Стивен Вайнберг - Первые три минуты [litres]

В дальнейшем Вселенная будет продолжать расширяться и охлаждаться, но в следующие 700 тысяч лет не произойдет ничего примечательного. Потом станет прохладно настолько, что ядра и электроны смогут соединиться в атомы. Едва исчезнут свободные электроны, космос станет прозрачным для излучения, а вещество, отделившись от последнего, начнет собираться в сгустки, из которых затем вырастут галактики и звезды. А по прошествии еще 10 миллиардов лет живые существа захотят восстановить ход космической эволюции.

Из этой картины ранней Вселенной вытекает предсказание, которое можно немедленно проверить с помощью наблюдений: после первых трех минут вещество (именно из него потом образуются звезды) на 22–28 % состоит из гелия, а остальное приходится на водород. Как мы знаем, этот результат основан на предположении о том, что на один барион приходится огромное количество фотонов. Это предположение в свою очередь возникло из наблюдений 3-градусного реликтового фона современной Вселенной. Первые расчеты доли космологического гелия, основанные на данных наблюдений за микроволновым фоном, выполнил Ф. Дж. Э. Пиблс из Принстона. Это произошло в 1965 г. – вскоре после открытия Пензиасом и Вильсоном реликтового излучения. Примерно в то же время Роберт Вагонер, Уильям Фаулер и Фред Хойл независимо представили аналогичные (и даже более подробные) вычисления. Этот результат ознаменовал собой необыкновенный успех «стандартной модели». Ведь в тот момент уже было известно, что Солнце и остальные звезды в начале своей жизни состояли главным образом из водорода с 20–30-процентной примесью гелия!

На Земле последний встречается исключительно редко. Дело в том, что он – очень легкий и химически инертный элемент, из-за чего давно покинул Землю. Для оценки доли первичного гелия во Вселенной сначала подробно рассчитываются различные этапы звездной эволюции, а полученные результаты потом статистически сравниваются с наблюдаемыми свойствами звезд. Кроме того, гелий в космосе изучают по линиям в спектрах горячих звезд и межзвездного газа. Кстати, в 1868 г. Дж. Норманн Локьер впервые обнаружил гелий в спектре солнечной атмосферы (что и отразилось в названии этого элемента).

В начале 1960-х гг. ряд астрономов обратили внимание на то, что в Галактике гелий распределен довольно однородно – в отличие от тяжелых элементов. Так и должно быть, если последние образуются в звездах, а первый остался от ранней Вселенной, когда звездные котлы еще не зажглись. Оценки распространенности различных ядер все еще выглядят в известной степени неопределенными, но объем первичного гелия (20–30 %) установлен уже с уверенностью, достаточной для поднятия настроения сторонникам стандартной модели.

Помимо гелия, которым Вселенная в первые три минуты жизни обеспечила себя в изобилии, в ней имелась примесь и более легких ядер – в первую очередь дейтерия (водорода с одним лишним нейтроном) и гелия-3, не успевшего войти в состав обычного гелия. (Их доли впервые были рассчитаны Вагонером, Фаулером и Хойлом, а результаты этих вычислений опубликованы в 1967 г.) Доля дейтерия, в отличие от гелия, сильно зависит от плотности нуклонов в период нуклеосинтеза. Чем выше последняя, тем быстрее идут ядерные реакции и тем больше дейтерия переходит в гелий. Дабы не быть голословным, следуя Вагонеру, ниже приведу доли (массовые) выработанного в ранней Вселенной дейтерия для трех различных значений отношения числа фотонов к количеству нуклонов:

Естественно, если бы мы могли измерить долю первичного дейтерия, не прошедшего через звездные недра, то точно нашли бы соотношение числа фотонов и нуклонов. А зная современное значение температуры реликта (3 К), можно было бы определить, какова плотность нуклонов в современной Вселенной – т. е. сказать, замкнута она или нет.

К сожалению, точно измерить, сколько в космосе первичного дейтерия, не удается до сих пор. С одной стороны, точно установлено, что вода на Земле содержит 0,015 % дейтерия. (Его предполагается использовать в качестве топлива для термоядерных реакторов, если соответствующая реакция когда-либо будет укрощена.) С другой – эта цифра не дает представления о полном количестве дейтерия. Его атомы в два раза тяжелее водородных, из-за чего сравнительно легко захватываются в молекулы тяжелой воды (HDO) – поэтому гравитационному полю Земли удержать дейтерий проще, чем водород. Правда, по солнечным спектрам можно измерить долю дейтерия на Солнце. Она очень низкая – меньше четырех миллионных. Но этим данным тоже не стоит доверять: во внешних слоях Солнца в процессе термоядерного синтеза с водородом дейтерий превращается в гелий-3.

Наши знания о распространенности космологического дейтерия изрядно пополнились в 1973 г., когда искусственный спутник Земли «Коперник» (Copernicus) провел наблюдения ультрафиолетового фона. Атомы дейтерия, как и атомы водорода, поглощают ультрафиолет на определенных длинах волн, переходя из низкоэнергетического состояния в возбужденное. Значения этих длин волн слабо зависят от массы атомного ядра. Поэтому в ультрафиолетовом спектре звездного света, прошедшего через межзвездную смесь водорода и дейтерия, наблюдаются темные линии поглощения. Причем каждая из них расщепляется на две компоненты: одну – от водорода, а другую – от дейтерия. Их относительная интенсивность в паре немедленно дает отношение водорода к дейтерию в межзвездном облаке. К несчастью, атмосфера ставит наземной ультрафиолетовой астрономии глухой заслон. В научную аппаратуру «Коперника» входил ультрафиолетовый спектрометр, наблюдавший линии поглощения в спектре горячей звезды β Центавра. Измерив их относительные интенсивности, ученые пришли к выводу: в межзвездной среде между нами и β Центавра присутствует (по массе) 20 миллионных долей дейтерия. Кстати, более поздние наблюдения линий поглощения в ультрафиолетовых спектрах горячих звезд дали похожий результат.

Если эти 20 миллионных долей дейтерия действительно пришли из ранней Вселенной, то на один нуклон приходится (и приходилось) 1,1 миллиарда фотонов (см. табл. на с. 159). А поскольку температура реликтового излучения сейчас равна 3 К, то в литре содержится 550 тысяч фотонов – и значит, около 500 нуклонов на каждый миллион литров. А это значительно меньше, чем минимальная плотность, при которой Вселенная становится замкнутой (в главе 2 мы приводили цифру в 3000 нуклонов на миллион литров). Отсюда приходится заключить, что Вселенная открыта. То есть скорости галактик превышают скорость убегания, и Вселенная будет расширяться бесконечно. Если часть наблюдаемой нами межзвездной среды побывала в недрах звезд, где дейтерий перерабатывается (как на Солнце), то первичного дейтерия должно было быть больше, чем измеренные «Коперником» 20 миллионных долей. Следовательно, нуклонов должно быть меньше, чем 500 штук на каждые миллион литров, и тем более верен вывод об открытой, вечно расширяющейся Вселенной.