Эволюция Вселенной и происхождение жизни
Шрифт:
В промежутке между 0,00001 С (= 10 – 5с) и 10 – 4с в большом количестве существовали более массивные адрон-антиадронные пары (в основном пионные). Этот период называют эпохой адронов. Позже даже самые легкие адрон-антиадронные пары аннигилировали и больше никогда уже не возникали, поскольку фотоны позже уже не имели достаточно энергии для образования адрон-антиадронных пар.
А еще раньше основными частицами были кварки и антикварки. Период между 10 – 12с и 10 – 5с называют эпохой кварков. В этот период плотность материи была так велика, что адроны не могли возникать как связанные системы. Существовали только свободные кварки. Когда началась эпоха кварков, температура была около 10 16(= 10
В эпоху адронов (между эпохами кварков и лептонов) адроны могли существовать как отдельные частицы, но аннигиляция адронов и антиадронов еще не завершилась. Моментом рождения протонов (то есть водорода) можно считать начало эры адронов на 0,00001 с. В это время плотность вещества была очень высокой, сравнимой с плотностью внутри протона, то есть в 10 15раз плотнее воды.
Нейтрино заслуживают отдельного упоминания. Согласно теории, сегодня они самые многочисленные среди частиц. В каждом кубическом сантиметре пространства должно содержаться 600 нейтрино, родившихся в юной Вселенной. К сожалению, они так слабо взаимодействуют с обычной материей, что нам пока не удалось зарегистрировать их.
Историю Вселенной можно проследить назад в прошлое до эпохи ядерного синтеза при космическом возрасте в несколько минут. Имеющиеся астрономические данные и общепринятая физическая теория служат надежным фундаментом для этой цели. Но описание более ранних эпох гораздо менее надежно. И совершенно закрыто от нас рождение Вселенной. Можно сказать, что Большой взрыв — это не более чем метафора. Очевидно, что не было «взрыва», подобного взрыву водородной бомбы. Но что же это было, что заставило Вселенную расширяться? Есть еще несколько конкретных вопросов, касающихся природы Большого взрыва.
• Почему сила Большого взрыва была как раз такой, чтобы Вселенная приобрела в точности критическую плотность (плоское пространство)?
• Почему Вселенная изотропна, то есть одинакова во всех направлениях?
• Почему во Вселенной были отдельные области, «зародыши», с небольшим избытком плотности, которые позже превратились в галактики?
Большой взрыв мог бы оказаться слишком слабым, и в этом случае Вселенная быстро сколлапсировала бы обратно и вернулась к своему исходному состоянию. Или же он мог оказаться слишком сильным — в этом случае галактики не родились бы. Но расширение как раз такое, какое нужно: существуют области, в которых расширение уже прекратилось (галактики), в то время как в больших областях между галактиками расширение продолжается и не дает галактикам скапливаться и сливаться друг с другом.
Одним из популярных ответов на вопрос о тонкой настройке Вселенной служит антропный принцип. Можно представить, что существует бесконечное число вселенных. Почти все они непригодны для жизни, так как необходимые для возникновения жизни долгоживущие структуры в них не возникают. Но среди них есть по крайней мере одна с необходимой тонкой настройкой и скоростью расширения — наша! Если бы не возникло ни одной пригодной для жизни вселенной, то никто этого и не заметил бы. Мы еще вернемся к этой проблеме в главе 33.
А в чем проблема изотропии? Она связана с космологическим горизонтом; это расстояние, дальше которого мы не видим, по крайней мере — сейчас. Внутри горизонта располагается вся наблюдаемая Вселенная, а вне его пространство простирается, возможно даже — до бесконечности. Свет, возникший за горизонтом, все еще идет к нам. Эта граница существует из-за того, что у Вселенной конечный возраст (рис. 24.9). Таким образом, горизонт ограничивает пространство, которое мы видим; но в качестве достойной компенсации мы получаем возможность видеть рождение Вселенной, или, точнее, те события после ее рождения, излучение от которых мы можем зафиксировать. На сегодня фоновое излучение — это самый далекий посланец. Если мы когда-нибудь научимся регистрировать космическое нейтрино, то это будет весточка из эпохи, когда после Большого взрыва прошло менее одной секунды.
Рис. 24.9. Космологический горизонт — это расстояние, с которого свет может дойти до нас за время существования Вселенной (около 14 млрд лет). С большего расстояния свет еще не дошел до нас. С течением времени горизонт расширяется, и мы видим все более далекие области.
Подобно тому как у нас есть свой горизонт, у каждой точки расширяющейся Вселенной тоже есть собственный горизонт. Если две точки расположены достаточно далеко друг от друга, их горизонты не перекрываются. В таком случае Вселенную можно рассматривать как содержащую огромное количество отдельных областей, которые никогда не обменивались информацией друг с другом. В прошлом размер горизонта был меньше, чем сейчас, так как после Большого взрыва прошло меньше времени, а значит, лучи света пролетели меньшее расстояние. Но даже сейчас нетрудно найти далекие области, лежащие в разных направлениях и ничего не знающие друг о друге. Например, возьмем две любые противоположные области на небе. Космическое фоновое излучение из этих направлений возникло в местах, отдаленных друг от друга на миллиарды световых лет, когда возраст Вселенной был меньше миллиона лет. Вычисления показывают, что пятна фонового излучения, разделенные на небе более чем на пару градусов, возникли в областях, которые никогда не могли контактировать друг с другом. В то же время характеристики этого излучения очень мало меняются от одной области к другой. Как это возможно? В этом и заключается проблема изотропии.
В эпоху преобладания вещества горизонт расширяется быстрее, чем само пространство, но было ли так всегда? В эпоху своей бурной молодости Вселенная могла расширяться намного быстрее, и даже быстрее, чем сам горизонт. Если это так, то чем ближе мы к Большому взрыву, тем все большую и большую часть Вселенной должен был охватывать горизонт. На этой идее основана так называемая теория инфляции, которая призвана решить проблему изотропии. Возможно, что когда-то внутри одного горизонта находилась практически вся Вселенная либо же как минимум та ее часть, которая сейчас гораздо больше нашего современного горизонта. Все области в пределах нашего поля зрения могли в прошлом соприкасаться друг с другом, и это объясняет однородность и изотропию наблюдаемой Вселенной. Но что заставило совсем юную Вселенную начать расширяться с тем колоссальным ускорением, которого требует инфляционная модель? Эту фазу можно описать, используя силу отталкивания, впервые введенную Эйнштейном и затем отвергнутую им. Увеличив силу отталкивания, использованную в статической модели Эйнштейна, в 10 120раз и ограничив период ее действия до 10 – 32с, можно получить инфляционную модель Вселенной. Но только в 1965 году Эраст Борисович Глинер из Физико-технического института им. А. Ф. Иоффе в Санкт-Петербурге понял, что сила отталкивания может возникнуть из космического вакуума. Мы вернемся к этому вопросу после краткой экскурсии по разным периодам эволюции Вселенной, какими они сегодня представляются.
Коротко говоря, в инфляционной модели с самого начала (почти) пустое пространство стало быстро расширяться, и Вселенная оставалась относительно пустой и холодной. Затем вдруг, примерно за 10 – 32с, Вселенная заполнилась веществом и излучением при очень высокой температуре, порядка 10 28градусов. Энергия для рождения этого вещества и излучения черпалась из вакуума, в результате чего у него она понизилась до нынешнего значения. После этого процесс расширения стал «нормальным».
Так закончился первый период космической истории — эпоха инфляции. Родившаяся тогда материя не была похожа на ту, которую мы знаем сегодня; да и взаимодействия были другими. Например, электромагнитная сила и слабая сила тогда еще не были независимыми — это была единая электрослабая сила. Такие частицы, как фотоны и W- и Z-бозоны, были неотличимы друг от друга, и тогда еще не было речи об электронах, мюонах и нейтрино в их современном смысле. В ту эпоху могли существовать и какие-то неизвестные частицы вроде гипотетических Х-частиц, которые невозможно создать даже на самых мощных ускорителях. Период между эпохой инфляции и более поздней эпохой кварков можно разделить на две части. Первая фаза называется эпохой теорий великого объединения, а вторая — эпохой теории Вайнберга-Салама. Эти названия связаны с современными теориями взаимодействия. В начальной фазе цветная сила и электрослабая сила представляли собой единую силу, а в следующей фазе они уже разделились (Врезка 24.1).