Алексей Левин - Белые карлики. Будущее Вселенной

В истории мироздания трехминутная отметка очень важна. Именно на этой стадии впервые появилась возможность формирования самых простых составных ядер. Это были ядра дейтерия — тяжелого изотопа водорода, состоящие из протона и нейтрона. Энергия связи такого ядра равна 2,2 МэВ, что соответствует температуре порядка 25 млрд K. Температура первичной плазмы упала до этой величины, когда Вселенной было всего ¼ секунды. Можно подумать, что дейтерий мог возникнуть уже тогда, но этот вывод будет ошибочным. Электромагнитное излучение Вселенной еще долго содержало достаточное количество горячих фотонов, которые разбивали новорожденные ядра дейтерия. Дейтерий смог выжить, лишь когда доля фотонов с энергией более 2,2 МэВ сократилась до одной миллиардной (вспомним, что общее число фотонов в полтора миллиарда раз превышало число подлежащих объединению барионов!). Это случилось, когда возраст Вселенной достиг одной минуты, а еще через две минуты процесс синтеза дейтерия вошел в полную силу. Новорожденные ядра этого изотопа стали участниками различных ядерных реакций, в результате которых появились альфа-частицы — ядра гелия. Этот процесс занял лишь несколько минут и задействовал практически все нейтроны (очень небольшая их часть пошла на непереработанные в гелиевом синтезе ядра дейтерия, трития, гелия-3, лития и бериллия). Поскольку исходное соотношение протонов и нейтронов составляло 7:1, после возникновения каждой новой альфа-частицы оставалось 12 свободных протонов. Таким образом космическое пространство заполнилось ядрами водорода (75 % общей массы) и гелия (25 %). В наше время эти показатели равны 74 % и 24 % (оставшиеся 2 % приходятся на более тяжелые элементы, порожденные реакциями звездного нуклеосинтеза). Возникшие тогда ядра трития быстро распались — этот сверхтяжелый изотоп водорода, в отличие от дейтерия, нестабилен. Дейтерий, гелий-3 и литий дожили до нашей эпохи, однако их суммарная концентрация составляет малые доли процента.

Синтез гелия идет с выделением энергии (иначе не зажигались бы звезды и не взрывались водородные бомбы). Всего за несколько минут во вселенской термоядерной печи сгорело в 100 раз больше водорода, чем потом во всех звездах нашей Вселенной. Однако при этом ничего особенного не произошло. Вселенная лишь немного нагрелась, после чего продолжала остывать в ходе дальнейшего расширения. Поскольку потепление охватывало весь объем космоса, то оно не породило компактных областей горячего сжатого газа в более холодной и разреженной среде, возникающих при детонации любого заряда, хоть химического, хоть ядерного. Поэтому мощнейшее выделение энергии в ходе первичного нуклеосинтеза практически не сказалось на эволюции Вселенной (к слову, это же относится и к двум еще более сильным прогревам космоса во время аннигиляции кварков и антикварков, а затем электронов и позитронов).

Первичный нуклеосинтез вновь преобразовал состав горячей плазмы юной Вселенной. А вот потом в течение 380 000 лет она не претерпевала никаких качественных превращений — правда, за одним исключением. При расширении Вселенной плотность энергии частиц падала обратно пропорционально третьей степени масштабного фактора, а плотность энергии фотонов — четвертой степени, то есть гораздо быстрее. Это происходит из-за того, что при расширении Вселенной увеличиваются длины волн фотонов и, следовательно, уменьшаются их частоты и энергии (энергия фотона равна его частоте, умноженной на постоянную Планка). Когда Вселенной исполнилось 57 000 лет, а ее температура упала до 10 000 K, плотность лучевой энергии (к ней относят и энергию нейтрино) сравнялась с плотностью энергии частиц, а затем стала от нее отставать. Это и стало концом радиационной эры.

Каким тогда казался бы космос разумному наблюдателю, если бы таковой существовал? Когда Вселенной стукнуло 50 000 лет, она впервые засветилась видимым для нас голубым светом (до этого пронизывающие плазму фотоны были ультрафиолетовыми, а еще раньше, когда возраст Вселенной двигался от полутора минут к 600 годам, — рентгеновскими). К 200 000-летней возрастной отметке цвет фотонного фона сместился от голубого к желтому, еще через 200 000 лет стал оранжевым, а по достижении 1 млн лет сделался темно-красным. В возрасте 5 млн лет температура Вселенной упала до 600 K, практически все реликтовые фотоны перешли в инфракрасную зону, и в космическом пространстве настала беспросветная тьма. Она стала рассеиваться лишь после появления первых звезд.

Но что же все-таки произошло через 380 000 лет после Большого взрыва? Несколькими десятками тысяч лет ранее электроны начали объединяться с ядрами. Сначала альфа-частицы присоединяли к себе по одному единственному электрону и превращались в однократно ионизированные атомы гелия. Затем они отлавливали второй электрон, и в итоге получались нейтральные атомы этого элемента. Позднее то же случилось и с протонами, которые положили начало атомам водорода. Подобные слияния оказались возможными потому, что в лучевом фоне сократилось число фотонов с энергией больше энергии ионизации атомов гелия и водорода. Этот процесс так называемой космологической рекомбинации растянулся на 80 000 лет и практически завершился, когда температура фотонного фона упала ниже 3000 K. В общем, повторилась трансформация, имевшая место в односекундной Вселенной. Тогда пространство стало прозрачным для нейтрино, теперь же — для квантов электромагнитного излучения. Стоит отметить, что некоторые авторы считают концом радиационной эры именно рекомбинацию — но это вопрос вкуса.

Рекомбинация стала важнейшей вехой в истории фотонного газа. Остывшие кванты электромагнитного излучения уже не могли рассеиваться на нейтральных атомах и, как некогда нейтрино, отправились в вольное путешествие по космосу. Именно эти фотоны, чья температура с тех пор уменьшилась до 2,725 K, а длины волн увеличились пропорционально расширению Вселенной приблизительно в 1100 раз, и называют микроволновым фоновым излучением. Замечательный советский астрофизик Иосиф Шкловский предложил другое, лучшее название — реликтовое излучение. Его смысл очень нагляден — ведь эти фотоны сохранились с очень раннего этапа существования Вселенной.

И что же получилось в итоге? В космическом пространстве не стало свободных заряженных частиц и, следовательно, исчезла плазма! В той или иной форме она существовала как минимум с микросекундного возраста Вселенной, а после рекомбинации на многие миллионы лет уступила место электрически нейтральному водородно-гелиевому газу, соседствующему (и взаимодействующему посредством гравитации!) со столь же нейтральными частицами темной материи. Когда Вселенная состарилась до 100 млн лет, а температура фонового излучения опустилась до 80 K, темная материя начала стягиваться за счет собственного тяготения во все более и более плотные сгустки. А еще через 100 млн лет эти сгустки стали втягивать в себя частицы космического газа, из которых сформировались коллапсирующие облака, положившие начало первым звездам. Эта дата приблизительно совпадает с верхней границей начала эры рождения звезд — в соответствии с другими моделями они начали загораться гораздо раньше, уже через 50–100 млн лет после Большого взрыва.