Первые три минуты

Вселенная, запечатленная на первом стоп-кадре, стремительно расширяется и охлаждается. При условии, что каждая ее частичка удаляется от произвольно выбранного центра со скоростью, равной скорости убегания, темп ее расширения легко посчитать. Из-за огромной плотности скорость убегания, естественно, тоже велика: характерное время расширения составляет примерно 0,02 с. (См. математическую заметку 3 на с. 237. В первом приближении характерное время расширения можно считать равным 100-кратному периоду, в течение которого размер Вселенной увеличивается на 1 %. Если говорить точнее, характерное время расширения – это величина, обратная постоянной Хаббла. Как отмечалось в главе 2, возраст Вселенной всегда меньше характерного времени расширения, поскольку из-за силы тяготения она расширяется все медленнее.)

В тот момент, когда мы сделали первый стоп-кадр, в мироздании присутствовала небольшая примесь нуклонов: около одного протона или нейтрона на миллиард фотонов, электронов или нейтрино. Чтобы вычислить, в каких количествах в ранней Вселенной образовывались те или иные химические элементы, нужно знать соотношение в ней протонов и нейтронов. Последние тяжелее первых примерно на 1,293 миллиона электронвольт. Однако характерная энергия электронов, позитронов и других частиц при температуре 10¹¹ К – 10 миллионов электронвольт (постоянная Больцмана, умноженная на температуру) – значительно выше этого значения. Следовательно, благодаря частым столкновениям нейтронов и протонов с гораздо более многочисленными электронами, позитронами и другими частицами протоны будут постоянно превращаться в нейтроны и наоборот. В это время происходят главным образом следующие реакции:

Из антинейтрино и протона получаются позитрон и нейтрон (и наоборот).

Из нейтрино и нейтрона получаются электрон и протон (и наоборот).

Поскольку мы предполагаем, что лептонное число и заряд в расчете на один фотон очень малы, нейтрино оказывается почти столько же, сколько антинейтрино, а электронов – столько же, сколько позитронов. Поэтому протон становится нейтроном так же часто, как нейтрон протоном. (О радиоактивном распаде нейтрона пока можно забыть: он занимает около 15 минут, а у нас счет времени идет на сотые доли секунды.) Соответственно тепловое равновесие приводит к тому, что протоны и нейтроны на первом стоп-кадре присутствуют в приблизительно равных количествах. Нуклоны пока не связаны в ядра. Типичная энергия, необходимая, чтобы вдребезги разбить атомное ядро, составляет от шести до восьми миллионов электронвольт – меньше, чем характерные тепловые энергии при 10¹¹ К. В результате сложные ядра разрушаются, едва образовавшись.

Сразу приходит в голову вопрос: а какого размера была Вселенная в те далекие времена? К сожалению, мы не вполне уверены, есть ли смысл задавать его. Как уже говорилось в главе 2, сейчас космос, вероятно, бесконечен. Значит, он бесконечен и на первом стоп-кадре, и останется таковым всегда. С другой стороны, возможно, длина экватора Вселенной конечна и составляет, по некоторым оценкам, около 125 миллиардов световых лет. (Длина экватора Вселенной – это расстояние, которое надо пройти, чтобы, путешествуя все время по прямой, прибыть в ту же точку, откуда вышли. В приведенной оценке использовано современное значение постоянной Хаббла и сделано предположение, что плотность в два раза больше критической.) Поскольку температура падает обратно пропорционально размеру, длина экватора запечатленной на первом стоп-кадре Вселенной меньше сегодняшнего значения во столько раз, во сколько температура тогда (10¹¹ К) была выше, чем сейчас (3 К). То есть приблизительно четыре световых года. Но какова бы ни была длина экватора ранней Вселенной – будь то несколько световых лет или бесконечность, – наши представления о первых минутах космической эволюции в общих чертах останутся в силе.

СТОП-КАДР № 2. Температура во Вселенной – 30 миллиардов градусов (3×10¹⁰ К). С момента предыдущего стоп-кадра прошло 0,11 с. Качественно ничего не поменялось. По-прежнему преобладают электроны, позитроны, нейтрино, антинейтрино и фотоны. Все они находятся в тепловом равновесии, и температура еще не опускалась ниже их порога. Следовательно, плотность энергии упала просто как температура в 4-й степени и в данный момент в 30 миллионов раз превышает массу покоя обычной воды. Скорость же расширения уменьшается как квадрат температуры, поэтому характерное время расширения растянулось приблизительно до 0,2 с. Небольшая примесь нуклонов все еще остается в свободном виде и в ядра не собирается. При этом в условиях пониженной температуры превращения относительно тяжелых ядер в более легкие протоны происходят чаще, чем переход последних в нейтроны. В итоге в балансе нуклонов нейтроны теперь занимают 38 %, а протоны – 62 %.