, по порядку величины совпадающей с ее истинным значением. Однако достаточно мельком взглянуть на ту работу, чтобы заметить: предсказание Гамова было основано на неверной предпосылке о возрасте Вселенной, а не на его собственной теории космологического нуклеосинтеза.

Кто-то может возразить, что в 1950 – начале 1960-х гг. о распространенности легких элементов мало что было известно – во всяком случае для того, чтобы делать уверенные предсказания температуры реликта. Надо признать, даже сегодня мы с осторожностью относимся к данным о 20–30-процентной доле гелия во Вселенной. Однако ни в коем случае нельзя забывать: еще задолго до 1960 г. господствовало убеждение, согласно которому подавляющая часть вещества в космосе существует в форме водорода. (Например, из обзора, проведенного в 1953 г., Ганс Суэсс и Гарольд Юри заключили, что водород составляет по массе 75 %.) Но ведь звезды не производят водород. Наоборот, они черпают свою энергию из этого простейшего топлива, попутно производя тяжелые элементы. Уже одного этого факта достаточно, чтобы сказать: соотношение количества фотонов и нуклонов довольно велико, иначе водород в ранней Вселенной должен был бы полностью перейти в гелий и тяжелые элементы.

А когда, спросите вы, вообще стало технически возможным зарегистрировать 3-градусное фотоновое излучение? Ответить на этот вопрос нелегко. Мои коллеги-экспериментаторы говорят, что подобное исследование можно было провести задолго до 1965 г. – скажем, в середине 1950-х или даже 1940-х гг. В 1946 г. группа из Радиационной лаборатории МИТа, возглавляемая – кем бы вы думали? – Робертом Дикке, установила верхнее ограничение на изотропную составляющую внеземного излучения. Согласно полученным результатам, эквивалентная температура на длинах волн 1,00 см, 1,25 см и 1,50 см была меньше 20 К. Эти данные стали побочными при исследованиях атмосферного поглощения и уж точно не имели никакого отношения к наблюдательной космологии. (Примечательно, что Дикке, как он сам мне рассказал позже, обратив внимание на гипотетический космологический микроволновый фон почти 20 лет спустя, совершенно забыл о своем собственном верхнем ограничении в 20 К.)

На мой взгляд, вопрос, когда приборы стали достаточно совершенными для того, чтобы зарегистрировать 3-градусный фон, не очень важен. Интересно другое: радиоастрономы в принципе не знали, что стоит попытаться! Для сравнения вспомните историю открытия нейтрино. Когда в 1932 г. Паули впервые заговорил о нем, только безумец мог подумать, что эту частицу удастся поймать на оборудовании того времени. Но проблема не переставала будоражить умы физиков-экспериментаторов. Когда в 1950-х гг. появились атомные реакторы, их тут же задействовали для поисков нейтрино – и последние увенчались успехом. Между историей обнаружения реликтового излучения и открытием антипротона наблюдается еще более разительный контраст. Когда в 1932 г. в космических лучах был найден позитрон, теоретикам стало ясно, что своей античастицей должен обладать и протон. О произведении антипротона на циклотронах образца 1930-х гг. нечего было и думать. Но физики так это дело оставлять не собирались, и в 1950-х специально для этой задачи был построен ускоритель («Беватрон» в Беркли). В случае реликтового излучения ничего подобного не было – если не считать попытки Дикке и его сотрудников начать в 1964 г. целенаправленные поиски. Но даже эта группа из Принстона не имела понятия о работе Гамова, Алфера и Германа, сделанной за десять лет до этого.

В чем же дело? Есть по крайней мере три причины недооценки важности поисков реликтового излучения в 1950-х и начале 1960-х гг.

Во-первых, надо понимать, что Гамов, Алфер, Герман, Фоллин и другие работали в рамках более широкой космогонической теории. В их модели Большого взрыва по сути все сложные ядра должны были образоваться в ранней Вселенной, присоединяя один за другим нейтроны. Хотя эта теория и давала правильные доли некоторых тяжелых элементов, она с трудом могла ответить на вопрос, почему последние вообще существуют. Как мы уже говорили, нет ни одного стабильного ядра с пятью или восемью нуклонами. Поэтому невозможно произвести ядро тяжелее гелия, присоединяя к гелию (4He) нейтроны или протоны или склеивая между собой пары гелиевых ядер. (На это досадное обстоятельство впервые обратили внимание Энрико Ферми и Энтони Туркевич.) Имея в виду эту трудность, легко понять, почему и к доле гелия, которую давала эта модель, теоретики относились с подозрением.

Авторитету космологической теории синтеза химических элементов не способствовал и успех альтернативной модели, согласно которой элементы синтезируются в звездах. В 1952 г. Э. Э. Солпитер показал, что избавиться от провалов на месте 5- и 8-нуклонных ядер можно в плотных гелиевых недрах звезд. Два ядра гелия, сталкиваясь, приводят к образованию нестабильного изотопа бериллия (8Be), который в условиях высокой плотности до своего распада может успеть столкнуться еще с одним ядром гелия, образовав уже устойчивое углеродное ядро (12C). (Вселенная в эпоху нуклеосинтеза для возникновения этого процесса недостаточно плотна.) В 1957 г. появилась знаменитая статья, подписанная Джефри и Маргарет Бербиджами, Фаулером и Хойлом. В ней они указали, что тяжелые элементы могут рождаться в звездах, особенно во время вспышек сверхновых, дающих интенсивный поток нейтронов. Но еще до 1950-х гг. большинство астрофизиков придерживались мнения о том, что все элементы, кроме водорода, пришли из звездных недр. Хойл однажды сказал мне, что это, возможно, отголосок тех долгих раздумий об источнике энергии звезд, которые мучили астрономов в первые десятилетия XX в. К 1940 г. благодаря работам Ганса Бете и других стало ясно: ключевым процессом в звездах является слияние четырех ядер водорода в ядро гелия. Понимание этого привело к бурному развитию теории звездной эволюции в 1940–1950-е гг. По словам Хойла, после всех этих успехов считалось прямо-таки неприличным сомневаться в том, что звезды – это фабрики химических элементов.

Но у теории звездного нуклеосинтеза были свои проблемы. Трудно себе представить, как звезды могут наработать наблюдаемые в космосе 25–30 % гелия. Будь это так, в синтезе последнего выделилось бы намного больше энергии, чем звезды могут излучить за всю свою жизнь. Космологическая же теория обходится с этой энергией очень изящно: последняя теряется во всеобщем красном смещении. В 1964 г. Хойл и Р. Дж. Тейлер обратили внимание, что в обычных звездах современной Вселенной нельзя произвести настолько большое количество гелия. Тогда они посчитали, сколько его могло образоваться на ранних стадиях Большого взрыва, и получили цифру 36 % (по массе). Интересно, что температуру, при которой должен был начаться нуклеосинтез, – 5 миллиардов градусов – Хойл и Тейлер выбрали более или менее произвольно. И это несмотря на то, что точное ее значение зависит от соотношения числа фотонов и нуклонов, которое в 1964 г. еще не было известно. Если бы они, наоборот, оценили это соотношение из наблюдаемого изобилия гелия, то могли бы (в пределах порядка величины) предсказать температуру микроволнового фона. Как бы то ни было, Хойл заслуживает похвалы: будучи одним из классиков теории стационарной Вселенной, он взялся выполнять расчеты в рамках модели Большого взрыва, которые могли бы ее подтвердить.

Сегодня считается, что право на существование имеют как космологическая, так и звездная теории нуклеосинтеза. Гелий и горстка легких элементов, вероятно, ведут свое происхождение от ранней Вселенной, а ответственность за все остальное несут звезды. Пытаясь объяснить все и сразу, теория нуклеосинтеза в Большом взрыве подмочила свою репутацию, которую она могла бы иметь как теория образования гелия.

Во-вторых, здесь мы имеем дело со знаменитой пропастью между теоретиками и экспериментаторами. Большинство первых и не подозревали, что изотропный 3-градусный фон вообще можно зарегистрировать. В письме Пиблсу от 23 июня 1967 г. Гамов пояснил, что ни он, ни Алфер с Германом даже не думали о возможности регистрации оставшегося от Большого взрыва излучения, поскольку в те времена, когда они производили вычисления, радиоастрономия едва стояла на ногах. (Алфер с Германом, однако, сообщили мне, что они все-таки обсуждали возможность наблюдения реликтового излучения со специалистами по радарам из Университета Джона Хопкинса, Научно-исследовательной лаборатории ВМС США и Национального бюро стандартов, но получили ответ, что излучение с температурой 5–10 К – вне пределов досягаемости приборов.) Впрочем, некоторые советские астрофизики, похоже, понимали, что микроволновый фон заметить можно. Однако их сбили с толку термины в американских технических журналах. В обзорной статье 1964 г. Я. Б. Зельдович правильно вычислил долю космологического гелия для двух различных значений температуры фона и верно указал, что эти величины связаны между собой, поскольку число фотонов на нуклон (или энтропия на нуклон) со временем не меняется. Но его, видимо, ввел в заблуждение термин «температура неба» в статье Элварда Ома, опубликованной в 1961 г. в «Белл Систем Текникал Джорнал». Поэтому Зельдович заключил, что измеренная температура оказалась меньше 1 К. (Ом работал на том же 20-футовом рупорном рефлекторе, на котором Пензиас и Вильсон в конце концов открыли реликтовое излучение!) Вкупе с довольно низкими оценками доли космологического гелия это побудило Зельдовича отказаться от идеи горячей ранней Вселенной.

Информационный канал, конечно, был закупорен в обе стороны: и от экспериментаторов к теоретикам, и обратно. Когда Пензиас с Вильсоном в 1964 г. принялись искать источник помех в своей антенне, они и понятия не имели о предсказании Алфера и Германа.

В-третьих (на мой взгляд, это основная причина, по которой не был сделан решающий шаг от теории Большого взрыва к обнаружению 3-градусного фона), физики с большим недоверием относились ко всем теориям ранней Вселенной. (В частности, я припоминаю свое собственное отношение до 1965 г.) Упомянутые выше трудности практически ничего не стоило преодолеть. Но сами первые три минуты настолько от нас далеки, температура и плотность достигают настолько экстремальных значений, что нам как-то не по себе применять к ним хорошо знакомую статистическую и ядерную физику.

Так уж устроен физический путь познания: наша ошибка зачастую не в легком принятии теорий на веру, а в том, что мы не принимаем их всерьез. Непросто смириться с тем, что все эти числа и уравнения, которые мы играючи выводим на бумаге, имеют отношение к реальному миру. Хуже того, некоторые темы в науке негласно считаются не заслуживающими внимания ни теоретиков, ни экспериментаторов. Гамову, Алферу и Герману стоит сказать большое спасибо за то, что они приняли раннюю Вселенную всерьез и разобрались, что, согласно установленным физическим законам, должно было происходить в ней в первые три минуты. Но даже они не смогли сделать последний шаг: убедить радиоастрономов поискать микроволновый фон. Обнаружение в 1965 г. 3-градусного реликтового излучения имело огромное значение еще и потому, что заставило всех нас свыкнуться с мыслью: ранняя Вселенная реально существовала.

Я остановился на этой упущенной возможности, поскольку она преподала нам полезный урок. Вполне объяснимо, почему люди так любят живописать славное прошлое науки, усеянное случайными открытиями, блестящими прозрениями и революциями, которые вершили такие гиганты, как Ньютон или Эйнштейн. Но, как мне кажется, невозможно по-настоящему прочувствовать научные успехи, не зная, насколько бывает сложно – как легко впасть в заблуждение, как трудно решить, в какую сторону двигаться дальше…

7. Первая сотая доля секунды

В главе 5 наш рассказ о первых трех минутах пошел не с самого начала, а со «стоп-кадра № 1», когда температура во Вселенной уже упала до 100 миллиардов градусов, а космос был заполнен только фотонами, электронами, нейтрино и их античастицами. Если бы это были единственные разновидности частиц в природе, мы легко могли бы отмотать расширение мироздания на 0,0108 секунды назад и прийти к истинному началу – моменту с бесконечными плотностью и температурой.

Но современной физике известны и другие сорта частиц: мюоны, пи-мезоны, протоны, нейтроны и т. д., и т. п. Если уходить в прошлое все дальше и дальше, то рано или поздно все эти частицы заполнят Вселенную в изрядных количествах и, непрерывно взаимодействуя друг с другом, будут находиться в тепловом равновесии. Сейчас (по причинам, которые я разъясню ниже) мы просто слишком мало знаем об элементарных частицах, чтобы хоть сколько-нибудь уверенно говорить о свойствах этого пестрого зверинца. Так что самое начало Вселенной скрыто от нас во тьме нашего незнания физики сверхмалого.

Естественно, трудно удержаться от соблазна хотя бы немного разогнать эту тьму. Особенно он велик для теоретиков вроде меня, которые бо́льшую часть жизни посвятили элементарным частицам, а не астрофизике. Многие гипотезы в современной физике элементарных частиц приводят к таким далекоидущим выводам, что сегодня почти нет возможности проверить их в лабораториях. Зато они в полную силу работают в очень ранней Вселенной.

Первую задачу, с которой мы сталкиваемся, когда речь заходит о температуре выше 100 миллиардов градусов, задают сильные взаимодействия элементарных частиц. Сильное взаимодействие удерживает нейтроны и протоны в ядре. Эти ядерные силы, в отличие от силы тяжести или электромагнетизма, не встречаются в повседневной жизни. Дело в том, что они простираются на очень короткие расстояния – около десятой доли от одной миллионной одной миллионной сантиметра (10–13 см). Даже в молекулах, где ядра соседних атомов разнесены на несколько сотых долей одной миллионной сантиметра (10–8 см), сильное взаимодействие между ядрами, как правило, можно не учитывать. Однако ядерные силы очень велики, о чем свидетельствует название взаимодействия. Если вплотную сблизить два протона, ядерные силы между ними в 100 раз превысят силу электрического отталкивания. То есть они способны противодействовать электрическому отталкиванию почти сотни протонов. При взрыве водородной бомбы нейтроны и протоны как раз перестраиваются в более тесные конфигурации, поддерживаемые сильным взаимодействием, а выделившаяся при этом энергия переходит в энергию взрыва.

Именно из-за высокой интенсивности сильного взаимодействия работать с ним на математическом языке гораздо труднее, чем с электромагнитным. Когда, например, мы рассчитываем процесс рассеяния двух электронов друг на друге за счет электромагнитного взаимодействия, то должны сложить бесконечное количество слагаемых, каждое из которых соответствует определенной последовательности испускания и поглощения фотонов и электрон-позитронных пар. Символически каждое такое слагаемое изображается в виде диаграммы Фейнмана (рис. 10). (Метод вычислений, основанный на этих диаграммах, развил в конце 1940-х гг. Ричард Фейнман, работавший тогда в Корнелльском университете. Строго говоря, сечение рассеяния – это сумма квадратов слагаемых, представленных диаграммами.) Добавление одной внутренней линии в последнюю приводит к умножению соответствующего слагаемого на коэффициент, примерно равный фундаментальной константе природы, известной как постоянная тонкой структуры. Она довольно невелика – 1/137,036. Следовательно, замысловатые диаграммы приводят к маленьким слагаемым. Поэтому, взяв всего несколько простых диаграмм, мы можем вычислить сечение рассеяния электронов с высокой точностью. (Именно благодаря этому можно предсказывать атомные спектры с почти ничем не ограниченной точностью.) Что касается сильных взаимодействий, то для них константа, играющая роль постоянной тонкой структуры, равна не 1/137, а порядка единицы. Соответственно слагаемые с замысловатыми диаграммами сравнимы со слагаемыми, отвечающими простым диаграммам.

Рис. 10. Примеры фейнмановских диаграмм. Здесь изображены одни из простейших фейнмановских диаграмм для рассеяния электрона на электроне. Прямые линии символизируют электроны и позитроны, волнистые – фотоны. Каждая из диаграмм представляет собой определенное число, которое зависит от импульсов и спинов налетающих и вылетающих электронов. Сечение рассеяния – это сумма квадратов всех таких чисел, отвечающих всевозможным фейнмановским диаграммам. Вклад каждого графика в общую сумму пропорционален коэффициенту 1/137 (постоянная тонкой структуры) в степени, равной числу фотонных линий. На диаграмме а) происходит обмен одним фотоном, поэтому она дает главный член ряда, пропорциональный 1/137. Диаграммы б), в), г) и д) представляют собой следующие по величине «радиационные» поправки к а). Все они входят с множителем (1/137)2. Вклад диаграммы е) еще меньше и пропорционален (1/137)3.

Эта задача – рассчитать сечения различных процессов с участием сильного взаимодействия – на протяжении последних 25 лет является единственным камнем преткновения физики элементарных частиц.

Ядерные силы играют роль не во всех процессах. К сильному взаимодействию чувствителен только особый класс частиц под общим названием адроны. К нему относятся нуклоны, пи-мезоны и ряд нестабильных частиц (таких, как K-мезоны, эта-мезоны, лямбда-гипероны и т. д.). Адроны обычно тяжелее лептонов («лептон» по-гречески – «легкий»), но кардинальное их отличие в том, что они реагируют на сильное взаимодействие, а лептоны – нейтрино, электроны и мюоны – нет. Значение того факта, что на электроны ядерные силы не действуют, трудно переоценить. Благодаря этому (а также маленькой массе электрона) размеры электронного облака в атомах и молекулах примерно в 100 тысяч раз больше, чем атомного ядра. Кроме того, химическая связь, удерживающая вместе атомы и молекулы, в миллионы раз слабее ядерных сил, не дающих нейтронам и протонам покинуть ядро. Если бы электроны в атомах и молекулах реагировали на ядерные силы, не было бы ни химии, ни кристаллографии, ни биологии – только ядерная физика.

100 миллиардов градусов, с которых мы начали главу 5, были специально подобраны так, чтобы все адроны оказались под своим температурным порогом. (Как следует из таблицы I на с. 212, для пи-мезона – легчайшего адрона – порог составляет 1600 миллиардов градусов.) Таким образом, на протяжении всей главы 5 единственными присутствовавшими в изобилии частицами были лептоны и фотоны, взаимодействием между которыми можно спокойно пренебречь.

Как же нам захватить и более высокие температуры, при которых появляется большое количество адронов и антиадронов? На этот вопрос есть два ответа, соответствующих двум различным гипотезам о природе адронов.

Первая гласит: такого понятия, как «элементарный» адрон, не существует, каждый адрон не менее фундаментален, чем любой другой. Это утверждение применимо не только к стабильным и почти стабильным адронам вроде протона и нейтрона или к умеренно нестабильным частицам, таким как пи-мезоны, K-мезоны, эта-мезоны и гипероны, которые по крайней мере успевают оставить заметные следы на фотопластинках и в пузырьковых камерах, но и к совершенно нестабильным «частицам» наподобие ро-мезонов. Последние живут настолько мало, что, даже двигаясь почти со скоростью света, едва успевают пройти расстояние, равное поперечнику атомного ядра. Эту парадигму, развитую в конце 1950-х – начале 1960-х гг. в основном благодаря усилиям Джеффри Чу из Беркли, иногда называют «ядерным равноправием».

Если следовать столь либеральному определению адрона, то температура в один триллион градусов окажется выше температурных порогов буквально для сотен известных адронов – а что говорить о неизвестных?! Некоторые теории предсказывают даже бесконечное количество разновидностей частиц: чем выше температура, тем быстрее будет нарастать число сортов. Глядя на такой мир, казалось бы, остается только сдаться. Однако за этой безумной сложностью спектра частиц может стоять изумительная простота. Скажем, ро-мезон – это адрон, который можно себе представить состоящим из двух пи-мезонов. Поэтому, включив его в наши выкладки явно, мы тем самым в определенной степени учли сильное взаимодействие между пи-мезонами. А может быть, если включить в расчет термодинамических характеристик все адроны, можно забыть о любых эффектах сильного взаимодействия?

Далее. Если в природе действительно существует бесконечное множество различных адронов, то энергия, поставляемая в заданный объем, может идти не на увеличение хаотических скоростей частиц, а на производство все новых и новых их разновидностей. Температура в таком случае будет увеличиваться медленнее, чем если бы у нас было конечное число адронов. Более того, в подобных моделях может возникать даже максимальная температура, при которой плотность энергии становится бесконечной. Если это так, то такая температура, как и абсолютный нуль, недостижима. Идею о ней в адронной физике, впервые высказанную Р. Хагедорном из швейцарского ЦЕРНа, позже подхватили другие физики-теоретики, включая Кэсуня Хуана из МИТа и меня. Значение этой температуры можно оценить довольно точно, и оно оказывается на удивление низким – всего около 2 триллионов градусов (2×1012 К). Чем ближе мы подходим к самому началу, тем ближе температура к этому максимуму и тем богаче разнообразие адронов. Однако даже в столь экзотическом сценарии существует начало, момент времени, – скажем, за одну сотую секунды до первого стоп-кадра из главы 5, – когда плотность энергии бесконечна.

Есть и альтернативная гипотеза, которая на интуитивном уровне кажется правдоподобнее, чем «ядерное равноправие», – в том числе и мне. Неудивительно, что она более популярна. Согласно ей не все частицы созданы равными: некоторые из них элементарны, а другие, в свою очередь, сами состоят из первых. По современным представлениям, к элементарным частицам относятся фотон и все известные лептоны, но не относится ни один из известных адронов. Считается, что последние построены из более фундаментальных кирпичиков, называемых кварками.

Теория кварков обязана своим существованием Мюррею Гелл-Манну из Калтеха[6] и (работавшему независимо) Джорджу Цвейгу оттуда же. Когда понадобилось называть различные сорта кварков, физики-теоретики дали волю своей фантазии. Кварки бывают разных видов (или «ароматов»), и каждый носит свое имя. Например, есть «верхние», «нижние», «странные» и «очарованные». Кварковые «ароматы» бывают разных «цветов» (в Америке их называют красным, белым и синим). Небольшая теоретическая группа из Пекина долгое время развивала аналог кварковой теории. Но ее члены придерживались названия «стратоны», поскольку эти частицы представляют собой более глубокий субстрат действительности.

Если кварки имеют отношение к реальности, то физика ранней Вселенной может быть гораздо проще, чем мы думали. О силах, действующих между кварками, можно судить по их пространственному распределению внутри нуклона, а его, в свою очередь, можно измерить (если кварковая модель верна) в высокоэнергетичных столкновениях электронов с нуклонами. Несколько лет назад сотрудники МИТа и Стэнфордского университета провели подобный эксперимент в Стэнфордской лаборатории линейного ускорителя и обнаружили, что, похоже, чем ближе кварки друг к другу, тем меньше они друг на друга воздействуют. Это значит, что при температуре порядка нескольких триллионов градусов адроны просто-напросто распадаются на кварки. Подобно тому, как при тысячах градусов атомы – на электроны и ядра, а ядра при миллиардах градусов – на протоны и нейтроны. В рамках этой теории можно считать, что очень ранняя Вселенная заполнена смесью свободных фотонов, лептонов, антилептонов, кварков и антикварков, причем каждый сорт частиц ведет себя как чернотельное излучение и дает соответствующий вклад в общую плотность энергии. После этого ничего не стоит убедиться в том, что у мироздания было начало, состояние с бесконечной плотностью и температурой, существовавшее за одну сотую секунды до первого стоп-кадра.

Под эти, скорее, описательные идеи недавно был подведен твердый математический фундамент. В 1973 г. трое молодых теоретиков – Хью Дэвид Политцер из Гарварда и Дэвид Гросс с Фрэнком Вилчеком из Принстона – показали, что в особом классе квантовых теорий поля силы между кварками при сближении частиц действительно сходят на нет. (Этот класс носит название «неабелевых калибровочных теорий», здесь слишком долго объяснять почему.) Эти теории обладают замечательным свойством «асимптотической свободы»: на асимптотически (бесконечно. – Прим. пер.) малых расстояниях или, что то же самое, при высоких энергиях кварки ведут себя как свободные частицы. Коллинз и Перри из Кембриджского университета даже показали, что в любой теории с асимптотической свободой свойства среды при достаточно высоких температуре и плотности сильно напоминают поведение набора свободных частиц. Таким образом, неабелевы калибровочные теории с математической неизбежностью приводят к очень простой картине ранней Вселенной в первую сотую долю секунды, Вселенной, наполненной свободными элементарными частицами.

Кварковая модель хорошо себя зарекомендовала с самых разных сторон. Протоны и нейтроны на самом деле ведут себя так, будто состоят из трех кварков. Свойства ро-мезонов легко объясняются, если предположить, что они состоят из кварка и антикварка, и т. д. Но, несмотря на все успехи, последние задали нам одну из величайших головоломок. Даже самым энергичным из существующих на сегодня ускорителей оказалось не под силу разбить какой-нибудь адрон на составляющие его кварки.