SETI: Поиск Внеземного Разума

В течение всего периода до аннигиляции нуклонов основная масса Вселенной была сосредоточена в адронах. Поэтому этот период получил название адронная эра. Она длилась примерно от 3 • 10^-35 с до 10^-4 с. Аннигиляция нуклонов знаменует конец адронной эры. Поскольку почти все адроны аннигилировали, оставив лишь ничтожный избыток ~ 10^-9, то основная масса Вселенной после аннигиляции сосредоточилась уже не в адронах, а в лептонах. Соответствующий период в истории Вселенной получил название

лептонная эра. Она длилась от 10^-4 до 100 секунд. Вселенная в этот период состоит из лептонов (т. е. электронов, позитронов, нейтрино и антинейтрино), а также из фотонов и остаточного числа нуклонов, образовавшихся после аннигиляции. В начале лептонной эры, когда температура была еще очень высока, все частицы находились в термодинамическом равновесии, тесно взаимодействуя друг с другом. В середине лептонной эры, при t = 0,2 с, когда температура упала до 2 • 10¹⁰ К, происходит важное событие в жизни Вселенной: нейтрино перестают взаимодействовать с электронно-позитронной плазмой, так как их энергии уже недостаточно для образования пары электрон-позитрон. Начиная с этого момента, они отделяются от вещества и независимо от него (не взаимодействуя с веществом) участвуют в общем расширении Вселенной. Эти реликтовые нейтрино должны существовать и в настоящее время, их температура (упавшая из-за расширения Вселенной) в современную эпоху составляет 2 К, а концентрация равна 450 частиц в куб. см (всех видов нейтрино). Если бы нам удалось зарегистрировать эти нейтрино, мы могли бы «заглянуть» в эпоху, отстоящую от сингулярности всего на 0,2 с (!), т. е. значительно ближе, чем с помощью реликтовых фотонов. К сожалению, обнаружение реликтовых нейтрино находится пока за пределами экспериментальных возможностей.

Спустя примерно 10 с после начала расширения Вселенной, когда температура упала до 3 • 10⁹

К, началась аннигиляция электронов и позитронов. Этот процесс закончился приблизительно через 3 минуты (при Т ≈ 10⁹ К). В результате электроны и позитроны превратились в кванты электромагнитного излучения, остался лишь небольшой избыток электронов, отрицательный электрический заряд которых в точности компенсирует положительный электрический заряд избыточных протонов. Выделившаяся при аннигиляции энергия пошла на увеличение температуры фотонного газа. Температура нейтринного газа осталась без изменения, так как нейтрино не взаимодействуют ни с веществом, ни с излучением. Благодаря этому современная температура реликтовых фотонов (3 К) на 1 К выше температуры реликтовых нейтрино. Поскольку большая часть лептонов проаннигилировала, основная масса Вселенной сосредоточилась теперь в фотонах. Наступила эра излучения, о которой мы упоминали выше. Эта эра длилась несколько тысяч лет.

В самом начале эры излучения, приблизительно через 5 минут после начала расширения, когда температура упала ниже 10⁹ К, начался процесс нуклеосинтеза — образование ядер гелия в результате цепочки ядерных реакций (с участием дейтерия). Этому предшествовал процесс распада нейтронов — превращения их в протоны. К моменту начала ядерных реакций (длившихся всего несколько секунд) доля нейтронов ненамного превышала 10 %, все они в результате реакций оказались связаны в ядра гелия. Таким образом, масса нуклонов (протонов и нейтронов), сосредоточенных в ядрах ⁴Не, составила 25 % от общей массы нуклонов. Оставшиеся 75 % пришлись на долю протонов, которые в конце эры излучения, после рекомбинации, вошли в состав атомов водорода. Следовательно, первичное вещество Вселенной должно было на 75 % состоять из водорода и на 25 % из гелия. Это соответствует наблюдаемому химическому составу. Правда, в современную эпоху гелия несколько больше — около 30 %, но ведь часть гелия образуется в звездах.

Объяснение наблюдаемого обилия водорода и гелия, как и предсказание реликтового излучения, является важным достижением горячей модели и всей фридмановской космологии.

После периода ядерных реакций ионизированный водород и гелий еще долго находятся в равновесии с излучением, и только через 200 000 лет, когда температура водородно-гелиевой плазмы упала до 4000 К, произошла рекомбинация и вещество отделилось от излучения. Спустя еще около 100 тыс. лет, при температуре меньше 3000 К, плотность образовавшегося нейтрального вещества превысила плотность излучения. Началась эра вещества. В это время Вселенная была в 1000 раз меньше, чем сейчас. С переходом к эре вещества изменился и закон расширения Вселенной: до этого масштабный фактор увеличивался со временем пропорционально t^1/2, а с переходом к эре вещества этот закон сменился законом a(t

) ∝ t^2/3.

Некоторые параметры Вселенной в различные периоды ее эволюции приведены в таблице 2.2.1.