Читать книгу "Происхождение всего. От Большого взрыва до человеческой цивилизации - Дэвид Берковичи"

Предполагается, что в самый первый момент Большого взрыва температура и давление были столь высоки, что Вселенная, какой бы она ни была, содержала только одну форму энергии, сжатой в невообразимо малую точку, значительно меньшую, чем атом и даже субатомные частицы. В этом состоянии Вселенная пребывала 10–43 секунд (для справки: например, 10–2 – это то же самое, что и 0,01, таким образом, 10–43 равняется единице, отделенной от десятичного знака 42 нулями). Этот отрезок времени называется Планковской эпохой – в честь Макса Планка, немецкого физика XX в., который известен как основоположник квантовой механики. В течение этой эпохи (не могу не заметить, что космологи весьма странно используют такие понятия, как «эпоха» и «эра», что может довести до сумасшествия большинство геологов) все фундаментальные взаимодействия были представлены одной силой. Силы вызывают обмен частицами; например, магниты прицепляются к вашему холодильнику благодаря обмену фотонами – одновременно являющимися так называемыми «частицами‑переносчиками» и частицами света. У других сил имеются свои частицы‑переносчики. Если в Планковскую эпоху все эти частицы были одинаковы, значит, одинаковы были и сами силы. Концепция начальной объединенной силы, которую давно ищут физики‑теоретики, иначе называется единой теорией поля, или теорией всего. Однако теория, которая объединила бы гравитацию, удерживающую нас на планете, с тремя другими фундаментальными взаимодействиями – электромагнитным (контролирующим взаимодействие между электрическими зарядами и силы магнитного поля), сильным и слабым (контролирующими связь и притяжение субатомных частиц внутри атомного ядра) – пока не сформулирована. Возможно, решить эту сложную задачу помогут такие разделы физики, как теория струн или петлевая квантовая гравитация. Объединение трех фундаментальных взаимодействий, кроме гравитации, лежит в основе теорий Великого объединения и того, что мы называем Стандартной моделью «почти для всего». Обнаружение частицы (бозона) Хиггса, названного в честь британского физика Питера Хиггса, стало огромным шагом вперед в рамках Стандартной модели. Это открытие объясняет, чем обусловлено наличие массы у материи (конкретно «инертной массы», она делает одни объекты при перемещении более тяжелыми, чем другие, и зависит это от степени их взаимодействия с повсеместно распространенным полем Хиггса).

Но я отвлекся от сути. На самом деле мы все еще не знаем, что представляла собой Вселенная в Планковскую эпоху и что было до нее. Так или иначе в конце Планковской эпохи сильно связанная крошечная Вселенная стала нестабильной и произошел Большой взрыв.

Следующие 10–35 секунд Вселенной можно уже и вправду назвать взрывом Большого взрыва, вызвавшим невероятно быстрое расширение. Этот неуловимо короткий период времени называют Космической инфляцией. Она расширила объем Вселенной на много (как полагают, на 1070) порядков, и хотя сам объем был сравнительно мал (возможно, несколько кубических метров), расширение происходило со скоростью, во много раз превышающей скорость света. Предполагают, что оно началось благодаря высвобождению некой формы энергии, заключенной в едином силовом поле. Она стала источником материи и энергии образовавшейся Вселенной.

Идея быстрого расширения Вселенной стала неотъемлемой частью теории Большого взрыва, без нее трудно объяснить наличие в космосе повсеместно распространенного электромагнитного излучения, называемого реликтовым. Если за прошедшие 14 млрд лет пустое космическое пространство Вселенной стало примерно одинаковой температуры, значит, разные ее части сообщались друг с другом до того момента, пока Вселенная не достигла столь больших размеров, чтобы сохранить одну и ту же температуру в будущем. Если же части Вселенной с начала времен не сообщались друг с другом, тогда трудно понять, почему сейчас они одной и той же температуры. Космическая инфляция позволила Вселенной распространиться в маленьком конечном объеме, в котором все находилось в контакте и было одной температуры, прежде чем разлетелось в разные стороны.

После расширения плотность высвобожденной распространившейся энергии стала меньше, но этого было достаточно для образования материи. Энергия может превращаться в материю согласно известному уравнению Эйнштейна: E = mc ², где E – энергия, m – превращенная масса, а c – скорость света. Первоначальная материя представляла собой «суп» из субатомных частиц, так называемых кварков – строительного материала для протонов и нейтронов, которые, в свою очередь, составляют ядро атома. Однако после расширения осталось еще много чистой энергии в форме фотонов и группы легких частиц – лептонов (электронов – отрицательно заряженных частиц, обращающихся вокруг атомного ядра и отвечающих за протекание электрического тока в проводниках, и нейтрино – обладающих практически нулевой массой частиц, которые прямо сейчас пролетают сквозь ваше тело совершенно незамеченными). Лептоны рассматриваются отдельно от более тяжелых частиц, так как они не могут собраться вместе и составить атомное ядро.

Температура была все еще слишком высокой, чтобы кварки могли соединиться, но следующие 10–5 секунд жизни Вселенной стали богатыми на события. Приблизительно в равных количествах в ней существовали вещество и то, что мы называем антивеществом (например, античастица электрона – позитрон, который обладает такой же массой, но имеет противоположный электрический заряд). После короткого сосуществования вещество и антивещество аннигилировали друг друга. При этом высвобождалось огромное количество энергии и оставалось немного материи. Ее было «чуть» больше – именно поэтому материя сейчас преобладает. Похоже, тогда же возникла и темная материя, которая, как полагают, составляет большую часть массы Вселенной (мы поговорим об этом позже). В последние моменты этого отрезка времени происходило группирование кварков, достаточно охладившихся для объединения в протоны и нейтроны. Но все же было еще слишком горячо, чтобы нейтроны и протоны смогли образовать атомные ядра, не говоря уже о целых атомах. Протоны и нейтроны называют адронами, поэтому последняя часть этих 10–5 секунд зовется эпохой адронов.

По прошествии этих 10–5 секунд температура оставалась довольно высокой, и у фотонов было достаточно много энергии, чтобы преобразовывать ее в материю и создавать лептоны. Но через секунду Вселенная охладилась, появление лептонов прекратилось, а созданные тогда лептоны сохранились до наших дней (кроме лептонов, созданных в ядерных реакциях). То, что происходило между 10–5 до 1 секунды после Большого взрыва, называют эпохой лептонов.

В промежутке примерно от 1 секунды до 100 секунд Вселенная достаточно охладилась, чтобы нейтроны и протоны смогли объединяться, образуя первые атомные ядра. Но свободный нейтрон по своей природе нестабилен и может распадаться на электрон и протон. Таким образом, по истечении этих 100 секунд нейтронов осталось не так много: из каждых 16 адронов лишь два были нейтронами, а остальные 14 – протонами. В этой порции из 16 адронов два нейтрона могли соединиться с двумя протонами и образовать ядро гелия. Оставшиеся 12 протонов образовали ядра водорода. Таким образом, гелий составлял четверть массы Вселенной (так как четыре из каждых 16 адронов стали гелием), а оставшиеся три четверти приходились на водород (его образовали 12 из каждых 16 адронов). Образовались и другие элементы, такие как литий и более тяжелые разновидности (изотопы) водорода (например, дейтерий, ядро которого содержит и нейтрон, и протон), но в очень малых количествах, потому что Вселенная охладилась слишком быстро, чтобы могло сформироваться большее количество этих веществ. То, что массовая доля элементов во Вселенной осталась неизменной с тех самых пор, а именно примерно 75 % водорода, 25 % гелия и крайне небольшое количество более тяжелых элементов (подробнее об этом ниже), является еще одним, причем успешно проверенным, аргументом в пользу теории Большого взрыва.