Первые три минуты

А теперь зададимся вопросом: когда Вселенная была нагрета до таких запредельных температур? Темп расширения определяется балансом между гравитационным полем и радиальным импульсом заполняющего космос вещества. На ранних стадиях источником гравитационного поля во Вселенной служила суммарная плотность энергии фотонов, электронов, позитронов и т. д. Как мы видели, последняя зависит главным образом от температуры, которая, таким образом, может служить своего рода часами, отсчитывающими различные стадии расширения. Если вдаваться в подробности, то время, за которое плотность энергии падает от одного значения до другого, пропорционально разнице величин, обратных квадратным корням из этих плотностей (см. математическую заметку 3 на с. 237). Но нам уже известно, что плотность энергии пропорциональна четвертой степени температуры и числу сортов частиц, для которых температура Вселенной выше пороговой. Следовательно, до тех пор, пока температура не пересекает ни один из порогов, промежуток времени, за который Вселенная охлаждается от одной температуры до другой, пропорционален разнице обратных квадратов этих температур. Скажем, если сначала температура была 100 миллионов градусов (это заведомо ниже температурного порога электронов), а через 0,06 года (22 дня) упала до 10 миллионов градусов Кельвина, то можно предсказать, что через шесть лет она будет равна одному миллиону, через шестьсот – 100 тысячам и т. д. Охлаждение от 100 миллионов до 3000 градусов Кельвина (когда Вселенная становится прозрачной для излучения) заняло ни много ни мало 700 тысяч лет (рис. 8). Когда я говорю «лет», то, конечно, имею в виду некоторое количество абсолютных единиц времени – скажем, определенное число периодов обращения электрона вокруг ядра в атоме водорода. Ведь события, о которых мы говорим, происходили задолго до того, как Земля начала свой путь вокруг Солнца.

Рис. 8.Радиационно-доминированная стадия. Здесь изображена зависимость температуры Вселенной от времени: от конца эпохи нуклеосинтеза до рекомбинации ядер и электронов в атомы

Если бы во Вселенной в первые минуты ее жизни было точно поровну частиц и античастиц, они бы все до единой аннигилировали, едва температура опустилась ниже миллиарда градусов, – не осталось бы ничего, кроме излучения. Но против такого сценария есть убедительный аргумент – мы сами! Чтобы было из чего строить современную Вселенную, электронов должно было быть чуть больше, чем позитронов, протонов – чуть больше, чем антипротонов, а нейтронов – чуть больше, чем антинейтронов. В этой главе я до сих пор сознательно умалчивал об этих сравнительно скудных остатках вещества. Ими можно с хорошей точностью пренебречь, когда мы вычисляем темп расширения ранней Вселенной. Как показано в предыдущей главе, по плотности энергии нуклоны уступали излучению вплоть до температуры 4000 К. Однако эта малая толика электронов и нуклонов заслуживает самого пристального внимания – хотя бы потому, что эти частицы являются основным строительным блоком современной Вселенной.

Если все-таки принять, что в первые минуты существовал небольшой перевес вещества над антивеществом, возникает задача составить подробный реестр всех ингредиентов раннего мироздания. Список так называемых элементарных частиц, который каждые полгода публикует Лаборатория им. Лоуренса в Беркли, содержит в прямом смысле сотни наименований. Неужели нам придется перечислять, в каких количествах присутствует каждый из них? А может, элементарными частицами дело не ограничивается и нужно еще указать, сколько было разных атомов, молекул, соли, перца? В таком случае, решив, что Вселенная слишком непредсказуема и сложна для понимания, мы были бы на волоске от того, чтобы отказаться от попыток ее познать.

К счастью, она не настолько сложна. Чтобы узнать, каков ее рецепт, нужно лишь поглубже вдуматься в условие теплового равновесия. Я уже указывал, какое большое значение имеет тот факт, что Вселенная когда-то пребывала в нем. Именно благодаря ему мы с такой уверенностью говорим, чем был заполнен космос в прошлом. И все выводы этой главы строились на известных свойствах вещества и излучения в термодинамическом равновесии.