Начало и конец Вселенной
иционной 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.
Эпоха адронов.
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.
Эпоха лептонов.
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.
Эпоха излучения.
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.
[pic]
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
| |  скачать работу |
Начало и конец Вселенной |
