Первые три минуты

Обычный гелий — это сильносвязанное ядро, поэтому, как я говорил, он может удерживаться и при температуре третьего кадра. Тритий и гелий-3 связаны много слабее, а дейтерий — особенно слабо. (Чтобы развалить ядро дейтерия на части, нужна лишь девятая часть той энергии, которая требуется, чтобы выбить одну ядерную частицу из ядра гелия). При температуре четвертого кадра 10¹⁰ К ядра дейтерия разрушаются так же быстро, как и образуются, поэтому более тяжелые ядра не имеют шансов образоваться. Нейтроны продолжают превращаться в протоны, хотя и значительно медленнее, чем раньше; баланс теперь составляет 17 процентов нейтронов и 83 процента протонов.

Пятый кадр. Теперь температура Вселенной равна одному миллиарду градусов Кельвина (10⁹ К), что всего лишь в 70 раз горячее, чем в центре Солнца. С момента первого кадра прошло три минуты и две секунды. Большинство электронов и позитронов исчезло, и главными составными частями Вселенной являются теперь фотоны, нейтрино и антинейтрино. Энергия, выделившаяся при аннигиляции электронов и позитронов, дала фотонам температуру на 35 процентов большую, чем у нейтрино.

Сейчас Вселенная уже достаточно прохладна, чтобы могли удерживаться ядра трития и гелия-3 так же, как и обычного гелия, однако «дейтериевая щель»[42] все еще существует: ядра дейтерия не удерживаются от развала достаточно долго для того, чтобы дать возможность образоваться заметному числу более тяжелых ядер. Столкновения нейтронов и протонов с электронами, нейтрино с их античастицами сейчас стали уже довольно редкими, но становится существенным распад свободного нейтрона; каждые 100 секунд 10 процентов остающихся нейтронов распадаются на протоны. Теперь нейтрон-протонный баланс составляет 14 процентов нейтронов и 86 процентов протонов.

Чуть позже. В какой-то момент времени, вскоре после пятого кадра, происходит драматическое событие: температура падает до точки, при которой ядра дейтерия могут удерживаться от развала. Раз пройдена дейтериевая щель, более тяжелые ядра могут очень быстро образовываться в цепочке двухчастичных реакций, описанных в четвертом кадре[43]. Однако ядра тяжелее гелия не образуются в заметном количестве благодаря другим щелям: не существует стабильных ядер с пятью или восемью ядерными частицами[44]. Следовательно, как только температура достигает точки, когда может образоваться дейтерий, почти все оставшиеся нейтроны немедленно уходят на приготовление ядер гелия. Точная температура, при которой это происходит, слегка зависит от числа ядерных частиц на фотон, так как высокая плотность частиц несколько облегчает образование ядер. (Именно поэтому данный момент времени я обозначил неопределенно словами «чуть позже, чем пятый кадр».) В случае одного миллиарда фотонов на одну ядерную частицу нуклеосинтез начнется при температуре 900 миллионов градусов Кельвина (0,9 × 10⁹К). С момента первого кадра прошло уже три минуты и сорок шесть секунд. (Читатель простит мне неточность в названии этой книги «Первые три минуты». Это просто лучше звучит, чем «Первые три и три четверти минуты».) Как раз перед началом нуклеосинтеза, нейтронный распад сдвинул нейтрон-протон-ный баланс до 13 процентов нейтронов и 87 процентов протонов. После нуклеосинтеза доля гелия по массе в точности равна доле всех ядерных частиц, связанных в гелии; половина из них — нейтроны, и практически все нейтроны связаны в ядре гелия, так что доля гелия по массе просто есть удвоенная доля нейтронов среди ядерных частиц, т. е. около 26 процентов. Если плотность ядерных частиц несколько выше, нуклеосинтез начнется немного раньше, когда еще распалось не так много нейтронов, поэтому образуется чуть больше гелия, но, вероятно, не более чем 28 процентов по массе (рис. 9).