Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни

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)?

• Почему Вселенная изотропна, то есть одинакова во всех направлениях?

• Почему во Вселенной были отдельные области, «зародыши», с небольшим избытком плотности, которые позже превратились в галактики?

Большой взрыв мог бы оказаться слишком слабым, и в этом случае Вселенная быстро сколлапсировала бы обратно и вернулась к своему исходному состоянию. Или же он мог оказаться слишком сильным — в этом случае галактики не родились бы. Но расширение как раз такое, какое нужно: существуют области, в которых расширение уже прекратилось (галактики), в то время как в больших областях между галактиками расширение продолжается и не дает галактикам скапливаться и сливаться друг с другом.

Одним из популярных ответов на вопрос о тонкой настройке Вселенной служит антропный принцип. Можно представить, что существует бесконечное число вселенных. Почти все они непригодны для жизни, так как необходимые для возникновения жизни долгоживущие структуры в них не возникают. Но среди них есть по крайней мере одна с необходимой тонкой настройкой и скоростью расширения — наша! Если бы не возникло ни одной пригодной для жизни вселенной, то никто этого и не заметил бы. Мы еще вернемся к этой проблеме в главе 33.

А в чем проблема изотропии? Она связана с космологическим горизонтом; это расстояние, дальше которого мы не видим, по крайней мере — сейчас. Внутри горизонта располагается вся наблюдаемая Вселенная, а вне его пространство простирается, возможно даже — до бесконечности. Свет, возникший за горизонтом, все еще идет к нам. Эта граница существует из-за того, что у Вселенной конечный возраст (рис. 24.9). Таким образом, горизонт ограничивает пространство, которое мы видим; но в качестве достойной компенсации мы получаем возможность видеть рождение Вселенной, или, точнее, те события после ее рождения, излучение от которых мы можем зафиксировать. На сегодня фоновое излучение — это самый далекий посланец. Если мы когда-нибудь научимся регистрировать космическое нейтрино, то это будет весточка из эпохи, когда после Большого взрыва прошло менее одной секунды.

Рис. 24.9. Космологический горизонт — это расстояние, с которого свет может дойти до нас за время существования Вселенной (около 14 млрд лет). С большего расстояния свет еще не дошел до нас. С течением времени горизонт расширяется, и мы видим все более далекие области.

Подобно тому как у нас есть свой горизонт, у каждой точки расширяющейся Вселенной тоже есть собственный горизонт. Если две точки расположены достаточно далеко друг от друга, их горизонты не перекрываются. В таком случае Вселенную можно рассматривать как содержащую огромное количество отдельных областей, которые никогда не обменивались информацией друг с другом. В прошлом размер горизонта был меньше, чем сейчас, так как после Большого взрыва прошло меньше времени, а значит, лучи света пролетели меньшее расстояние. Но даже сейчас нетрудно найти далекие области, лежащие в разных направлениях и ничего не знающие друг о друге. Например, возьмем две любые противоположные области на небе. Космическое фоновое излучение из этих направлений возникло в местах, отдаленных друг от друга на миллиарды световых лет, когда возраст Вселенной был меньше миллиона лет. Вычисления показывают, что пятна фонового излучения, разделенные на небе более чем на пару градусов, возникли в областях, которые никогда не могли контактировать друг с другом. В то же время характеристики этого излучения очень мало меняются от одной области к другой. Как это возможно? В этом и заключается проблема изотропии.