Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса

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

Как только расширяющаяся Вселенная остыла до температуры в миллиард кельвинов, ее протоны и нейтроны начали соединяться в различные атомные ядра. К ним относились стабильные ядра дейтерия (1 протон + 1 нейтрон), гелия-3 (2 протона + + 1 нейтрон), гелия-4 (2 протона + 2 нейтрона) и лития-7 (3 протона + 4 нейтрона). Этот период нуклеосинтеза длился около 20 минут, после чего все свободные нейтроны распались обратно на протоны и электроны, тем самым прекратив дальнейшие реакции. Одно из величайших достижений теории Большого взрыва состоит в том, что она точно предсказывает относительную распространенность этих атомных ядер, возникших за отведенное время. Еще до того, как звезды стали создавать свои собственные элементы, ранняя Вселенная уже содержала 75 % водорода-1

(атомное ядро которого состоит из одного протона), около 25 % гелия-4, 0,01 % дейтерия и гелия-3 и ультрамалое количество (порядка 10^–10) лития-7.

Эпоха вещества

Время ? 10¹¹ с — 10⁴ лет, температура ? 10⁵ К