Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса

Здесь водятся драконы [6]. Мы мало что знаем об этой эпохе, поскольку пространство и время еще не возникли как отдельные измерения и космические часы еще не начали тикать. Более того, все известные взаимодействия, признанные сегодня (сильное, слабое, электромагнитное и гравитационное), были едины. Только после того, как наступила эта эпоха, пространство, время и гравитация смогли «вымерзнуть» из хаоса и подготовить декорации для развития Вселенной. Пытаясь представить, что могло в ней происходить, физики воображают лишь картину, на которой из квантовой «пены» возможностей внезапно появляются и исчезают из бытия фундаментальные частицы и античастицы, — и, собственно, на этом все. Возможно, когда-нибудь у нас будет жизнеспособная теория квантовой гравитации. Но до тех пор планковская эпоха будет оставаться за пределами нашего понимания.

Эпоха инфляции

Время ≈ 10^–35 с, температура ≈ 10²⁷ К

Как только Вселенная расширилась и остыла, выйдя из непознаваемой «черной дыры», которую мы называем планковской эпохой, ее заполнил «бульон» из фундаментальных частиц. Это были кварки, глюоны, лептоны и аналогичные им античастицы, а также фотоны — и все это взаимодействовало и преображалось. Полагают, что в эту эпоху появилось много других экзотических частиц, в том числе аксионы, магнитные монополи, стерильные нейтрино и гравитоны, но пока ни одну из них не удалось обнаружить. Тем временем Вселенная стала достаточно прохладной, чтобы сильное взаимодействие отделилось от предшествующего смешения сильного, слабого и электромагнитного взаимодействий (фундаментальных сил, управляющих поведением частиц, ядер и атомов). Считается, что это привело к резкому раздуванию Вселенной, в результате чего она увеличилась в 150 с лишним раз менее чем за 10^–33 секунд (рис. 9.4). Так ультрамикроскопическая вспышка превратилась в макроскопический космос, который был на 50 порядков больше. (С тех пор эта область размером с грейпфрут выросла еще на 30 порядков и стала сегодняшней наблюдаемой Вселенной, только это заняло намного больше времени.) Кроме того, отделение сильного взаимодействия ускорило образование элементарных частиц и фотонов — и это придало Большому взрыву его энергичность и силу.

Космологи благосклонны к этому инфляционному сценарию, поскольку он решает ряд проблем, связанных с теорией Большого взрыва. Во-первых, он резко раздувает наблюдаемый космос, так что можно спорить о том, какой пространственной кривизной он обладал до этого момента, и так решается проблема плоскостности. Во-вторых, этот сценарий гарантирует, что все направления в наблюдаемом космосе имеют одинаковую структуру, и тем самым мы избавляемся от проблем, связанных с изотропией и однородностью. Более того, он предсказывает, что квантовые флуктуации, происходившие в течение этой эпохи, могли перерасти в акустическую запись флуктуаций плотности и температуры, проявленную в космическом микроволновом фоне. На момент написания этой книги астрономы искали в нем другие указания, способные еще яснее свидетельствовать об эпохе инфляции, но решающего довода они пока не получили. И если это произойдет, то авторы теории, скорее всего, заслужат Нобелевскую премию.

Эпоха частиц

Время ≈ 10^–12 с, температура ≈ 10¹⁵ К

До этой эпохи элементарные частицы и их античастицы были вовлечены в экзистенциальный танец созидания и взаимного уничтожения. Но как только Вселенная достаточно расширилась и остыла, смогли появиться стабильные частицы. Эпоха частиц началась с адронной эпохи, когда кварки связывались в протоны, нейтроны и мезоны. Каждый протон и нейтрон состоит из трех кварков, каждый мезон — из двух, а глюоны удерживают их вместе. В то же время объединенное «электрослабое» взаимодействие раздвоилось на электромагнитное и слабое, что еще больше способствовало возникновению из хаоса W- и Z-бозонов. А очень незначительное превышение доли вещества по сравнению с антивеществом (около 1 части на миллиард) в конечном счете привело к возникновению нашей сегодняшней материальной Вселенной.

Стабилизация частиц продолжалась и в следующую эпоху, названную лептонной (время ≈ 10^–4 с, температура ≈ 10¹¹ К), когда на свободу из «трясины» вырвались электроны, нейтрино и другие относительно легкие частицы. Этот важный период подошел к концу примерно через секунду после Большого взрыва.

Эпоха первичного нуклеосинтеза

Время ≈ 10² с, температура ≈ 10⁹ К