Некоторые теоретики отказывались верить, что в космологии может встретиться такое маленькое число, как одна миллиардная. Поэтому они выдвинули гипотезу: мол, на самом деле оно равно нулю т. е. Вселенная содержит вещество и антивещество в равных количествах. Тогда для объяснения, почему нам кажется, будто на один барион приходится миллиард фотонов, приходится предположить, что незадолго до пересечения температурного порога для нуклонов космос был поделен на области с разными барионными числами. В одних имелся небольшой (в несколько миллиардных долей) избыток вещества над антивеществом, а в других недостаток. Когда Вселенная достаточно охладилась и все частицы, нашедшие свою антиполовинку, аннигилировали, космос оказался разбит на области, в которых имелись либо только вещество, либо только антивещество. Сложность этого сценария в том, что никто и никогда не наблюдал во Вселенной антивещество. Космические лучи, вторгающиеся в верхние слои земной атмосферы, приходят, как считается, с окраин нашей Галактики и, возможно, частично из-за пределов Млечного Пути. Львиная их доля представляет собой вещество, а не антивещество. Фактически антипротон или антиядро в космических лучах не попадались еще никому. Кроме того, в наблюдениях не видно фотонов, которые должны были бы приходить из мест, где аннигиляция вещества и антивещества идет в космических масштабах.
Есть еще одна причина, по которой плотность фотонов (или, точнее, энтропии) может не подчиняться обратной кубической зависимости от размера Вселенной. В прошлом последняя могла отклоняться от теплового равновесия. Скажем, из-за какого-то трения или вязкости она нагрелась и появились «лишние» фотоны. Другими словами, сначала барионное число в расчете на фотон имело более или менее разумное значение (скажем, единицу), но с появлением новых фотонов упало до сегодняшней одной миллиардной. Проблема в том, что никому до сих пор не удалось придумать, как эти лишние фотоны могли бы родиться. Несколько лет назад я тоже над этим работал, но безуспешно.
В дальнейшем я больше не стану возвращаться к этим альтернативным теориям и буду предполагать, что барионное число на один фотон равно наблюдаемому значению, т. е. одной миллиардной.
А что же с плотностью лептонного числа Вселенной? Раз у нее нулевой электрический заряд, то на каждый электрон приходится ровно один протон. Протоны составляют около 87 % всех нуклонов современной Вселенной, поэтому количество электронов почти совпадает с полным числом нуклонов. Если бы электроны были сейчас единственными лептонами, мы бы немедленно заявили, что число последних (на один фотон) практически совпадает с числом барионов.
Однако помимо электрона и позитрона есть еще один сорт стабильных частиц, обладающих ненулевым лептонным числом. Нейтрино и антинейтрино, подобно фотону, не имеют электрического заряда и массы, но их лептонные числа равны соответственно +1 и 1. Таким образом, чтобы узнать лептонную плотность современной Вселенной, нужно сначала понять, сколько в космосе нейтрино и антинейтрино.
А что же с плотностью лептонного числа Вселенной? Раз у нее нулевой электрический заряд, то на каждый электрон приходится ровно один протон. Протоны составляют около 87 % всех нуклонов современной Вселенной, поэтому количество электронов почти совпадает с полным числом нуклонов. Если бы электроны были сейчас единственными лептонами, мы бы немедленно заявили, что число последних (на один фотон) практически совпадает с числом барионов.
Однако помимо электрона и позитрона есть еще один сорт стабильных частиц, обладающих ненулевым лептонным числом. Нейтрино и антинейтрино, подобно фотону, не имеют электрического заряда и массы, но их лептонные числа равны соответственно +1 и 1. Таким образом, чтобы узнать лептонную плотность современной Вселенной, нужно сначала понять, сколько в космосе нейтрино и антинейтрино.
К сожалению, раздобыть эту информацию безумно сложно. Нейтрино, как и электрон, не подвержено влиянию ядерных сил, удерживающих протоны и нейтроны в ядре. (Иногда под словом «нейтрино» я буду также иметь в виду и антинейтрино.) Но, в отличие от электрона, оно не заряжено и, значит, нечувствительно к электрическим и магнитным полям, благодаря которым электрон притягивается к атомному ядру. Нейтрино вообще малочувствительны к каким бы то ни было силам. Хотя они, конечно, как и все во Вселенной, подвержены влиянию силы тяжести. Кроме того, нейтрино участвуют в слабых взаимодействиях, ответственных за некоторые радиоактивные процессы например, за распад нейтрона (см. с. 132). Но обычное вещество в эти взаимодействия почти не вовлекается. Для демонстрации того, насколько трудно уловить нейтрино, обычно приводят следующий пример. Чтобы остановить или заставить рассеяться испущенное в некотором радиоактивном процессе нейтрино, на его пути необходимо поставить свинцовую стену толщиной в несколько световых лет. В ядерных реакциях, идущих в солнечном ядре, протоны непрерывно перерабатываются в нейтроны с испусканием нейтрино. Поэтому от Солнца к нам идет интенсивный поток последних. Днем нейтрино светят на нас сверху, а ночью, когда Солнце заходит за Землю, снизу, так как наша планета для них полностью прозрачна. В науку нейтрино были введены Вольфгангом Паули, который предложил списать на их счет недостаток энергии, наблюдавшийся при распаде нейтрона. Зарегистрировать нейтрино напрямую удалось лишь в конце 1950-х гг. благодаря ядерным реакторам и ускорителям частиц, в которых нейтрино рождались в таких количествах, что сотня-другая застревала-таки в детекторе.
Но если нейтрино настолько слабо взаимодействуют с веществом, то они могут в изобилии заполнять Вселенную, а мы даже догадываться об этом не будем. Впрочем, кое-какие верхние ограничения на количество нейтрино и антинейтрино далеко не самые строгие наложить все же можно. Если бы этих частиц было слишком много, определенные распады в ядрах шли бы несколько не так, как должны. Да и темп расширения Вселенной замедлялся бы быстрее, чем это происходит. Тем не менее, несмотря на эти ограничения, нельзя исключить возможность того, что нейтрино и(или) антинейтрино присутствуют в космосе в таких же количествах и с такими же энергиями, как у фотонов.
Имея в виду эти оговорки, космологи, однако, обычно предполагают, что лептонное число (количество электронов, мюонов и нейтрино за вычетом соответствующих античастиц) в расчете на фотон весьма невелико во всяком случае, много меньше единицы. Такое заключение делается из соображений аналогии: если число барионов на фотон мало, то почему должно быть велико количество лептонов? Это одна из самых шатких гипотез стандартной модели. К счастью, даже если она неверна, на общую картину, которую мы здесь рисуем, она почти не повлияет.
Конечно, при температуре выше температурного порога для электронов лептонов и антилептонов было много по своему количеству электроны и позитроны могли сравниться с фотонами. Кроме того, Вселенная была настолько горячей и плотной, что в таких условиях в тепловом равновесии находились даже юркие нейтрино и их число тоже было сравнимо с количеством фотонов. Предпосылка, заложенная в стандартную модель, состоит в том, что разница в числе лептонов и антилептонов была и есть значительно меньше количества фотонов. Не исключено, что существовал небольшой избыток лептонов над антилептонами (как это имеет место в случае с барионами и антибарионами), который сохранился до сегодняшнего дня. Нейтрино и антинейтрино к тому же взаимодействуют так слабо, что многие из них, возможно, до сих пор не нашли себе партнера, чтобы аннигилировать. В этом случае в современной Вселенной их было бы примерно поровну и их количество было бы сравнимо с числом фотонов. В следующей главе мы увидим, что такой сценарий сегодня довольно популярен в космологии. Но не стоит и надеяться, что в обозримом будущем нам удастся зарегистрировать обширный океан нейтрино и антинейтрино.
Итак, вот наш рецепт ранней Вселенной. Возьмите заряд в расчете на фотон равным нулю, на каждый миллиард фотонов добавьте по одному бариону, а лептонное число примите равным некоторой малой величине. Задайте температуру в нужный вам момент времени как отношение современного размера Вселенной к размеру в интересующую вас эпоху, умноженное на 3 К (современная температура реликтового излучения). Хорошенько перемешайте, чтобы микроскопические распределения частиц различных сортов отвечали требованию теплового равновесия. Поместите все это во Вселенную, темп расширения которой определяется силой тяготения этого самого вещества. Если запастись терпением, то через некоторое время из этой мешанины должен получиться наш сегодняшний мир.
5. Первые три минуты
Итак, теперь мы достаточно подкованы, чтобы проследить за ходом космической эволюции в первые три минуты. Тогда события развивались гораздо стремительнее, чем сейчас, поэтому киноаппарат, показывающий кадры через равные промежутки времени, здесь не поможет. Вместо этого я синхронизую наш «фильм» с падающей температурой Вселенной, причем последовательные стоп-кадры по температуре будут различаться примерно в три раза.
К сожалению, у меня нет возможности начать показ с нулевого момента времени и бесконечной температуры. Известно, что, когда температура превысила порог в полторы тысячи миллиардов градусов (1,5 × 1012 К), во Вселенной в больших количествах появилась частица под названием пи-мезон. (Ее масса около одной седьмой массы нуклона; см. таблицу I на с. 212.) В отличие от электронов, позитронов, мюонов и нейтрино, пи-мезоны очень сильно взаимодействуют с нуклонами и друг с другом. На самом деле как раз за счет обмена пи-мезонами нуклоны и держатся в атомном ядре. Когда появляется много таких сильновзаимодействующих частиц, описать поведение вещества при сверхвысоких температурах становится невероятно сложно. Поэтому, чтобы не вдаваться в хитроумные математические выкладки, в этой главе я начну повествование с первой сотой доли секунды. В этот момент температура составляла всего 100 миллиардов градусов Кельвина, что заведомо ниже пороговых значений для пи-мезонов, мюонов и остальных, более тяжелых частиц. В главе 7 кратко остановлюсь на том, что, по мнению физиков-теоретиков, могло происходить до этого момента.
Имея все это в виду, и начнем просмотр.
СТОП-КАДР 1. Температура во Вселенной 100 миллиардов градусов (1011 К). В этот момент космос проще для понимания, чем когда бы то ни было в будущем. Его заполняет однородный бульон из вещества и излучения, а каждая частица сталкивается с другими много-много раз в секунду. То есть, несмотря на стремительное расширение, Вселенная находится в почти идеально равновесном состоянии. Количество различных ингредиентов в ней, таким образом, определяется законами статистической физики и не зависит от того, что происходило до первого стопкадра. Нам достаточно знать, что температура равна 1011 К, а сохраняющиеся величины заряд, барионное и лептонное число очень маленькие или равны нулю.