Начало и конец Вселенной (стр. 4 из 9)
Хотя в этой теории удается обойти ряд трудностей традиционной теории Большого взрыва, она и сама не свободна от недостатков. Например, трудно объяснить, почему, начавшись, раздувание в конце концов прекращается. От этого недостатка удалось освободиться в новом варианте теории раздувания, появившемся в 1981 году, но в нем тоже есть свои трудности.
Через 10(-23) с Вселенная вступила в эпоху адронов, или тяжелых частиц. Поскольку адроны участвуют в сильных взаимодействиях, эту эпоху можно назвать эпохой сильных взаимодействий. Температура была достаточно высока для того, чтобы образовывались пары адронов: мезоны, протоны, нейтроны и т. п., а также их античастицы. Однако на заре этой эпохи температура была слишком высока, и тяжелые частицы не могли существовать в обычном виде; они присутствовали в виде своих составляющих — кварков. На данном этапе Вселенная почти полностью состояла из кварков и антикварков. Сейчас свободные кварки не наблюдаются. Из современных теорий следует, что они попали в «мешки» и не могут их покинуть. Однако некоторые ученые считают, что где-то еще должны остаться кварки, дошедшие до нас из тех далеких времен. Возможно, они столь же многочисленны, как атомы золота, но пока обнаружить их не удалось. В соответствии с этой теорией, после того как температура достаточно упала (примерно через 10(-6) с), кварки быстро собрались в «мешки». Такой процесс носит название кваркадронного перехода. В то время Вселенная состояла в основном из мезонов, нейтронов, протонов, их античастиц и фотонов; кроме того, могли присутствовать более тяжелые частицы и немного черных дыр. При этом на каждую частицу приходилась античастица, они при соударении аннигилировали, превращаясь в один или несколько фотонов. Фотоны же, в свою очередь, могли образовывать пары частиц, в результате чего Вселенная, пока пары рождались и аннигилировали примерно с одинаковой скоростью, пребывала в равновесном состоянии. Однако по мере расширения температура падала и рождалось все меньше и меньше пар тяжелых частиц. Постепенно число аннигиляции превысило число рождений, и в результате почти все тяжелые частицы исчезли. Если бы число частиц и античастиц было в точности одинаково, то они исчезли бы полностью. На самом деле это не так, и свидетельство тому — наше существование.
Наконец температура упала настолько, что пары тяжелых частиц уже не могли рождаться. Энергии хватало лишь для образования легких частиц (лептонов). Вселенная вступила в эпоху, когда в ней содержались в основном лептоны и их античастицы.
Примерно через сотую долю секунды после Большого взрыва, когда температура упала до 100 миллиардов градусов, Вселенная вступила в эпоху лептонов. Теперь она походила на густой суп из излучения (фотонов) и лептонов (в основном электронов, позитронов, нейтрино и антинейтрино). Тогда также наблюдалось тепловое равновесие, при котором электрон-позитронные пары рождались и аннигилировали примерно с одинаковой скоростью. Но кроме того, во Вселенной находились оставшиеся от эпохи адронов в небольших количествах протоны и нейтроны — примерно по одному на миллиард фотонов. Однако в свободном состоянии нейтроны через 13 мин распадаются на протоны и электроны, т. е. происходил еще один важный процесс — распад нейтронов. Правда, температура в начале этой эпохи была еще достаточно высока для рождения нейтронов при соударении электронов с протонами, поэтому равновесие сохранялось. А вот когда температура упала до 30 миллиардов градусов, электронам уже не хватало энергии для образования нейтронов, поэтому они распадались в больших количествах.
Еще одно важное событие эпохи лептонов — разделение и освобождение нейтрино. Нейтрино и антинейтрино образуются в реакциях с участием протонов и нейтронов. Когда температура была достаточно высока, все эти частицы были связаны между собой, а при понижении температуры ниже определенного критического значения произошло их разделение, и все частицы свободно разлетелись в пространство. По мере расширения Вселенной их температура падала до тех пор, пока не достигла значения около 2 К. До настоящего времени обнаружить эти частицы не удалось.
Через несколько секунд после Большего взрыва, когда температура составляла около 10 миллиардов градусов, Вселенная вступила в эпоху излучения. В начале этой эпохи было еще довольно много лептонов, но при понижении температуры до 3 миллиардов градусов (порогового значения для рождения пар лептонов) они быстро исчезли, испустив множество фотонов. В то время Вселенная состояла почти полностью из фотонов.
В эпоху излучения произошло событие исключительной важности — в результате синтеза образовалось первое ядро. Это как раз то событие, которое пытался объяснить Гамов; о нем речь шла раньше. Примерно через три минуты после начала отсчета времени, при температуре около миллиарда градусов, Вселенная уже достаточно остыла для того, чтобы столкнувшиеся протон и нейтрон соединились, образовав ядро дейтерия (более тяжелой разновидности водорода). При соударении двух ядер дейтерия образовывались ядра гелия. Так за очень короткое время, примерно за 200 мин, около 25 % вещества Вселенной превратилось в гелий. Помимо того, превращение водорода в гелий происходит в недрах звезд, но там образуется лишь около 1 % всей массы гелия. В эту эпоху возникли также другие элементы: немного трития и лития, но более тяжелые ядра образоваться не могли. Поскольку все, о чем здесь шла речь, естественно, относится к области теории, читатель вправе усомниться: а так ли это в действительности? Видимо, да, ведь теория прекрасно согласуется с наблюдениями, поэтому ей можно доверять. Например, согласно этой теории гелий должен составлять около 25 % вещества во Вселенной, что подтверждается наблюдением.
Фоновое космическое излучение.
Вселенная продолжала расширяться и охлаждаться в течение нескольких тысяч лет. Тогда она состояла в основном из излучения с примесью некоторых частиц (нейтронов, протонов, электронов, нейтрино и ядер простых атомов). Это была довольно тоскливая Вселенная, непрозрачная из-за густого светящегося тумана, и в ней почти ничего не происходило. Непрозрачность вызывалась равновесием между фотонами и веществом; при этом фотоны были как бы привязаны к веществу. Наконец, при температуре 3000 К в результате объединения электронов и протонов образовались атомы водорода, так что фотоны смогли оторваться от вещества. Как раньше нейтрино, так теперь фотоны отделились и унеслись в пространство.
Наверное, это напоминало чудо — густой туман внезапно рассеялся и Вселенная стала прозрачной, хотя и ярко красной, так как температура излучения была еще довольно высока (чуть ниже 3000 К). Но постепенно она падала — сначала до 1000 К, затем до 100 К и наконец достигла нынешнего значения 3 К.
Существование такого фонового излучения предсказал в 1948 году Г. Гамов, но в своих рассуждениях он допустил массу ошибок, как численных, так и смысловых. Несколько лет спустя его студент исправил эти ошибки и рассчитал, что температура фонового излучения сейчас должна быть около 5 К. Считалось, однако, что это излучение обнаружить не удастся, в частности, из-за света звезд. Вот почему прошло 17 лет, прежде чем фоновое излучение было зарегистрировано.
В начале 60-х годов компания «Белл телефон» построила в Холмделе, шт. Нью-Джерси, специальный радиотелескоп для приема микроволнового излучения. Он использовался для обеспечения связи со спутником «Телстар». Двое работавших на нем ученых, Арно Пензиас и Роберт Уилсон, решили также исследовать с его помощью микроволновое излучение нашей Галактики.
Однако до начала исследований им нужно было обнаружить и устранить все возможные помехи как от самого телескопа, так и от окружающих наземных источников. Ученые решили поработать на волне 7,35 см, но вскоре обнаружили, что на ней постоянно присутствует какой-то шум. Несмотря на все усилия, избавиться от него не удавалось, хотя вначале исследователям казалось, что это не составит труда. Шум так мешал работе, что Пензиас и Уилсон решили проверить, не является ли его источником само небо, Как ни странно, но оказалось, что это так. Куда бы ученые не наводили телескоп, шум не исчезал.
 |
Они и не подозревали о том, что совсем рядом, в Принстонском университете, два физика, Роберт Дикке и Джим Пиблз, обсуждали возможность наличия во Вселенной излучения, дошедшего до нас с момента Большого взрыва. Пиблз рассчитал, что его температура должна быть около 5 К, и ученые обратились к своим коллегам П. Роллу и Д. Уилкинсону с просьбой попробовать обнаружить это излучение. Как видно, никто из них не слышал о предсказании Гамова, сделанном много лет назад.
Кривая излучения. Если фоновое космическое излучение действительно дошло до нас от Большого взрыва, оно должно описываться такой же зависимостью
Пензиас узнал об идеях Дикке и позвонил ему, чтобы сообщить о регистрации «шума», — похоже, это как раз то, что он ищет. Дикке приехал в Холмдел, и вскоре стало ясно, что помехи действительно представляют собой искомое излучение. Ученые опубликовали полученные результаты, не упомянув ни Гамова, ни его студента. Когда Гамов познакомился с этой публикацией, он направил Дикке весьма сердитое письмо. Позднее Пензиас и Уилсон были удостоены за свое открытие Нобелевской премии.