Вселенная Стивена Хокинга - [41]

Чтобы разъяснить идеи, которых я и другие исследователи придерживались в вопросе влияния квантовой механики на происхождение и судьбу Вселенной, следует прежде всего разобраться, что согласно общепринятой точке зрения представляет собой история Вселенной, эволюционировавшей в соответствии с так называемой «горячей» моделью Большого взрыва. Эта концепция предполагает, что Вселенная описывается одной из моделей Фридмана, начиная с момента Большого взрыва. Такие модели исходят из того, что Вселенная расширяется и что ее расширение сопровождается остыванием содержащихся в ней вещества и излучения[28]. (При удвоении размера Вселенной температура ее уменьшается вдвое.) Поскольку температура – мера средней энергии или скорости частиц, остывание Вселенной должно существенно сказываться на веществе. При очень высоких температурах частицы во Вселенной движутся так быстро, что легко уходят друг от друга: их не удерживает взаимное притяжение, вызванное электромагнитными или ядерными силами. По мере остывания частицы начинают притягиваться друг к другу и образовывать структуры. Более того, сами типы представленных во Вселенной частиц зависят от температуры. При относительно высоких температурах энергии частиц настолько велики, что при каждом их столкновении образуются разнообразные пары частица – античастица. И хотя некоторые из частиц аннигилируют при столкновении с соответствующими античастицами, скорость их рождения превышает скорость аннигиляции. При более низких температурах, когда сталкивающиеся частицы обладают меньшей энергией, темп рождения пар частица – античастица куда ниже, и аннигиляция протекает интенсивнее, чем рождение пар.

Считается, что в момент Большого взрыва Вселенная имела нулевой размер и поэтому была бесконечно горячей. Но по мере расширения Вселенной температура излучения уменьшалась. Через одну секунду после Большого взрыва она упала примерно до 10 миллиардов градусов. То есть ранняя Вселенная была примерно в 1000 раз горячее, чем вещество в центре Солнца, и примерно такая же горячая, как нутро взорвавшейся водородной бомбы. В это время Вселенная состояла в основном из фотонов, электронов, нейтрино (чрезвычайно легкие частицы, участвующие только в слабом и гравитационном взаимодействии) и соответствующих античастиц вместе с протонами и нейтронами. По мере того как Вселенная продолжала расширяться, а ее температура падала, столкновения, приводящие к рождению пар электрон – позитрон, стали происходить реже, чем их исчезновения в результате аннигиляции. Таким образом большинство электронов и позитронов аннигилировали, породив дополнительные фотоны, а электронов осталось сравнительно немного. Нейтрино и антинейтрино взаимодействуют друг с другом и с другими частицами очень слабо и поэтому не аннигилируют. Следовательно, они должны встречаться и в настоящее время. Если бы мы только могли их обнаружить, то сумели бы проверить описанную выше картину начала Вселенной, ее «горячей» стадии. К сожалению, за миллиарды лет энергии нейтрино и антинейтрино тоже настолько снизились, что стали недостаточными для непосредственного наблюдения. Правда, если у этих частиц есть ненулевая масса покоя, о чем свидетельствуют результаты некоторых недавних экспериментов[29], то их можно зарегистрировать с помощью косвенных методов: они могут оказаться одной из форм темной материи, о которой упоминалось выше, – гравитационного притяжения которой может оказаться достаточно, чтобы остановить расширение Вселенной и заставить ее снова «схлопнуться».

Примерно через 100 секунд после Большого взрыва температура Вселенной упала до миллиарда градусов, что примерно соответствует температуре в недрах самых горячих звезд. При такой температуре энергии протонов и нейтронов уже недостаточно, чтобы сопротивляться сильному ядерному взаимодействию, и они начинают объединяться в ядра атомов дейтерия (тяжелого водорода), состоящие из одного протона и одного нейтрона. Затем ядра дейтерия соединяются с другими протонами и нейтронами, образуя ядра гелия, которые включают два протона и два нейтрона, а также небольшое количество ядер более тяжелых элементов – лития и бериллия. Согласно расчетам в модели горячего Большого взрыва, примерно четверть протонов и нейтронов должны были превратиться в ядра гелия, а также в небольшое количество ядер тяжелого водорода и других элементов. Оставшиеся нейтроны распадаются, превращаясь в протоны – ядра обычных атомов водорода.

Эту модель горячей ранней стадии Вселенной предложил Георгий Гамов в своей знаменитой статье, написанной в 1948 году совместно с его аспирантом Ральфом Альфером. У Гамова было своеобразное чувство юмора – он уговорил физика-ядерщика Ханса Бете прибавить свое имя к списку авторов, чтобы получилось «Альфер, Бете, Гамов» – совсем как три первые буквы греческого алфавита – альфа, бета, гамма. И это так подходило для статьи о возникновении Вселенной! Авторы той статьи сделали замечательное предсказание, согласно которому излучение (фотоны) от самых ранних стадий Вселенной должно присутствовать вокруг нас и сегодня, но его температура должна быть лишь на несколько градусов выше абсолютного нуля (–273° С). Как раз это микроволновое излучение Пензиас и Уилсон обнаружили в 1965 году. Когда Альфер, Бете и Гамов опубликовали свою статью, о ядерных реакциях протонов и нейтронов мало что было известно. Поэтому предсказанные ими соотношения различных элементов в ранней Вселенной весьма неточны. Но впоследствии эти расчеты выполнили вновь с учетом новых данных, и теперь они великолепно согласуются с результатами наблюдений. К тому же трудно придумать другое объяснение тому, почему во Вселенной так много гелия. А потому мы вполне уверены, что сумели создать верную картину, во всяком случае, тех событий, которые разворачивались спустя секунду после Большого взрыва и позднее.