Первичный огненный шар

Гамов понимал, что ранняя Вселенная была не только сверхплотной, но также и очень горячей. Причина в том, что газы разогреваются, когда их сжимают, и охлаждаются при расширении. (Велосипедисты говорят, что им это хорошо известно: когда шины накачивают воздухом, они становятся теплыми.)

Чтобы понять, почему расширение вызывает остывание, рассмотрим газ, заключенный в большой ящик. Молекулы газа можно представить в виде маленьких шариков, которые отскакивают от стенок ящика. Вообразите теперь, что эти стенки раздвигаются. Как повлияет их удаление на молекулы? Если вы на тренировке бросите теннисный мяч в стену, он отлетит к вам с той же скоростью. Но представьте на мгновение, что стена от вас удаляется. Скорость мяча относительно стены будет тогда меньше, и он отскочит назад медленней, чем вы его бросили. Аналогично и молекулы в расширяющемся ящике будут замедляться при каждом отскоке от стены. Температура пропорциональна средней энергии молекул, и следовательно, в ходе этого процесса она будет убывать. Конечно, в расширяющейся Вселенной нет движущихся стен, но частицы отскакивают друг от друга, и это точно так же влияет на температуру. Увеличиваясь, Вселенная становится все холоднее и холоднее. А значит, чем дальше мы отступаем в прошлое, тем горячее она должна быть, если же продолжить экстраполяцию до самой сингулярности, Вселенная становится бесконечно горячей.

При температурах свыше нескольких сотен градусов Кельвина связи, удерживающие атомы в молекулах, уже не способны противостоять теплу, и молекулы распадаются. Дальнейшее повышение температуры ведет к постепенному разрушению атомов. Сначала, около 3000 градусов Кельвина, электроны отрываются от атомных ядер, затем, примерно при миллиарде градусов, ядра распадаются на протоны и нейтроны (собирательно называемые нуклонами), и наконец, с приближением к триллиону градусов нуклоны разбиваются на свои элементарные составляющие, называемые кварками.

Помимо частиц материи, из которых состоят атомы, первичный огненный шар содержал также огромное количество квантов излучения – фотонов. Фотоны – это пакеты электрической и магнитной энергии; из них состоит обычный видимый свет. Движущиеся заряженные частицы испускают и поглощают фотоны, поэтому довольно быстро устанавливается равновесие, при котором фотоны поглощаются в том же темпе, что и излучаются. Чем выше температура, тем больше плотность энергии фотонов в равновесии. Таким образом, рецепт горячего космического супа выглядит очень просто: раздробите все на самые мелкие части, перемешайте и не скупясь приправьте фотонами. Однако есть в нем и кое-что еще.

Чем дальше мы продвигаемся назад во времени, тем энергичнее становятся частицы, тем теснее им и тем чаще они сталкиваются друг с другом. Чтобы понять состав огненного шара, надо знать, что случается при таких высокоэнергичных соударениях. Сталкивать элементарные частицы – любимое занятие ученых, специализирующихся на физике высоких энергий. Для этого строятся колоссальные агрегаты, называемые ускорителями, где частицы разгоняют до чудовищных энергий, позволяют им врезаться друг в друга и смотрят, что получится. Это гораздо увлекательнее, чем наблюдать за столкновением бильярдных шаров, поскольку частицы при столкновении часто меняют свой тип, как если бы красный и синий шары при столкновении превращались в желтый и зеленый. Количество частиц также подвержено изменениям: две исходные частицы могут породить фейерверк из десятков новых, разлетающихся из точки столкновения. Подобные события повсеместно происходили в первые мгновения после Большого взрыва.

В таких столкновениях нельзя точно предсказать, что должно случиться. Существует множество возможных исходов, и физики, используя квантовую теорию, вычисляют их вероятности. Но это все, что можно сделать: в квантовом мире нет места определенности. Диапазон возможного ограничивается лишь несколькими законами сохранения, которые строго соблюдаются. Например, законы сохранения энергии и электрического заряда требуют, чтобы полная энергия и суммарный заряд до и после столкновения были одинаковыми. Таким образом, любой процесс, не запрещенный законами сохранения, разрешен и будет происходить с ненулевой вероятностью. В ранней Вселенной частицы безостановочно сталкиваются друг с другом, и огненный шар наполняется всеми типами частиц, какие только могут быть созданы в этих столкновениях.

Для каждого типа частиц есть античастицы с такой же массой и противоположным электрическим зарядом. Частицы и античастицы часто рождаются парами. Например, два фотона с энергиями больше той, что соответствует массе электрона (по формуле E = mc²), могут столкнуться и превратиться в электрон и его античастицу, называемую позитроном. Обратный процесс называется аннигиляцией пары: электрон и позитрон сталкиваются и превращаются в два фотона.

При температурах свыше 10 миллиардов градусов энергии частиц становятся достаточными для порождения электрон-позитронных пар. Как результат, огненный шар наполняется газом из электронов и позитронов, плотность которого примерно равна плотности фотонного газа. При еще более высоких температурах появляются все более тяжелые частицы. Физики занесли в свои реестры целый зоопарк различных частиц с массами, распределенными в весьма широком диапазоне. На верхнем конце этого диапазона располагаются W- и Z-частицы, которые в 300 000 раз массивнее электрона, и топ-кварк, масса которого еще вдвое больше. Это самые тяжелые частицы, полученные к сегодняшнему дню на ускорителях. Они существуют в огненном шаре при температурах выше 3000 триллионов градусов. По мере приближения к этим температурам наши знания о частицах становятся все более приблизительными, а представления об устройстве первичного огненного шара – все менее и менее надежными.

Уравнения Фридмана можно использовать для определения температуры и плотности огненного шара в любой момент времени. Например, спустя одну секунду после Большого взрыва температура составляет 10 миллиардов градусов, а плотность – около 1 тонны на кубический сантиметр. Чтобы не повторять каждый раз слова “после Большого взрыва”, я буду использовать сокращение ПБВ. Самая насыщенная событиями часть истории огненного шара, для которой характерна быстрая смена поколений экзотических частиц, приходится как раз на первую секунду его существования. W-, Z- и более тяжелые частицы широко распространены только в первую 0,00000000001 секунды ПБВ. Мюоны – частицы, похожие на электроны, но в 200 раз более тяжелые, – аннигилируют со своими античастицами около 0,0001 секунды. Примерно в то же время триплеты кварков соединяются вместе, образуя нуклоны. Последними аннигилируют электрон-позитронные пары. Они исчезают около 1 секунды ПБВ. Чтобы в наше время осталось некоторое количество электронов и нуклонов, в тот период должен иметь место небольшой избыток кварков по сравнению с антикварками и электронов по сравнению с позитронами. По истечении первой секунды в составе космического супа остаются нуклоны, электроны и фотоны.