Вайнберг. Первые три минуты

Вначале был взрыв, Не такой взрыв, который знаком нам на земле и который начинается из определенного центра и затем распространяется, захватывая всё больше и больше пространства, а взрыв, который произошел одновременно везде, заполнив с самого начала всё пространство, причем каждая частица материи устремилась прочь от любой другой частицы. В этом контексте всё пространство может означать либо всё пространство бесконечной Вселенной, либо всё пространство конечной Вселенной, которая замкнута на себя как поверхность сферы. На историю ранней Вселенной не влияет, является ли пространство бесконечным или конечным. Через одну сотую секунды температура Вселенной была равна примерно ста миллиардам градусов. При такой температуре ни одна компонента обычного вещества (моллекулы, атомы, даже ядра атомов) не могли существовать. Вещество, разлетавшееся в разные стороны во взрыве, состояло из различных типов элементарных частиц. В большом количестве присутствовали электроны и пазитроны почти в равном числе, и примерно столько же нейтрино различных типов, и фотоны (т.е. свет). Число и средняя энергия фотонов были примерно такими же, как у электронов, пазитронов или нейтрино. Эти частицы непрерывно рождались из чистой энергии и затем весьма быстро вновь аннегелировали; поэтому число этих частиц не было предопределено заранее, а определялось балансом между процессами рождения и аннегеляции. Из этого баланса можно вывести, что плотность такого космического супа при температуре сто миллиардов градусов была примерно в четыре миллиарда раз больше, чем у воды. Кроме того имелась небольшая примесь более тяжелых частиц - протонов и нейтронов ; пропорции составляли примерно один протон и один нейтрон на каждый миллиард электронов или пазитронов или нейтрино или фотонов (открытие космического фона излучения в действительности представляло собой измерение этого числа). В процессе развития взрыва температура падала, достигнув через одну десятую секунды тридцати миллиардов градусов, через одну секунду - десяти миллиардов градусов, и через четырнадцать секунд - трех миллиардов градусов. Это было уже достаточно прохладно, чтобы электроны и пазитроны начали аннегелировать быстрее, чем они могли рождаться вновь фотонами или нейтрино. Энергия, выделявшаяся при такой аннегеляции вещества, постепенно замедляла скорость охлаждения Вселенной, но температура продолжала падать, достигнув одного миллиарда градусов в конце первых трех минут. Тут уже стало достаточно прохладно для того, чтобы протоны и нейтроны начали образовывать тяжелые ядра, начиная с ядра тяжелого водорода (дейтерия). Плотность была чуть меньше плотности воды - достаточно велика, чтобы эти легкие ядра были способны быстро объединяться в более стабильные легкие ядра, такие как ядра гелия. В конце первых трех минут Вселенная содержала, главным образом, свет, нейтрино и антинейтрино; кроме того имелось небольшое количество ядерного материала, состоявшего к этому моменту примерно на 73 процента из ядер водорода и на 27 процентов из ядер гелия, и столь же малое количество электронов, оставшихся от эры электрон-пазитронной аннегеляции. Эта материя продолжала расширяться, становясь постепенно холоднее и разряженнее. Через несколько сот тысяч лет стало уже достаточно холодно для того, чтобы электроны смогли объединяться с ядрами, образовав атомы водорода и гелия. Образовавшийся газ начал под действием гравитации образовывать сгустки, которые в конце концов сконденсировались, образовав галлактики и звезды нынешней Вселенной. Однако звезды начали свою жизнь как раз с теми составными элементами, которые были изготовлены в первые три минуты (имеются в виду звезды первого поколения; в дальнейшем в состав межзвездного газа вошли и другие элементы, но процесс образования звезд продолжался, появились звезды второго поколения, более сложного состава).

Еще некоторое время Вселенная будет продолжать расширяться. Что касается ее судьбы после этого, то все зависит от того, меньше или больше космическая плотность определенного критического значения. Если она меньше критической плотности, тогда Вселенная имеет бесконечную протяженность и будет расширяться всегда. Наши потомки, если они у нас тогда будут, увидят, как медленно подходят к концу термоядерные реакции во всех звездах, оставляя после себя различные сорта шлаков: черные карликовые звезды, нейтронные звезды, черные дыры; планеты могут продолжать свое движение по орбитам, немного замедляясь из-за излучения гравитационных волн, но никогда не приходя в состояние покоя. Если космическая плотность больше критического значения, тогда Вселенная конечна, и ее расширение в конце концов прекратится, уступив место все ускоряющемуся сжатию. Сжатие это в точности расширение, но идущее назад по времени; через несколько десятков миллиардов лет Вселенная достигнет сингулярного состояния бесконечной плотности. Пока Вселенная будет расширяться, а затем сжиматься, температура космического фона фотонов и нейтрино будет сначала падать, а затем расти. В течение миллиардов лет фон излучения будет так холоден, что нужны будут большие усилия, чтобы его обнаружить. Однако, когда Вселенная сократится до одной сотой теперешнего размера, фон излучения начнет преобладать в небе: ночное небо станет таким же теплым (300k), как наше теперешнее небо днем. 700 миллионов лет спустя Вселенная сократится еще в 10 раз, и наши наследники и приемники, если они будут, увидят небо невыносимо ярким. Моллекулы в атмосферах планет и звезд и в межзвездном пространстве начнут диссоциировать на составляющие их атомы, а атомы начнут разбиваться на свободные электроны и атомные ядра. Еще после 700 тысяч лет космическая температура достигнет 10 миллионов градусов, тогда сами звезды и планеты начнут диссоциировать в космический суп из излучения, электронов и ядер. В последующие 22 дня температура поднимется до 10 миллиардов градусов, тогда ядра начнут разбиваться на составляющие их протоны и нейтроны, уничтожая всю работу как звездного, так и космологического нуклеосинтеза. Вскоре после этого электроны и пазитроны станут в больших количествах рождаться в фотон-фотонных столкновениях, а космический фон нейтрино и антинейтрино снова достигнет теплового союза с остальным содержимым Вселенной.

Действительно ли время останавливается где-то через три минуты после того, как температура достигает миллиарда градусов? Очевидно, мы не можем быть в этом уверены; все неопределенности, с которыми мы столкнулись, пытаясь изучить первую сотую долю секунды, вернутся, чтобы смутить нас, когда мы посмотрим на последнюю сотую долю секунды. Кроме всего прочего Вселенная в целом при температуре выше ста квадрилионов квадрилионов градусов должна описываться на языке квантовой механики, и никто не имеет понятия, что при этом случится. Наконец, если Вселенная на самом деле не изотропна и не однородна, то все рассказанные нами истории могут оказаться неправильными задолго до того, как мы столкнемся с проблемами квантовой космологии. Некоторые космологи видят в этих неопределенностях луч надежды: может быть так, что Вселенная испытает нечто вроде космического скачка и начнет вновь расширяться. Но если Вселенная начнет вновь расширяться, ее расширение будет опять замедляться до остановки, затем последует другое сжатие, и так всегда. Если таково наше будущее, то вероятно таково же и наше прошлое, и теперешняя расширяющаяся Вселенная представляет собой только фазу, следующую за последним сжатием и скачком. Однако асцилирующая модель сталкивается с серьезной теоретической трудностью: в каждом цикле, когда Вселенная расширяется и сжимается, отношение числа фотонов к числу ядерных частиц (или, более точно, энтропия на ядерную частицу) увеличивается благодаря определенного типа трению, известного как объемная вязкость.

Для человеческих существ почти неизбежна вера в то, что мы имеем какое-то особое отношение к Вселенной, и что человеческая жизнь есть не просто более или менее нелепое завершение цепочки случайностей, ведущей начало от первых трех минут, а что наше существование было каким-то образом предопределено с самого начала. Чем более постижимой представляется Вселенная, тем более она кажется бессмысленной. Но если и нет утешения в плодах нашего исследования, есть по крайней мере какое-то утешение в самом исследовании. Попытка понять Вселенную одна из очень немногих вещей, которые чуть приподнимают человеческую жизнь над уровнем фарса и придают ей черты высокой трагедии.

Последнее изменение страницы 27 Sep 2021 

ПОДЕЛИТЬСЯ: