Не надо тем не менее обольщаться, думая, что мы понимаем, как появились галактики. Теория их образования еще далека от завершения и богата на трудные и до сих пор не решенные астрофизические задачи. Но это уже другой вопрос. Для себя же отметим: в ранней Вселенной (при температурах около 3000 К) еще не существовало тех галактик и звезд, которые мы наблюдаем сегодня, – была лишь обладающая однородной консистенцией ионизированная смесь вещества и излучения.
Из огромного отношения числа фотонов к количеству нуклонов можно сделать еще один важный вывод. В прошлом (причем по меркам Вселенной не слишком далеком), скорее всего, было время, когда энергия излучения превосходила энергию, запасенную в веществе. Энергию массивного нуклона можно рассчитать с помощью формулы Эйнштейна (E = mc 2). Получится приблизительно 939 миллионов электронвольт. Средняя энергия фотона 3-градусного реликтового излучения (0,0007 электронвольта) значительно меньше. Поэтому, даже если учесть, что на один нуклон приходится 1 миллиард фотонов, все равно очевидно: энергия в современной Вселенной существует прежде всего в форме вещества, а не излучения. Однако в прошлом температура была выше. Стало быть, большей была и энергия фотонов, а энергия, заключенная в протоне или нейтроне, оставалась неизменной. Поскольку на один нуклон приходится 1 миллиард фотонов, то энергия излучения может стать больше, чем у вещества, при условии, что энергия фотона чернотельного излучения будет составлять одну миллиардную от заключенной в нуклоне, т. е. около одного электронвольта. Это имело место, когда температура была примерно в 1300 раз выше, чем сейчас, – т. е. около 4000 К. Именно эта температурная граница отделяет «радиационно-доминированную» стадию, когда бо́льшая часть энергии во Вселенной заключена в излучении, от «материально-доминированной», когда энергия запасена в основном в массивных частицах.
Это поистине поразительное совпадение, что переход от радиационно- к материально-доминированной Вселенной произошел примерно в то же время, когда она стала прозрачной для излучения (при температуре 3000 К). Никто не может сказать, почему так произошло (впрочем, выдвигаются интересные гипотезы). К тому же мы до сих пор не знаем, какой переход случился раньше: если на один нуклон приходится 10 миллиардов фотонов, то излучение будет преобладать над веществом вплоть до температуры 4000 К, когда космос давно уже стал прозрачным. Если же фотонов меньше миллиарда, может случиться, что переход на материально-доминированную стадию произойдет раньше рекомбинации.
Но эти неопределенности не помешают нам в следующих главах продолжить рассказ об истории ранней Вселенной. Пока же отметим для себя, что до того момента, как космос стал прозрачным, он, по сути, состоял в основном из излучения лишь с небольшой примесью вещества. Но со временем красное смещение истощило запасы энергии излучения – тогда из нуклонов и электронов появились звезды, каменные глыбы и живые существа.
4. Рецепт горячей Вселенной
Из наблюдений, о которых шла речь в предыдущих двух главах, стало ясно: Вселенная, во-первых, расширяется, а во-вторых, заполнена вездесущим излучением, имеющим сегодня температуру 3 К. Последнее, по-видимому, осталось с того времени, когда космос был непрозрачным и, кроме того, в 1000 раз меньше и горячее, чем сейчас. (Когда мы говорим, что Вселенная была в 1000 раз меньше, чем сейчас, то, как обычно, имеем в виду, что расстояния между парами типичных галактик были в 1000 раз короче.) Прежде чем начать рассказ о первых трех минутах, на последнем подготовительном занятии обратимся к еще более ранним временам – когда Вселенная была еще меньше и горячее. Только теперь для выяснения царивших тогда физических условий вместо оптических и радиотелескопов воспользуемся нашим умственным зрением.
Как было отмечено в конце главы 3, когда Вселенная имела размеры в 1000 раз меньшие, чем сейчас, и вот-вот должна была стать прозрачной для излучения, происходил также и переход от ее радиационно- к материально-доминированной стадии. Мало того, что на первой из них фотонов было много (на один нуклон приходилось столько же фотонов, сколько и ныне), так они еще и несли в себе бо́льшую энергию. В итоге энергия во Вселенной содержалась в основном в излучении, а не в массе. (Фотоны, напомним, – это безмассовые частицы, «кванты», из которых, согласно квантовой механике, состоит свет.) Следовательно, в грубом приближении можно считать, что в ту эпоху во Вселенной присутствовало исключительно излучение, а вещества не было совсем.
Здесь нужно сделать важное замечание. Ниже мы увидим, что век излучения начался через несколько минут после рождения Вселенной – когда температура упала до нескольких миллиардов кельвинов. А до этого момента вещество играло-таки свою роль. Но оно было совсем не тем, которым заполнена современная Вселенная. Однако прежде чем забираться так далеко в прошлое, давайте пробежимся по эпохе, в которой безраздельно властвовало излучение – от первых минут до нескольких сотен тысяч лет с начала космической истории, когда на первый план снова вышло вещество.
Чтобы проследить этот период жизни Вселенной, нам всего лишь нужно знать, насколько горячо было в космосе в тот или иной момент времени. Или, другими словами, как температура Вселенной связана с ее размером.
На этот вопрос особенно легко ответить в условиях беспрепятственного распространения излучения, что имеет место в настоящее время. Тогда длина волны каждого фотона растягивается (вследствие красного смещения) пропорционально размеру расширяющейся Вселенной. А средняя длина волны у чернотельного излучения, как было показано в предыдущей главе, обратно пропорциональна температуре. Следовательно, температура меняется обратно пропорционально размеру Вселенной.
К счастью для космолога-теоретика, это соотношение сохраняется и для случая, когда излучение нельзя рассматривать как свободное. В радиационно-доминированную эпоху из-за частых столкновений фотонов с относительно немногочисленными электронами и нуклонами Вселенная была непрозрачна. Но в перерыве между столкновениями фотон распространялся свободно. Значит, длина его волны тоже росла пропорционально размеру Вселенной. А поскольку на одну частицу вещества приходилось много фотонов, то это температура вещества зависела от температуры фотонов, а не наоборот. Таким образом, когда Вселенная была, например, в десять тысяч раз меньше, чем сейчас, ее температура была во столько же раз больше – т. е. около 30 тысяч градусов Кельвина. При такой жаре излучение заведомо преобладало.
Все больше углубляясь в прошлое, мы наконец обнаружим момент, когда энергия фотонов была настолько высока, что они, сталкиваясь между собой, могли превращать свою энергию в частицы вещества. Мы покажем, что в первые минуты жизни Вселенной такие частицы, рожденные из чистой лучистой энергии, выступали на равных с излучением. Они не только влияли на скорости ядерных реакций, но и определяли темп расширения самой Вселенной. Следовательно, установить ход событий в те давние времена можно, посчитав, насколько горяча должна была быть Вселенная, чтобы лучистая энергия начала превращаться в частицы вещества, и сколько этих частиц тогда появилось.
