Суперсила

Тяжелые элементы в окружающем нас мире несут на себе отпечаток бурной истории Вселенной; однако от несравненно более неистовой эпохи космической эволюции. Большого взрыва, ведут свое начало легкие элементы – водород и гелий. Возникает вопрос: существовали ли эти элементы «с самого начала» или они являются реликтами какой-то очень ранней фазы?
Ключ к пониманию ранних этапов эволюции Вселенной скрыт в гигантском количестве теплоты, выделившейся при Большом взрыве. В своем простейшем варианте теория горячей Вселенной предполагает, что Вселенная спонтанно возникла в результате взрыва из состояния с бесконечно большой плотностью и бесконечно большой тепловой (внутренней) энергией. По мере расширения Вселенной температура падала – сначала быстро, а затем все медленнее – от бесконечно большого значения до довольно низкой величины, при которой возникли условия, благоприятные для образования звезд и галактик. На протяжении около 100 тыс. лет температура превышала несколько тысяч градусов, что препятствовало образованию атомов. Таким образом, примерно 100 тыс. лет космическое вещество сохраняло форму разогретой плазмы, состоящей из ионизированных водорода и гелия. Лишь когда температура Вселенной понизилась приблизительно до температуры поверхности Солнца, возникли первые атомы. Таким образом, атомы – это реликты эпохи, наступившей через 100 тыс. лет после Большого взрыва.
Остается, однако, еще более интересный вопрос. Каково происхождение ядер водорода и гелия? Не являются ли они продуктами физических процессов, происходивших в еще более ранние эпохи? В первые несколько минут после Большого взрыва температура космической плазмы превышала 10^6К – этого было вполне достаточно для протекания ядерных реакций. Методом численного моделирования на ЭВМ и с использованием данных ядерной физики астрофизикам удалось воспроизвести детали ядерных процессов, происходивших в первые минуты существования Вселенной.
Согласно полученным результатам, в конце первой секунды температура достигала 10^10К – это слишком много для того, чтобы могли существовать сложные ядра. Все пространство было тогда заполнено хаотически движущимися протонами и нейтронами, вперемешку с электронами, нейтрино и фотонами (тепловым излучением). Ранняя Вселенная расширялась чрезвычайно быстро, так что по прошествии минуты температура упала до 10^8К, а спустя еще несколько минут – ниже уровня, при котором возможны ядерные реакции. Таким образом, в процессе эволюции ранней Вселенной существовал относительно короткий (порядка нескольких минут) промежуток времени, когда протоны и нейтроны могли объединяться, образуя сложные ядра.
Основной ядерной реакцией в тот период было слияние про­тонов и нейтронов с образованием ядер гелия, каждое из которых состоит из двух протонов и двух нейтронов. Поскольку протоны немного легче нейтронов, они присутствовали в несколько большем количестве, так что по завершении синтеза гелия часть протонов оставалась свободной. Как показывают вычисления, за столь короткое время очень мало что могло произойти. Поэтому образовавшаяся плазма состояла примерно на 10% из ядер гелия и на 90% из ядер водорода. Эти цифры с вполне удовлетворительной точностью характеризуют наблюдаемое содержание названных элементов в современной Вселенной. Таким образом, гелий – это реликт космического «костра», пылавшего в первые несколько минут после Большого взрыва. К счастью, в первичном веществе был некоторый избыток протонов; именно благодаря остатку несвязанных протонов во Вселенной присутствует водород. Без водорода не светило бы Солнце, а в космосе не было бы воды. Вряд ли при этом могла возникнуть жизнь.
Реликты первой секунды 
Возможность установить реликты первых минут существования Вселенной, безусловно, следует рассматривать как блестящее достижение астрофизики. Но ученым не свойственно почивать на лаврах – раздвигая границы возможного, они неуклонно стремятся идти к новой цели. В этом – сущность научного поиска. Для объяснения происхождения химических элементов требуется знать, в каком состоянии находилась Вселенная в конце первой секунды. А что было в более ранние моменты, в течение первой секунды?
 
Приступить к подобному исследованию означает проникнуть в мир «Алисы в Стране Чудес» с его таинственными состояниями вещества и неведомыми силами. Это значит еще больше приблизиться к самой главной загадке природы – самому акту «сотворения мира»! Чтобы было легче построить наглядную картину Вселенной в возрасте менее 1с, вообразим, что мы находимся на борту некой машины времени, которая постепенно возвращает нас от момента, соответствующего 1с, к моменту 0с, когда в результате гигантского взрыва возникла Вселенная. Но будем осторожны! Наши представления об этом отрезке времени основаны главным образом на гипотезах и экстраполяциях, которым чрезвычайно сложно дать убедительное подтверждение. То, о чем мы будем говорить в этой и последующих главах, – всего лишь результат теоретического моделирования – процедуры во многом спорной и умозрительной.
Чтобы осмыслить события, вероятно, происходившие в первые мгновения существования Вселенной, необходимо понять природу космической активности. Если бы мы могли путешествовать вспять во времени, начиная с сегодняшнего дня, то заметили бы, что по мере движения назад темп развития ускоряется. Так, изменения Земли в процессе ее эволюции в течение 4,6 млрд. лет происходили очень медленно; поэтому геологические масштабы времени измеряются миллионами лет. Если бы нам удалось вернуться во времена, отстоящие от момента Большого взрыва не на миллиарды, а на миллионы лет, то мы обнаружили бы, что темп развития значительно ускорился. Галактики сформировались в течение нескольких сотен миллионов лет, тогда как звезды – еще быстрее (по-видимому, за несколько десятков миллионов лет).
За рубежом, отстоящим от Большого взрыва на 100 тыс. лет, Вселенная предстает почти лишенной какой-либо структуры – это период горячей плазмы. Темп эволюции здесь можно оценивать по скорости космического расширения и падения температуры. В этот период Вселенная расширялась примерно в 100 тыс. раз быстрее, чем сегодня, а ее температура достигала нескольких тысяч градусов. Еще раньше скорость расширения была много больше, а температура – гораздо выше. В момент 1с размеры Вселенной возрастали вдвое примерно за 1с, а ее температура достигала 10^10 К. Очевидно, в пределах первой секунды темп изменений Вселенной был еще выше, безгранично нарастая по мере приближения к моменту Большого взрыва.
Математически это нарастание темпа активности описывается обратно пропорциональной зависимостью. Если обозначить через время, прошедшее от момента рождения Вселенной – момента Большого взрыва, – то скорость расширения будет пропорциональна 1/t, а температура – 1/sqrt. С уменьшением t обе эти величины возрастают все быстрее, стремясь к бесконечности. Таким образом, поскольку космическая активность неуклонно возрастает по мере приближения к моменту рождения Вселенной, существенные изменения происходят, по-видимому, за все более короткие промежутки времени. Поэтому здесь целесообразно перейти на исчисление времени в долях 10. Так, за промежуток времени 0,1—1с происходит столько же событий, сколько в интервале 0,01—0,1с и т.д. Хотя интервал времени уменьшается последовательно в 10 раз, темп изменений, происходящих в каждом таком интервале, оказывается примерно одинаковым.
Возникает вполне естественный вопрос, как далеко можно экстраполировать нашу модель ранней Вселенной, сохраняя уверенность в ее адекватности. Я вспоминаю, как будучи студентом присутствовал в конце 60-х годов на лекции по космологии, где разговор шел о недавно открытом фоновом тепловом излучении. Лектор был несколько смущен, говоря о расчетах содержания гелия на основе ядерных реакций, происходивших, как предполагалось, в первые минуты существования Вселенной. Большинство аудитории открыто смеялось над этой дерзкой затеей и явно ощущало, что моделирование Вселенной в столь ранние моменты ее эволюции – занятие довольно сомнительное. Сегодня умонастроение резко переменилось. Расчеты содержания гелия стали частью общепризнанного подхода в космологических исследованиях и наше внимание привлекают периоды времени, предшествующие нуклеосинтезу.