Пять возрастов Вселенной

Нуклеосинтез

Следующим важным достижением зарождающейся Вселенной было образование маленьких сложных ядер типа гелия, дейтерия и лития. Ядра этих легких элементов образовались в реакциях ядерного синтеза, произошедших в первые несколько минут времени. Более крупные ядра, включая углерод и кислород, дающие основу для жизни, образовались гораздо позднее в горячих недрах звезд (о чем рассказывается в следующих главах). Образование тяжелых элементов из более легких, называемое нуклеосинтезом, значительно изменяет материальное содержимое Вселенной.

Энергия — это основная концепция, управляющая нуклеосинтезом — процессом ядерного синтеза. До этого момента более крупные ядра имеют меньшую массу-энергию покоя на частицу, чем составляющие их частицы по отдельности. Например, масса-энергия покоя ядра гелия, состоящего из двух протонов и двух нейтронов, меньше, чем суммарная масса-энергия покоя этих четырех частиц, существующих по отдельности. Этот дефицит массы-энергии ядра гелия должен иметь какое-то объяснение. В процессе реакции ядерного синтеза, в результате которой образуется ядро гелия, недостающая масса превращается в энергию и высвобождается в соответствии со знаменитой формулой Эйнштейна Е = mс². Механизм ядерного синтеза лежит в основе водородных бомб, образования энергии в недрах Солнца и нуклеосинтеза в ранней Вселенной.

Протоны и нейтроны, образующие ядро атома, удерживает вместе сильное взаимодействие, которое притягивает составляющие ядро частицы, но действует лишь на очень коротких расстояниях. На больших расстояниях сильнее оказывается электромагнитная сила, поскольку она действует в более широком диапазоне. Например, при взаимодействии протона с дейтроном (простое ядро, содержащее один протон и один нейтрон), электромагнитная сила является силой отталкивания и действует как преграда для ядерного синтеза, отталкивая взаимодействующие частицы друг от друга. Для успешного слияния протона и дейтрона они должны оказаться достаточно близко друг от друга, так чтобы сильное взаимодействие подавило электромагнитную силу. При достаточно высоких температурах эти частицы обладают достаточной кинетической энергией, чтобы добиться необходимой близости. Однако температура не должна быть слишком высокой; в противном случае только что синтезированные ядра разлетятся сразу же после возникновения. Необходимость соблюдать этот компромисс задает диапазон температур, при которых могут происходить реакции ядерного синтеза.

Относительно рано в истории космоса, примерно через секунду после Большого взрыва, фоновая температура Вселенной упала до десяти миллиардов градусов Кельвина. С плотностью, в двести раз превышающей плотность воды, Вселенная оказалась достаточно прохладной, чтобы протоны и нейтроны начали сливаться, образуя атомные ядра легких элементов. Тогда было синтезировано огромное количество гелия с меньшими примесями дейтерия и лития. Ядерная деятельность продолжалась в течение достаточно короткого промежутка времени: около трех минут. В этот момент температура непрерывно расширяющейся Вселенной упала до одного миллиарда градусов Кельвина, а плотность стала превышать плотность воды всего в двадцать раз. Тогда ядерные реакции резко прекратились, и завершилась фаза нуклеосинтеза.

Несмотря на то, что в результате нуклеосинтеза образовалась большая часть существующего сегодня гелия, синтез элементов не завершился полностью в это трехминутное окно. Большая часть Вселенной, около семидесяти пяти процентов ее массы, осталась «необработанной», в виде отдельных протонов (водорода). Скорость протекания ядерных реакций определяется температурой и плотностью Вселенной. По мере расширения и охлаждения Вселенной скорости протекания ядерных реакций быстро уменьшаются, и, в конечном итоге, эти реакции прекращаются вовсе. Почти не существует ядерных реакций, которые происходили бы при низких температурах, — обратите внимание на явное отсутствие ядерного синтеза при комнатной температуре. Таким образом, первичный нуклеосинтез был чем-то вроде космических гонок. Стартовый пистолет выстрелил, когда Вселенной исполнилось около секунды и температура сначала снизилась настолько, что позволила существование ядер. Начался процесс нуклеосинтеза и образования химических элементов. Гонки завершились приблизительно через три минуты (немногим меньше, чем потребовалось олимпийскому чемпиону, чтобы пробежать полтора километра), когда расширяющаяся Вселенная остыла настолько, что более не могла поддерживать реакции ядерного синтеза.

Если бы нуклеосинтез в ранней Вселенной продолжался неопределенно долго, все протоны и нейтроны, в конце концов, превратились бы в железо. Но почему в железо, а не в более тяжелые ядра? Хотя энергия высвобождается при слиянии малых ядер для образования больших, ядра, тяжелее ядра железа, могут высвобождать энергию при расщеплении на более маленькие дочерние ядра. Таким образом расщепляется уран, который служит источником энергии для атомных электростанций и атомного оружия. Поскольку как в процессе синтеза ядер легких элементов, так и в ходе расщепления ядер тяжелых элементов высвобождается энергия, минимально возможной энергией должны обладать ядра, имеющие промежуточный размер. Таким, самым энергетически привилегированным ядром, является ядро железа.

Как показано на рисунке 5, теория нуклеосинтеза делает важное предсказание. Количества элементов, образованных ранней Вселенной, зависят от общего количества обычного барионного вещества. Для того чтобы предсказанные количества легких элементов согласовались с реально наблюдаемыми значениями, общее количество барионов (протонов и нейтронов, составляющих ядра) во Вселенной должно находиться в достаточно узком диапазоне. Чтобы предсказания теории нуклеосинтеза не противоречили наблюдаемой действительности, число барионов должно находиться между двумя и восемью процентами общей плотности, необходимой для того, чтобы Вселенная была замкнутой. Если бы общее число барионов во Вселенной превышало восемь процентов от значения плотности замкнутой Вселенной, гелия в ранней Вселенной образовалось бы больше, чем мы видим сегодня. Аналогично, если бы барионов было менее двух процентов, то количество гелия было бы слишком низким. Поразительно, что узкий диапазон значений числа барионов может восстановить правильные количества гелия, дейтерия и лития.

Рис. 5. На данном рисунке различные кривые изображают зависимость предсказанных количеств легких элементов гелия, дейтерия и лития, возникших в процессе нуклеосинтеза в первые несколько минут существования Вселенной, от общей массы обычного барионного вещества. Общая масса барионов записана в виде доли критической плотности, поэтому, чтобы Вселенная была замкнутой, необходимо значение, превышающее единицу. Поскольку разрешенные значения общей массы барионов гораздо меньше общей массы, наблюдаемой в нашей Вселенной, значит, должно присутствовать еще какое-то небарионное вещество[4]

Темная материя

Достаточно узкий разрешенный диапазон значения общего числа барионов имеет важные следствия для содержимого Вселенной. Барионным является вещество, образованное протонами и нейтронами; это вещество, с которым мы встречаемся постоянно: пылинки, люди, да и сама Земля. Теперь, если, согласно теории нуклеосинтеза, это обычное вещество составляет менее восьми процентов общей массы Вселенной (в случае плоской Вселенной), что составляет остальную массу? Ответ — темная материя. Роль этой экзотической субстанции становится все более важной по мере старения нашей Вселенной.

Для оценки общего количества массы во Вселенной используются несколько независимых методов. Рассмотрим сначала массу, содержащуюся в звездах. Звезды представляют собой наиболее очевидный источник массы, причем их относительно легко обнаружить благодаря свету, который они испускают, даже