Первые три минуты. Современный взгляд на происхождение Вселенной

I. ВВЕДЕНИЕ: ВЕЛИКАН И КОРОВА

Происхождение Вселенной объясняется в «Младшей Эдде», собрании норвежских мифов, обработанных около 1220 года исландским магнатом Снорри Стурлусоном. Сначала, говорится в «Эдде», не было вообще ничего: «Земли еще не было, и небосвода, бездна зияла, трава не росла». К северу и югу от ничего лежали области холода и огня — Нифльхейм и Мусспельхейм. Тепло из Мусспельхейма растопило часть льда из Нифльхейма, и из капель жидкости вырос великан Имир. Что же Имир ел? Оказалось, что там была и корова, Аудумла. А что же она ела? Ну, там нашлось еще немного соли. И так далее.

Мне не хотелось бы оскорбить чьи-либо религиозные чувства, даже религиозные чувства викингов, но думаю, что, по совести говоря, это не очень удовлетворительная картина происхождения Вселенной. Даже оставляя в стороне все возражения, связанные с тем, что свидетельские показания основаны на слухах, надо признать, что эта история рождает столько же вопросов, на сколько она дает ответ, и каждый ответ требует новых усложнений начальных условий.

Но мы не можем просто посмеяться, читая «Эдду», и отречься от всех космогонических гипотез — стремление проследить историю Вселенной назад к самому началу непреодолимо. С момента зарождения современной науки в шестнадцатом и семнадцатом веках физики и астрономы вновь и вновь возвращались к проблеме возникновения Вселенной.

Однако подобные исследования всегда пользовались дурной репутацией. Я вспоминаю, что когда я был студентом, а затем в 50-е годы начал свои собственные исследования (по другим проблемам), то повсюду считалось, что изучение ранней Вселенной — это не та задача, которой должен посвящать свое время уважающий себя ученый. И такое суждение имело свои основания. В течение почти всей истории современной физики и астрономии попросту не существовало адекватного наблюдательного и теоретического базиса, который позволил бы реконструировать историю ранней Вселенной.

Но за последнее десятилетие все это изменилось. Теория ранней Вселенной стала столь общепринятой, что астрономы часто называют ее «стандартной моделью». Это примерно то же самое, что иногда именуется теорией «большого взрыва», но дополненное значительно более точными указаниями относительно того, из чего состояла Вселенная. Теория ранней Вселенной и рассматривается в данной книге.

Чтобы помочь увидеть цель нашего путешествия, может быть, полезно начать с краткого резюме истории ранней Вселенной, как она в настоящий момент представляется в рамках стандартной модели. Это лишь беглый обзор — в последующих главах будут объяснены детали этой истории и наши основания доверять каждой из них.

Вначале был взрыв. Не такой взрыв, который знаком нам на Земле и который начинается из определенного центра и затем распространяется, захватывая все больше и больше пространства, а взрыв, который произошел одновременно везде, заполнив с самого начала все пространство, причем каждая частица материи устремилась прочь от любой другой частицы. В этом контексте «все пространство» может означать либо все пространство бесконечной Вселенной, либо все пространство конечной Вселенной, которое замкнуто на себя, как поверхность сферы. Каждую из этих возможностей нелегко постичь, но это нам не помешает: оказывается, что на историю ранней Вселенной не влияет, является ли пространство конечным или бесконечным.

Примерно через одну сотую долю секунды, самое раннее время, относительно которого мы можем говорить с какой-то определенностью, температура Вселенной была равна примерно ста тысячам миллионов (1011) градусов Цельсия. Это значительно горячее, чем в центре самой горячей звезды, так горячо на самом деле, что ни одни из компонентов обычного вещества — молекулы, атомы или даже ядра атомов — не могли существовать. Вместо этого вещество, разлетавшееся в разные стороны в таком взрыве, состояло из различных типов так называемых элементарных частиц, являющихся предметом изучения современной физики высоких энергий.

Мы неоднократно будем встречаться на страницах книги с этими частицами, но в данный момент будет достаточно назвать только те из них, которые присутствовали в ранней Вселенной в наибольшем количестве, отложив более детальные разъяснения до глав III и IV. Один тип частиц, присутствовавших в больших количествах, — это электроны, отрицательно заряженные частицы, которые переносятся электрическим током по проводам и образуют внешние части всех атомов и молекул нашей теперешней Вселенной. Другой тип частиц, имевшихся в изобилии на ранней стадии, — это позитроны, положительно заряженные частицы с массой, в точности равной массе электрона. В теперешней Вселенной позитроны обнаруживаются только в лабораториях физики высоких энергий, в некоторых типах радиоактивного распада, а также в бурных астрономических явлениях вроде космического излучения или сверхновых, но в ранней Вселенной число позитронов почти точно равнялось числу электронов. Вдобавок к электронам и позитронам было примерно одинаковое количество нейтрино различных типов — призрачных частиц, не имеющих вообще ни массы, ни электрического заряда. Наконец, Вселенная была заполнена светом. Его не следует рассматривать отдельно от частиц — квантовая теория говорит нам, что свет состоит из частиц нулевой массы² и нулевого электрического заряда, известных под названием фотонов. (Каждый раз, когда атом в нити накала электрической лампочки переходит из состояния большей энергии в состояние меньшей энергии, испускается один фотон. При этом из электрической лампочки вылетает так много фотонов, что они кажутся слившимися вместе в непрерывный поток света, однако фотоэлемент может сосчитать отдельные фотоны, один за другим). Каждый фотон несет определенную порцию энергии и импульса, зависящую от длины волны света. Чтобы описать тот свет, который заполнял раннюю Вселенную, мы можем сказать, что число и средняя энергия фотонов были примерно такими же, как у электронов, позитронов или нейтрино.

Эти частицы — электроны, позитроны, нейтрино, фотоны — непрерывно рождались из чистой энергии и затем весьма быстро вновь аннигилировали. Поэтому число этих частиц не было предопределено заранее, а определялось балансом между процессами рождения и аннигиляции. Из этого баланса можно вывести, что плотность такого космического супа при температуре сотни тысяч миллионов градусов была примерно в четыре тысячи миллионов (4 × 109) раз больше, чем у воды. Кроме того, имелась небольшая примесь более тяжелых частиц — протонов и нейтронов, которые в сегодняшнем мире являются составными частями атомных ядер. (Протоны положительно заряжены; нейтроны чуть тяжелее и электрически нейтральны.) Пропорции составляли примерно один протон и один нейтрон на каждую тысячу миллионов электронов, или позитронов, или нейтрино, или фотонов. Это число — тысяча миллионов фотонов на одну ядерную частицу — является критической величиной, которая должна браться из наблюдений в целях построения стандартной модели Вселенной³. Открытие космического фона излучения, обсуждаемое в главе III, в действительности представляло собой измерение этого числа.

В процессе развития взрыва температура падала, достигнув через одну десятую секунды тридцати тысяч миллионов (3 × 1010) градусов Цельсия, через одну секунду — десяти тысяч миллионов градусов и через четырнадцать секунд — трех тысяч миллионов градусов. Это уже было достаточно прохладно для того, чтобы электроны и позитроны начали аннигилировать быстрее, чем они могли рождаться вновь фотонами или нейтрино. Энергия, выделявшаяся при такой аннигиляции вещества, постепенно замедляла скорость охлаждения Вселенной, но температура продолжала падать, достигнув наконец одной тысячи миллионов градусов в конце первых трех минут. Тут уже стало достаточно прохладно для того, чтобы протоны и нейтроны начали образовывать сложные ядра, начиная с ядра тяжелого водорода (дейтерия), состоящего из одного протона и одного нейтрона. Плотность была все еще достаточно велика (чуть меньше плотности воды), так что эти легкие ядра были способны быстро объединяться в более стабильные легкие ядра, такие, как ядра гелия, состоящие из двух протонов и двух нейтронов.

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 из ядер гелия, и столь же малое количество электронов, оставшихся от эры электрон-позитронной аннигиляции. Эта материя продолжала расширяться, становясь постепенно холоднее и разреженнее. Значительно позже, через несколько сот тысяч лет, стало уже достаточно холодно для того, чтобы электроны смогли объединиться с ядрами, образовав атомы водорода и гелия. Образовавшийся газ начал под действием гравитации образовывать сгустки, которые в конце концов сконденсировались, образовав галактики и звезды нынешней Вселенной. Однако звезды⁴ начали свою жизнь как раз с теми составными элементами, которые были изготовлены в первые три минуты.

Обрисованная выше стандартная модель — совсем не самая удовлетворительная из всех мыслимых теорий происхождения Вселенной. Как и в «Младшей Эдде», в ней имеется смущающая неопределенность относительно самого начала, первой сотой доли секунды или около того. Помимо этого, необходимо, к сожалению, фиксировать начальные условия, в особенности начальное отношение тысяча миллионов к одному для фотонов и ядерных частиц. Мы предпочли бы теорию, логическая неизбежность которой была бы более очевидной.

Существует альтернативная теория, которая кажется значительно более привлекательной с философской точки зрения, так называемая теория стационарного состояния. В этой теории, предложенной в конце 40-х годов Германом Бонди, Томасом Голдом и (в несколько иной формулировке) Фредом Хойлом, считается, что Вселенная всегда была почти такой же, как сейчас. В процессе ее расширения непрерывно рождается новая материя, заполняя промежутки между галактиками. В принципе, на все вопросы о том, почему Вселенная такая, какая она есть, можно ответить в этой теории, показав, что она такая, какая она есть, потому, что это единственный способ, при котором она может оставаться неизменной. Проблемы ранней Вселенной нет, ранней Вселенной просто не было.

Как же мы тогда пришли к стандартной модели? И как же она вытеснила другие теории вроде модели стационарного состояния? Это было данью чрезвычайной объективности современной астрофизики, благодаря которой единодушие стало возможным не из-за сдвигов в философских симпатиях и не под влиянием ученых-мандаринов от астрофизики, а под давлением эмпирических данных.

В следующих двух главах будут описаны две великие путеводные нити, предоставляемые нам астрономическими наблюдениями и приводящие к стандартной модели, — открытие разбегания далеких галактик и обнаружение слабого фона радиоизлучения, заполняющего Вселенную. Это богатейший сюжет для историка науки, полный ошибочных начинаний, упущенных возможностей, теоретических предубеждений и действий отдельных личностей.

Вслед за этим обзором наблюдательной космологии я попытаюсь соединить разрозненные данные, чтобы дать единую картину физических условий в ранней Вселенной. Это заставит нас вернуться к более детальному рассмотрению первых трех минут. Представляется подходящим кинематографический метод: кадр за кадром мы будем следить за тем, как Вселенная расширяется, охлаждается и приготовляется⁵. Мы также попробуем заглянуть немного в эру, все еще окутанную тайной, — а именно, в то, что происходило до первой сотой доли секунды.

Можем ли мы действительно быть уверенными в стандартной модели? Не разрушат ли ее новые открытия и не заменят ли сегодняшнюю стандартную модель какой-то другой космогонией, может быть, даже возродив стационарную модель? Возможно. Я не в силах избавиться от ощущения нереальности, когда пишу о первых трех минутах так, как будто мы действительно знаем, о чем говорим.

Однако даже если стандартную когда-нибудь вытеснит другая модель, она все равно будет играть чрезвычайно важную роль в истории космологии. Сейчас стало общепринятым (хотя лишь в последнее десятилетие или около того) проверять теоретические идеи в физике или астрофизике, обсуждая их следствия в рамках стандартной модели. Также обычным стало использование стандартной модели в качестве теоретической основы для определения программ астрономических наблюдений. Таким образом, стандартная модель обеспечивает необходимый общий язык, который позволяет теоретикам и наблюдателям понимать, что каждый из них делает. Если когда-нибудь стандартную модель заменит лучшая теория, то, вероятнее всего, это произойдет в результате наблюдений или вычислений, обоснование необходимости которых будет получено из стандартной модели.

В последней главе я немного поговорю о будущем Вселенной. Возможно, она будет продолжать расширяться всегда, становясь все более холодной, разреженной и мертвой. Но возможно, что она будет вновь сжиматься, вновь разбивая галактики, звезды, атомы и атомные ядра на их составные части. Все те проблемы, с которыми мы сталкиваемся в понимании первых трех минут, возникнут тогда снова при предсказании течения событий в три последние минуты.