Первые три минуты - [59]

, или 0,0027 частицы в одном литре.

ДОПОЛНЕНИЕ 3. МАСШТАБЫ ВРЕМЕНИ РАСШИРЕНИЯ

Рассмотрим теперь, как меняются параметры Вселенной с течением времени. Предположим, что в момент времени t типичная галактика массы m находится на расстоянии R(t) от некоторой произвольно выбранной центральной галактики, например нашей собственной. Мы видели в предыдущем математическом дополнении, что полная (кинетическая плюс потенциальная) энергия этой галактики равна

где H(t) и ρ(t) — значения постоянной Хаббла и космической плотности массы в момент времени t. Энергия должна быть всегда постоянной. Однако мы увидим ниже, что при R(t) → 0 ρ(t) увеличивается, по меньшей мере, как 1/R³(t), так что ρ(t)R²(t) растет как 1/R(t) при R(t), стремящемся к нулю. Чтобы сохранить энергию Е постоянной, два члена в скобках должны почти сокращаться, так что при R(t) → 0 мы имеем

Характерное время расширения — просто обратная величина постоянной Хаббла, т. е.

Например, в момент времени первого кадра (см. гл. V) плотность массы равнялась 3,8 тысячи миллионов грамм на кубический сантиметр. Отсюда, время расширения равнялось тогда

Далее, как меняется ρ(t) с изменением R(t)? Если плотность массы определяется массами ядерных частиц (эра преобладания вещества), тогда полная масса внутри сопутствующей сферы радиуса R(t) просто пропорциональна массе ядерных частиц внутри этой сферы и, следовательно, должна оставаться постоянной:

Отсюда ρ(t) обратно пропорциональна R³(t):

(знак ~ означает «пропорционально».) В то же время если плотность массы определяется массой, эквивалентной энергии излучения (эра преобладания излучения), тогда ρ(t) пропорциональна четвертой степени температуры. Но температура меняется как 1/R(t), так что ρ(t) в этом случае обратно пропорциональна R⁴(t):

Чтобы иметь возможность одновременно рассматривать эры преобладания вещества и излучения, мы запишем эти результаты в виде

где

Кстати, заметим, что при R(t) → 0 ρ(t) растет, по меньшей мере, так же быстро, как 1/R³(t), что и было указано выше.

Постоянная Хаббла пропорциональна ρ^1/2, и поэтому

Но тогда скорость типичной галактики

Элементарным результатом дифференциального исчисления является то, что если скорость пропорциональна какой-то степени расстояния, тогда промежуток времени, необходимый для того, чтобы попасть из одной точки в другую, пропорционален изменению отношения расстояния к скорости. Более точно, если ν пропорциональна R^1-n/2, это соотношение имеет вид

или

Можно выразить H(t) через ρ(t), после чего получим

Таким образом, независимо от величины n пройденное время пропорционально изменению квадратного корня из обратной величины плотности.

Например, в течение всей эры преобладания излучения после аннигиляции электронов и позитронов плотность энергии равнялась

(см. мат. доп. 6). Кроме того, в этом случае n = 4. Таким образом, время, необходимое, чтобы Вселенная охладилась от 100 миллионов градусов до 10 миллионов градусов, составляет

Наш общий результат можно также выразить более просто, записав, что время, необходимое, чтобы плотность упала до значения ρ от некоторого значения, много большего, чем ρ, равно

(Если ρ(t₂) >> ρ(t₁), мы можем пренебречь вторым членом в нашей формуле для t₁ — t₂) Например, при температуре 3000 К плотность массы фотонов и нейтрино равнялась

ρ = 1,22 × 10^-35 × 3000⁴ г/см³ = 9,9 × 10^-22 г/см³.

Это настолько меньше, чем плотность при температуре 10⁸ К (или 10⁷ К, или 10⁶ К), что время, требуемое на то, чтобы Вселенная охладилась от очень высоких температур на ранней стадии до 3000 К, можно рассчитать (полагая n = 4) просто как

Мы показали, что время, необходимое, чтобы плотность Вселенной упала до значения ρ от значительно больших ранних значений, пропорционально 1/ρ^1/2, в то время как плотность ρ пропорциональна 1/Rⁿ. Поэтому время пропорционально R^n/2 или, другими словами,

Это остается справедливым до тех пор, пока кинетическая и потенциальная энергии не уменьшатся настолько, что станут сравнимы с их суммой — полной энергией.

Как отмечено в гл. II, в каждый момент времени t после начала имеется горизонт на расстоянии порядка ct, из-за которого никакая информация все еще не может нас достичь. Теперь мы видим, что при t → 0 R(t) уменьшается менее быстро, чем расстояние до горизонта, так что в достаточно ранние моменты времени любая данная «типичная» частица была за горизонтом.

ДОПОЛНЕНИЕ 4. ИЗЛУЧЕНИЕ ЧЕРНОГО ТЕЛА

Распределение Планка дает энергию du излучения черного тела в единице объема, приходящуюся на узкий интервал длин волн от λ до λ + dλ, в виде

Здесь Т — температура; k = 1,38 × 10^-16 эрг/К — постоянная Больцмана; с = 299 792 км/с — скорость света; е = 2,718… — числовая постоянная; h = 6,625 × 10^-27 эрг·с — постоянная Планка, впервые введенная Максом Планком в качестве составной части этой формулы.

Для больших длин волн знаменатель в распределении Планка можно приближенно записать в виде

Следовательно, в этой области длин волн распределение Планка дает

Это — формула Рэлея-Джинса. Если ее применить для произвольно малых длин волн, то du/dλ станет бесконечной при λ → 0 и полная плотность энергии излучения черного тела будет бесконечной.