вырваться меньшая доля дейтерия, чем водорода. В то же время спектроскопия указывает на очень малую распространенность дейтерия на поверхности Солнца — меньше, чем четыре части на миллион. Это тоже искаженная цифра — дейтерий во внешних областях Солнца должен был быть большей частью уничтожен путем реакции с водородом с превращением в легкий изотоп гелия 3Не.
Наши знания о распространенности космического дейтерия были поставлены на значительно более прочную основу в 1973 году, благодаря наблюдениям в ультрафиолетовом диапазоне с искусственного спутника Земли «Коперник». Атомы дейтерия, как и водорода, могут поглощать ультрафиолетовый свет строго определенных длин волн, соответствующих переходам, в которых атом возбуждается из состояния наименьшей энергии в более высокое по энергии состояние. Эти длины волн слегка зависят от массы атомного ядра, так что ультрафиолетовый спектр звезды, чей свет доходит до нас сквозь межзвездную смесь водорода и дейтерия, будет пересечен рядом темных линий поглощения, разделенных на две компоненты каждая, одна из которых — от водорода, а другая — от дейтерия. Относительное потемнение любой пары компонент линий поглощения немедленно даст тогда относительную распространенность водорода и дейтерия в межзвездном облаке. К сожалению, атмосфера Земли такова, что очень трудно с поверхности осуществить какие бы то ни было астрономические наблюдения в ультрафиолетовой области. Спутник «Коперник» нес на себе ультрафиолетовый спектрометр, который был использован для изучения линий поглощения в спектре горячей звезды
Если эти 20 частей на миллион дейтерия действительно образовались в ранней Вселенной, тогда должно было быть (и есть сейчас) как раз около 1,1 миллиарда фотонов на одну ядерную частицу (см. таблицу выше). При теперешней температуре космического излучения З К имеется 550 000 фотонов в литре, так что сейчас должно быть около 500 ядерных частиц на миллион литров. Это существенно меньше, чем минимальная плотность для замкнутой Вселенной, которая, как мы видели в главе II, равна примерно 3000 ядерных частиц на миллион литров. Следовательно, нужно сделать вывод, что Вселенная открыта; это значит, что галактики движутся со скоростью, превышающей скорость отрыва, и Вселенная будет расширяться всегда. Если часть межзвездного газа захватывается звездами, которые стремятся уничтожить дейтерий (как на Солнце), тогда распространенность космологически образованного дейтерия должна быть даже больше, чем найденное с помощью спутника «Коперник» значение 20 частей на миллион. Отсюда, плотность ядерных частиц должна быть даже меньше, чем 500 частиц на миллион литров, что усиливает вывод: мы живем в открытой, вечно расширяющейся Вселенной.
Должен сказать, что сам я нахожу эту аргументацию довольно неубедительной. Дейтерий непохож на гелий — хотя его распространенность и кажется выше, чем следовало бы ожидать для относительно плотной закрытой Вселенной, он все же чрезвычайно редок в абсолютных единицах. Мы можем представить себе, что такое количество дейтерия было образовано в «недавних» астрофизических явлениях — вспышках сверхновых, космическом излучении, возможно, даже в квазизвездных объектах. Для гелия это не так; 20- 30-процентная распространенность не могла быть создана недавно без высвобождения чудовищного количества излучения, которого мы не наблюдаем. Считается, что дейтерий в количестве 20 частей на миллион, найденный «Коперником», не мог бы образоваться ни в каком из обычных астрофизических механизмов без образования также неприемлемо большого количества других редких элементов: лития, бериллия и бора. Однако я не вижу, как мы можем быть уверены в том, что эти следы дейтерия не были образованы каким-то не космологическим механизмом, о котором до сих еще никто не думал.
Есть еще один остаток ранней Вселенной, находящийся в настоящее время всюду вокруг нас, который, по-видимому, все еще невозможно наблюдать. Мы видели в третьем кадре, что нейтрино начали вести себя как свободные частицы с того момента, как космическая температура упала ниже примерно 10 миллиардов градусов Кельвина. В течение этого времени длины волн нейтрино просто растягивались пропорционально размеру Вселенной; количество нейтрино и их распределение по энергии оставались, следовательно, таким же, какими они были в тепловом равновесии, но с температурой, падавшей обратно пропорционально размеру Вселенной. С нейтрино произошло почти то же самое, что случилось за это время с фотонами, даже несмотря на то, что фотоны оставались в тепловом равновесии значительно дольше, чем нейтрино. Так что современная температура нейтрино должна быть приблизительно такой же, как и современная температура фотонов. Поэтому должно существовать что-то около миллиарда нейтрино и антинейтрино на каждую ядерную частицу во Вселенной.
Все это можно рассмотреть значительно более точно. Чуть позднее того момента, как Вселенная стала прозрачной для нейтрино, электроны и позитроны начали аннигилировать, нагревая фотоны, но не нейтрино. Вследствие этого нынешняя температура нейтрино должна быть несколько меньше температуры фотонов. Довольно легко подсчитать, что температура нейтрино меньше температуры фотонов на множитель, равный кубическому корню из 4/11, или на 71,38 процента; следовательно, нейтрино и антинейтрино вносят вклад в энергию Вселенной, равный 45,42 процента энергии фотонов (см. математическое дополнение 6). Хотя я и не говорил об этом прямо, когда обсуждал промежутки времени космического расширения, я учитывал эту добавочную плотность энергии нейтрино.
Наиболее драматическим из возможных подтверждений стандартной модели ранней Вселенной было бы детектирование этого фона нейтрино. Мы имеем четкое предсказание о его температуре; она составляет 71,38 процента температуры фотонов, т. е. около 2 К. Единственной реальной теоретической неопределенностью в количестве и энергетическом распределении нейтрино остается вопрос, так ли мала плотность лептонного числа, как мы предположили. (Напомним, что лептонное число есть число нейтрино и других лептонов минус число антинейтрино и других антилептонов.) Если плотность лептонного числа так же мала, как и плотность барионного числа, тогда число нейтрино должно равняться числу антинейтрино с точностью до одной части на миллиард. В то же время, если плотность лептонного числа сравнима с плотностью числа фотонов, тогда должно быть «вырождение», т. е. заметный избыток нейтрино (или антинейтрино) и недостаток антинейтрино (или нейтрино). Такое вырождение должно было повлиять на сдвиг нейтрон-протонного баланса в первые три минуты и, следовательно, изменило бы количество космологически образованных гелия и дейтерия. Наблюдение фона космических нейтрино и антинейтрино с температурой 2 К немедленно разрешило бы вопрос, имеет ли Вселенная большое лептонное число, и, что значительно более важно, доказало бы, что стандартная модель ранней Вселенной действительно правильна.
Увы, нейтрино так слабо взаимодействуют с обычным веществом, что никто еще не смог предложить какой-либо способ наблюдения двухградусного фона космических нейтрино. Это поистине мучительная проблема: на каждую ядерную частицу имеется около миллиарда нейтрино и антинейтрино и до сих пор никто не знает, как их обнаружить! Возможно, когда-нибудь кто-нибудь сможет.
Следя за этим расчетом первых трех минут, читатель мог ощутить с моей стороны оттенок чрезмерной научной уверенности. Может быть, он и прав. Однако я не верю в то, что наука всегда развивается наилучшим образом, если оставаться полностью непредубежденным. Часто необходимо забыть чьи-то сомнения и следовать за выводами из каких-то предположений, куда бы они ни привели, — великое искусство не в том, чтобы быть свободным от теоретических предубеждений, а в том, чтобы иметь правильные теоретические предубеждения. И, как всегда, проверка любой предварительной теоретической концепции — в том, к чему она приводит. Стандартная модель ранней Вселенной достигла некоторых успехов и обеспечивает последовательную теоретическую основу будущих экспериментальных программ. Это не значит, что она верна, но это значит, что она заслуживает того, чтобы отнестись к ней серьезно.
Тем не менее
