Первые три минуты - [36]

ночью, когда Солнце — на другой стороне Земли, так как Земля для них полностью прозрачна. Существование нейтрино задолго до того, как они были обнаружены, предположил Вольфганг Паули в качестве средства для расчета баланса энергии в процессах типа распада нейтрона. Только лишь в конце 50-х годов стало возможным непосредственно детектировать нейтрино или антинейтрино, образуя огромные их количества в ядерных реакторах или ускорителях частиц. При этом несколько сот нейтрино на самом деле останавливались и вызывали реакции внутри регистрирующей аппаратуры.

Легко понять, что при такой чрезвычайной слабости взаимодействия колоссальные количества нейтрино и антинейтрино могут заполнять Вселенную вокруг нас, причем мы и не подозреваем об их существовании. Удается получить ряд слабых верхних пределов на число нейтрино и антинейтрино; если бы этих частиц было слишком много, это слегка повлияло бы на определенные слабые ядерные процессы распада, и, вдобавок, скорость космического расширения замедлялась бы сильнее, чем наблюдается. Однако эти верхние пределы не исключают возможности того, что плотность нейтрино и (или) антинейтрино такая же, как и плотность фотонов, причем с близкими энергиями[39].

Несмотря на эти замечания, космологи обычно предполагают, что лептонное число (числа электронов, мюонов и нейтрино минус числа соответствующих античастиц) на фотон мало, много меньше единицы. Это делается исключительно по аналогии: барионное число на фотон мало, так почему же лептонное число на фотон не должно быть мало? Это одно из наименее надежных предположений, вводимых в стандартную модель, но, по счастью, даже если оно и неверно, общая картина, которую мы получим, изменилась бы лишь в деталях.

Конечно, при температуре, выше пороговой для электронов, было множество лептонов и антилептонов — примерно столько же электронов и позитронов, сколько и фотонов. Кроме того, в этих условиях Вселенная была столь горяча и плотна, что даже призрачные нейтрино достигали теплового равновесия, так что нейтрино и антинейтрино было примерно столько же, сколько фотонов. Предположение, делаемое в стандартной модели, заключается в том, что лептонное число (разность чисел лептонов и антилептонов) есть сейчас и было тогда много меньше числа фотонов. Должен был быть какой-то небольшой избыток лептонов над антилептонами вроде упомянутого выше избытка барионов над антибарионами, который сохранился до нашего времени. Вдобавок нейтрино и антинейтрино взаимодействуют столь слабо, что большое их количество могло избежать аннигиляции, и в этом случае сейчас может быть примерно равное количество нейтрино и антинейтрино, сравнимое с числом фотонов. Похоже, что так оно и есть на самом деле (мы это увидим в следующей главе), но в обозримом будущем не предвидится ни малейшего шанса наблюдать вокруг нас эти огромные количества нейтрино и антинейтрино.

Вот, значит, каков вкратце наш рецепт состава ранней Вселенной. Возьмите электрический заряд на фотон, равный нулю, барионное число на фотон, равное одной части на миллиард, и неопределенное, но малое лептонное число на фотон. Установите в любой данный момент времени температуру, равную температуре нынешнего фона излучения З К, умноженную на отношение теперешнего размера Вселенной к ее размеру в тот момент времени. Хорошенько размешайте так, чтобы детальное распределение частиц разных типов определялось требованиями теплового равновесия, и поместите в расширяющуюся Вселенную, скорость расширения которой определяется порождаемым этой средой полем тяготения. Если теперь как следует подождать, это варево должно превратиться в нашу теперешнюю Вселенную.

V. ПЕРВЫЕ ТРИ МИНУТЫ

Теперь мы подготовлены к тому, чтобы проследить ход космической эволюции в течение ее первых трех минут. Вначале события развиваются значительно быстрее, чем потом, и будет нецелесообразно показывать снимки, разделенные равными интервалами времени, как в обычном кино. Вместо этого я приспособлю скорость нашего фильма к падению температуры Вселенной, останавливая камеру, чтобы сделать снимок каждый раз, как температура упадет примерно в три раза.

К сожалению, я не могу начать фильм в нулевой момент времени при бесконечной температуре. Выше пороговой температуры полторы тысячи миллиардов градусов Кельвина (1,5 × 10¹² К) Вселенная содержала большое количество частиц, известных как пи-мезоны, масса которых составляет примерно одну седьмую часть массы ядерной частицы (см. табл. 1). В отличие от электронов, позитронов, мюонов и нейтрино, эти пи-мезоны очень сильно взаимодействуют друг с другом и с ядерными частицами — в действительности, непрерывный обмен пи-мезонами между ядерными частицами ответственен за большую часть силы притяжения, которая удерживает от развала атомные ядра. Наличие большого количества таких сильновзаимодействующих частиц чрезвычайно затрудняет расчет поведения вещества при сверхвысоких температурах. Чтобы избежать сложных математических проблем, я начну историю в этой главе с момента времени около одной сотой секунды после начала, когда температура опустилась до нескольких сот миллиардов градусов Кельвина, что заведомо ниже пороговых температур для пи-мезонов, мюонов и всех более тяжелых частиц. В главе VII я скажу немного о том, что, по мнению физиков-теоретиков, могло происходить ближе к самому началу.