Первые три минуты

Рис. 9.Как менялось соотношение между нейтронами и протонами. Здесь изображена зависимость доли нейтронов в общем числе нуклонов от температуры и времени. Часть графика, помеченная как «тепловое равновесие», соответствует такому периоду в жизни Вселенной, когда плотность и температура были настолько высоки, что все частицы находились в тепловом равновесии. Долю нейтронов в этой области можно вычислить с помощью законов статистической физики, зная разницу масс нейтрона и протона. Часть графика с надписью «распад нейтрона» соответствует периоду, когда выключились все каналы перехода нейтрона в протон, за исключением распада свободных нейтронов. Там, где эти две ветви перекрываются, точный профиль кривой зависит от параметров теории, позволяющей рассчитывать скорости реакций с участием слабого взаимодействия. Пунктиром показано, что бы произошло, если бы по какой-то причине ядра не образовались. В действительности же в «эпоху нуклеосинтеза», отмеченную на графике стрелками, нейтроны быстро собираются в ядра гелия, и отношение их числа к количеству протонов в дальнейшем больше не меняется. Этот график дает возможность оценить долю (массовую) космологического гелия: какая бы ни была температура и когда бы ни наступил нуклеосинтез, она всегда будет в два раза больше, чем мгновенное значение для нейтронов

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: