Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса
Шрифт:
Шрамм и его коллеги доказали, что необычные процессы, наблюдаемые сегодня только в физике элементарных частиц, играют ключевую роль во Вселенной — как нынешней, так и ранней. К примеру, в 1975 году они доказали, что слабое взаимодействие нейтральных токов, открытое незадолго до того, участвует в коллапсе массивных звезд, вызывающем вспышки сверхновых{197}.
Шрамм всегда интересовался нейтрино, которые в то время были основной областью моих исследований, так что я внимательно следил за его работой. Наблюдение в ходе двух подземных экспериментов нейтрино, вылетевших во время вспышки сверхновой SN1987A в Большом Магеллановом Облаке в 1987 году, подтвердило,
В своей выдающейся работе, опубликованной в 1977 году, Шрамм, Гэри Стайгман и Джеймс Ганн доказали, что космология ограничивает допустимое количество типов лептонов{198}. Лептон — родовое название отрицательно заряженного электрона e, двух более тяжелых частиц, мюона и тау-лептона , а также связанных с ними нейтрино: e, и . Каждому лептону соответствует античастица. В те времена эти три «поколения» лептонов наряду с родственными им поколениями кварков лишь недавно были найдены, и ученые не видели причин, почему их не может быть больше.
В работе Шрамма и его соавторов 1997 года доказывалось, что дополнительные нейтрино ускорили бы синтез Не4, и устанавливалось предельное количество типов нейтрино — пять, основанное на измеренном на тот момент количестве гелия во Вселенной. К 1989 году результаты расчетов распространенности гелия были уточнены настолько, чтобы установить предел, равный трем поколениям. Это согласовывалось с результатами экспериментальных измерений скрытой энергии с помощью ускорителей частиц на встречных пучках (коллайдерах). Больше нейтрино означает больше скрытой энергии, то есть энергии, не имеющей отношения к зарегистрированным частицам. Количество скрытой энергии соответствовало трем поколениям, и не более того.
Таким образом, стандартная модель элементарных частиц и сил, о которой пойдет речь в следующей главе, пришла к схеме, в которой может быть всего три поколения кварков и лептонов. Именно это и предвидел Шрамм. Пожалуй, только такой мечтатель, как он, мог вообразить, что фундаментальные сведения о природе вещества будут найдены космологами на таком сверхмикроскопическом уровне. Этот процесс идет до сих пор и, похоже, будет продолжаться годами.
Температура расширяющейся Вселенной
Прежде чем мы углубимся в детали ядерной физики Большого взрыва, стоит выяснить, какие виды энергии действовали на разных этапах истории Вселенной, поскольку они имеют отношение не только к ядерной физике, но и к физике в целом на каждом этапе.
Хотя Вселенная расширяется очень быстро, частицы, существовавшие на ранних стадиях ее развития, взаимодействовали еще быстрее, так что их тепловое замедление все еще обеспечивало им состояние квазиравновесия. Это значит, что частицы можно описать как имеющие абсолютную температуру Г, которая тем не менее снижается по мере расширения Вселенной.
Большинство авторов, пишущих на эту тему, дают значения температуры на разных стадиях в Кельвинах, вероятно, потому, что считают, что читатель лучше знаком с этими единицами измерения. Однако истинные значения температуры на ранних этапах жизни Вселенной столь высоки, что для нас они не имеют никакого практического смысла.
Более информативны значения средней кинетической энергии частиц во Вселенной в каждый заданный момент времени, которые с точностью, достаточной для наших целей, задаются формулой K = kBT, где kB —
Когда мы имеем дело с атомными, ядерными и субъядерными процессами, самой удобной единицей измерения энергии является электрон-вольт (эВ), который равен кинетической энергии, приобретаемой электроном при прохождении разности электрических потенциалов 1 В. Атомные процессы характеризуются энергией в несколько электрон-вольт или килоэлектрон-вольт (кэВ), где 1 кэВ = 1000 эВ. Ядерные процессы протекают с энергией порядка мегаэлектрон-вольт (МэВ), где 1 МэВ = 1000 000 эВ. Для субъядерных процессов характерна энергия порядка гигаэлектрон-вольт (ГэВ) и тераэлектрон-вольт (ТэВ), где 1 ГэВ = 1 млрд. эВ (109) и 1 ТэВ = 1 трлн эВ (1012).
Стоит отметить, что ускорители на встречных пучках позволяют нам изучать физику самых первых мгновений существования Вселенной. К примеру, когда общую энергию Большого адронного коллайдера (БАК) доведут до 14 ТэВ (что произойдет в 2015 году), это позволит физикам оценить свойства материи, существовавшей через 10– 15 с после Большого взрыва, когда температура была именно настолько высока.
На рис. 10.2 показана средняя кинетическая энергия Вселенной от 10™” с существования Вселенной, планковского времени, до настоящего момента. Позже нам нужно будет подробнее поговорить о планковском времени и о том, что могло быть до него. Но пока что начнем историю с этого момента.
Около 380 000 лет после Большого взрыва все частицы во Вселенной находились в квазиравновесном состоянии и имели одну и ту же температуру, снижающуюся по мере расширения и охлаждения Вселенной. В это время, называемое моментом последнего рассеяния, атомы вышли из равновесного состояния, тогда как фотоны и нейтрино все еще сохраняли квазиравновесие. График в логарифмическом масштабе не должен вас обманывать. Время, прошедшее между моментом последнего рассеяния и сегодняшним днем, исходя из практических соображений, все еще можно считать равным 13,8 млрд. лет.
По мере расширения и охлаждения Вселенной разные виды частиц постепенно выходили из состояния равновесия. Позвольте продемонстрировать это на примере антипротонов. Они сталкиваются с протонами и распадаются на фотоны и другие, более легкие частицы. Рассмотрим аннигиляцию с образованием фотонов. Реакция выглядит так:
где p– — антипротон, — фотон. Фотоны забирают энергию покоя протона и антипротона, а также их исходную кинетическую энергию, какой бы она ни была. Также может произойти обратная реакция, при которой вновь образуются антипротоны: