Но в последнее десятилетие ситуация кардинально поменялась. Теория ранней Вселенной получила настолько широкое распространение, что астрономы теперь часто называют ее «стандартной моделью». Некоторые, возможно, слышали о теории Большого взрыва. Так вот, «стандартная модель» примерно то же самое, только с гораздо более подробным описанием состава Вселенной. Именно эта теория и составляет предмет данной книги.
Чтобы дать о нем общее представление, наверное, стоит начать с краткого изложения истории ранней Вселенной, как она понимается в «стандартной модели». Это всего лишь небольшая аннотация в последующих главах мы подробно расскажем о каждой эпохе и обсудим, почему, как мы думаем, все происходило так, а не иначе.
Сначала был взрыв. Но не такой, к каким мы привыкли на земле, когда взрывная волна, распространяясь от эпицентра, захватывает все более далекие слои воздуха. Первичный взрыв возник одновременно везде и заполнил сразу все пространство, причем каждая частица стала удаляться от каждой. В этом контексте выражение «все пространство» означает либо всю бесконечную Вселенную, либо весь объем конечной Вселенной, замкнутой саму на себя наподобие поверхности шара. И то и другое понять нелегко, но это нам не помешает: при обсуждении ранней Вселенной едва ли важно, была она конечной или нет.
Через сотую долю секунды (самый ранний момент, о котором мы хоть что-то знаем) температура во Вселенной была около ста миллиардов (1011) градусов Цельсия. Это намного больше, чем в центре даже самой горячей звезды. Вообще, при такой жаре не может существовать ни один из привычных нам ингредиентов материи: разрушаются даже ядра атомов, не говоря уже о самих атомах и молекулах. Разлетающееся в этом взрыве вещество состояло на самом деле из различных сортов так называемых элементарных частиц, которые изучает современная физика высоких энергий.
Мы еще не раз о них вспомним, а пока ограничимся перечислением тех, которых в ранней Вселенной было больше всего (подробности же оставим для глав 3 и 4). Одна из частиц, в изобилии присутствовавшая в первые мгновения после Большого взрыва, электрон, отрицательно заряженная частица, переносящая по проводам электрический ток и заполняющая в современной Вселенной внешние оболочки атомов и молекул. Не было тогда недостатка и в позитронах положительно заряженных частицах с точно такой же массой, как у электронов. Интересно, что в современном мире позитроны встречаются, пожалуй, только в ускорителях высоких энергий, в некоторых радиоактивных распадах и в бурных астрономических явлениях (космические лучи, взрывы сверхновых и т. п.). Однако в ранней Вселенной число позитронов почти точно равнялось числу электронов. Кроме того, примерно в таких же количествах здесь присутствовали различные типы нейтрино эфемерных частиц, совершенно лишенных массы[2] и заряда. Наконец, Вселенную заполнял свет. Специально отделять его от остальных частиц не имеет смысла, ведь, согласно квантовой теории, он состоит из фотонов незаряженных частиц с нулевой массой. (Когда один из атомов в спирали электрической лампочки переходит из высокоэнергетического состояния в низкоэнергетическое, он испускает один фотон. Лампочка при этом излучает так много фотонов, что нам они кажутся непрерывным потоком света. Однако, например, фотоэлектрический элемент способен улавливать одиночные фотоны: один фотон один отсчет.) Каждый фотон обладает определенными энергией и импульсом, величина которых зависит от длины волны света. Если говорить о свете, заполнявшем Вселенную на ранних стадиях ее возникновения, то количество и средняя энергия фотонов были такими же, как у электронов, позитронов и нейтрино.
Все эти частицы электроны, позитроны, нейтрино и фотоны постоянно рождались из вакуума и, прожив короткую жизнь, снова аннигилировали (исчезали). Другими словами, их число не было фиксированным, а определялось равновесием между процессами рождения и аннигиляции. Из этого баланса можно вычислить плотность того вселенского «супа», который варился при температуре в сотню миллиардов градусов: он был в четыре миллиарда (4 × 109) раз плотнее воды. Была в нем и небольшая примесь более тяжелых частиц протонов и нейтронов, из которых в настоящее время состоят атомные ядра. (Протоны заряжены положительно, а нейтроны электрически нейтральны и чуть тяжелее протонов.) На каждые протон и нейтрон приходилось, грубо говоря, по миллиарду электронов, позитронов, нейтрино и фотонов. Будучи определенной из наблюдений, эта цифра миллиард фотонов на одну ядерную частицу является тем ключом, который позволяет установить стандартную модель Вселенной. Дорогу к измерению этого числа, по сути, проложило открытие реликтового излучения, речь о котором пойдет в главе 3.
По мере того как развивался взрыв, температура падала. Через десятую долю секунды она равнялась тридцати миллиардам (3 × 1010) градусов Цельсия, через секунду примерно десяти тысячам миллионов, а через 14 секунд уже трем миллиардам градусов. Первичный бульон охладился настолько, что электроны и позитроны стали быстрее аннигилировать, чем рождаться из фотонов и нейтронов. Благодаря высвобождаемой в процессе аннигиляции вещества энергии темп охлаждения Вселенной несколько замедлился, но температура все равно продолжала падать и к концу первых трех минут достигла отметки в один миллиард градусов. Стало достаточно «холодно» для того, чтобы протоны и нейтроны начали образовывать сложные ядра. Первым на очереди стоял тяжелый водород, или дейтерий, состоящий из одного протона и одного нейтрона. В то же время плотность «супа» оставалась довольно высокой (чуть меньше, чем у воды), поэтому легкие ядра, быстро находя друг друга, превращались в самые стабильные легкие ядра ядра гелия, состоявшие из двух протонов и двух нейтронов.
Когда истекли первые три минуты, Вселенную заполняли в основном свет, нейтрино и антинейтрино. Правда, в небольшом количестве присутствовали еще ядра (из них около 73 % водорода и 27 % гелия) и электроны, оставшиеся после эпохи электрон-позитронной аннигиляции. Все это вещество продолжало разлетаться, постепенно охлаждаясь и становясь все менее плотным. Спустя долгие сотни тысяч лет его температура снизилась настолько, что ядра, соединившись с электронами, образовали атомы водорода и гелия. Этот газ, в свою очередь, под влиянием силы тяжести разбился на сгустки, а те собрались вместе и образовали галактики и звезды нынешней Вселенной. Однако эти звезды в начале своего жизненного пути состояли именно из тех ингредиентов, которые были приготовлены в первые три минуты.
Набросанная выше стандартная модель далеко не самая удовлетворительная теория происхождения Вселенной, которую можно придумать. Как и «Младшая Эдда», она смущенно умалчивает о самом начале, о первой сотой доле секунды. Как бы нам ни хотелось того избежать, в ней приходится выставлять начальные условия «руками». В частности, задавать отношение числа фотонов к количеству ядер, равное миллиарду. Хотя, конечно, нам больше по душе пришлись бы основательные логические умозаключения.
Например, одна из альтернативных теорий, выглядящая более привлекательно (во всяком случае, с философской точки зрения), это так называемая модель стационарной Вселенной. Предложенная в конце 1940-х гг. Германом Бонди, Томасом Голдом и (в несколько отличной формулировке) Фредом Хойлом, она утверждает, что Вселенная всегда была примерно такой же, как сейчас. По мере ее расширения рождается новое вещество, которое и заполняет зазоры между галактиками. А на вопрос о том, почему Вселенная такая, какая она есть, стационарная модель отвечает незамысловато: это единственный для мироздания способ оставаться одинаковым во все времена. Тогда проблема ранней Вселенной теряет смысл нет никакой ранней Вселенной.
Как же мы пришли к «стандартной модели»? И почему она вытеснила остальные теории вроде «стационарной Вселенной»? Достигнутное научным сообществом согласие свидетельство объективного подхода современной астрофизики: ее движителем являются не философские предпочтения или авторитетные мнения маститых астрофизиков, а лишь эмпирические данные.
Например, одна из альтернативных теорий, выглядящая более привлекательно (во всяком случае, с философской точки зрения), это так называемая модель стационарной Вселенной. Предложенная в конце 1940-х гг. Германом Бонди, Томасом Голдом и (в несколько отличной формулировке) Фредом Хойлом, она утверждает, что Вселенная всегда была примерно такой же, как сейчас. По мере ее расширения рождается новое вещество, которое и заполняет зазоры между галактиками. А на вопрос о том, почему Вселенная такая, какая она есть, стационарная модель отвечает незамысловато: это единственный для мироздания способ оставаться одинаковым во все времена. Тогда проблема ранней Вселенной теряет смысл нет никакой ранней Вселенной.
Как же мы пришли к «стандартной модели»? И почему она вытеснила остальные теории вроде «стационарной Вселенной»? Достигнутное научным сообществом согласие свидетельство объективного подхода современной астрофизики: ее движителем являются не философские предпочтения или авторитетные мнения маститых астрофизиков, а лишь эмпирические данные.
В последующих двух главах будет рассказано о двух ключевых догадках, которые, будучи подкрепленными астрономическими наблюдениями, привели нас к «стандартной модели»: об открытии разбегания удаленных галактик и обнаружении слабых радиопомех, заполняющих всю Вселенную. Этот путь усеян неудачными гипотезами, упущенными возможностями и теоретическими предрассудками. А сколько копий сломано в борьбе разных взглядов не счесть. Историки науки найдут здесь богатый материал для исследования.
В этом обзоре наблюдательной космологии я попытаюсь собрать имеющиеся данные в связную картину, повествующую о физических условиях в ранней Вселенной. Таким образом мы с вами подробнее проследим ее первые три минуты. Лучше всего для наших целей, наверное, подходит кинематографический подход: мы кадр за кадром увидим, как Вселенная расширялась, охлаждалась и что она сварила в собственном соку. Мы также попытаемся заглянуть в эпоху, плотно укутанную завесой тайны в первую сотую долю секунды, и ответить на вопрос о том, что было до нее.
Так ли уж мы уверены в «стандартной модели»? Может быть, новые открытия заставят нас от нее отказаться и заменить какой-нибудь другой космогонией или даже восстановить в правах теорию «стационарной Вселенной»? Не исключено. Рассказывая о первых трех минутах так, словно мы действительно знаем, что там происходило, я никак не могу отделаться от ощущения, будто пишу нечто фантастическое.
Однако даже если «стандартная модель» потеряет свою силу, она навсегда останется одной из вех истории космологии. Сегодня физики и астрофизики проверяют с ее помощью свои идеи (всего десять лет назад это было не так), изучая, к каким следствиям они могут привести в рамках «стандартной модели». Кроме того, сейчас последняя нередко служит тем теоретическим базисом, на основе которого составляются программы астрономических наблюдений. «Стандартная модель» служит тем языком, который позволяет теоретикам и наблюдателям оценить достижения друг друга. Если однажды на смену ей придет более совершенная теория, начало этому процессу, вероятно, положат наблюдения или вычисления, намеки на которые даст сама «стандартная модель».