Обычно вместо полной энергии равновесной системы указывают ее температуру. В той системе, которая нас интересовала в первую очередь (излучение вкупе с равным количеством частиц и античастиц), больше ничего не нужно знать. Все ее свойства определяются температурой. Но в общем случае, помимо энергии, есть другие сохраняющиеся величины, значения которых необходимо задать.
Взять хотя бы стакан воды при комнатной температуре. В нем непрерывно идут химические реакции: молекулы воды распадаются на ион водорода (голый протон – ядро водорода, у которого отняли электрон) и гидроксильную группу (пару из атома кислорода и водорода, несущую один лишний электрон), и наоборот, из водородного иона и гидроксильной группы получаются молекулы воды. Причем исчезновение молекулы воды всегда сопровождается появлением иона водорода (и наоборот), а ионы водорода и гидроксильные группы всегда исчезают и появляются парами. Таким образом, сохраняющиеся величины в этой системе – это полное число молекул воды плюс число водородных ионов, а также число водородных ионов минус число гидроксильных групп. (Конечно, есть и другие сохраняющиеся величины – как, скажем, полное число молекул воды плюс число гидроксильных групп, – но все они выражаются через эти две фундаментальные величины.) Свойства воды в стакане будут полностью заданы, если мы скажем, что температура равна 300 К (комнатная температура в кельвинах), концентрация молекул воды и ионов водорода, вместе взятых, составляет 3,3 × 1022 штук на кубический сантиметр (примерно как у воды при давлении на уровне моря), а разность концентраций водородных ионов и гидроксильных групп равна нулю (это соответствует нулевому полному заряду). Пусть так получилось, что на 500 миллионов молекул воды приходится один ион водорода. Подчеркнем, что, составляя рецепт стакана воды, мы не должны задавать это число – его мы определим из условия теплового равновесия. С другой стороны, из последнего мы никак не узнаем, чему равны сохраняющиеся величины. Повысив или понизив давление, можно лишь, например, сделать концентрацию молекул воды и водородных ионов чуть меньше или чуть больше 3,3 × 1022. То есть для ответа на вопрос, что налито в наш стакан, необходимо это число задать.
Из этого примера также видно, что сохраняющиеся величины в разных условиях могут быть разными. Скажем, если наша вода попала внутрь звезды и имеет температуру в миллионы градусов, то молекулы и ионы легко диссоциируют, а атомы теряют свои электроны. В этом случае количество электронов, ядер кислорода и водородных ядер будет сохраняться. Концентрацию молекул воды и ионов водорода в таких условиях нужно не задавать, а, следуя законам статистической физики, вычислять. Впрочем, она будет невелика. (В аду в снежки не поиграешь.) На самом деле при этих условиях идут ядерные реакции, при которых меняется даже число ядер каждого сорта. Но меняется медленно, поэтому можно считать, что звезда постепенно переходит от одного равновесного состояния к другому.
Наконец, при температуре в несколько миллиардов градусов, до которой была нагрета ранняя Вселенная, на протоны и нейтроны распадаются даже атомные ядра. Реакции идут настолько бурно, что из лучистой энергии то и дело появляются пары частица – античастица – и тут же снова аннигилируют в излучение. В этих условиях количество каких бы то ни было частиц уже не является сохраняющейся величиной. В силе остается лишь небольшая горстка законов сохранения, которые не нарушаются (насколько нам известно) ни при каких условиях. Им соответствуют всего лишь три сохраняющиеся величины, значение которых следует заранее оговорить в нашем рецепте ранней Вселенной.
1. Электрический заряд. Мы можем создавать или избавляться от пар частиц с одинаковым по модулю, но противоположным по знаку зарядом, однако полный электрический заряд всегда остается постоянным. (В этом законе сохранения мы уверены больше, чем в других. Без него общепринятая теория электромагнетизма Максвелла теряет смысл.)
2. Барионное число. Барионы – собирательное наименование нуклонов (протонов и нейтронов) и более тяжелых нестабильных частиц, называемых гиперонами. Барионы и антибарионы появляются и исчезают парами. Один может перейти в другой, как это происходит при так называемом бета-распаде радиоактивных ядер, когда нейтрон превращается в протон. Однако число барионов за вычетом антибарионов (антипротонов, антинейтронов, антигиперонов) всегда остается постоянным. Протону, нейтрону и гиперонам можно присвоить «барионное число» +1, а соответствующим античастицам –1. Тогда полное барионное число будет сохраняться. В отличие от электрического заряда, оно, по-видимому, не входит ни в какие уравнения движения и, насколько нам известно, не создает полей наподобие электрического или магнитного. Барионное число – это своего рода отчетный показатель: его значение целиком в том, что он сохраняется.
3. Лептонное число. К лептонам относятся электрон и мюон (легкие отрицательно заряженные частицы), нейтрино (нейтральная частица с нулевой массой), а также их античастицы: позитрон, антимюон и антинейтрино. Несмотря на свои нулевые массу и заряд, нейтрино не менее реальны, чем фотоны: они обладают энергией и импульсом точно так же, как любая другая частица. Лептонное число – это еще один отчетный показатель: количество лептонов за вычетом антилептонов не меняется. (В 1962 г. в экспериментах с пучками нейтрино было обнаружено, что имеется как минимум два типа нейтрино: электронное и мюонное. Им соответствуют два типа лептонных чисел. Электронное лептонное число – это количество электронов и электронных нейтрино за вычетом их античастиц, а мюонное лептонное число – количество мюонов и мюонных нейтрино тоже за вычетом соответствующих античастиц. И та и другая величина, похоже, идеально сохраняются, но полной уверенности в этом пока нет.)
Хорошей иллюстрацией этих законов сохранения служит радиоактивный распад нейтрона n на протон p, электрон е– и антинейтрино (электронное). Для каждой из частиц заряд, барионное и лептонное числа указаны в таблице:
Читателю предоставляется возможность проверить, что для любой из сохраняющихся величин сумма ее значений для продуктов реакции равна ее значению для исходного нейтрона. Это и означает сохранение величины. Законы сохранения дают нам ценную информацию, показывая, какие реакции заведомо не происходят. Например, они запрещают нейтрону распадаться на протон, электрон и более чем одно антинейтрино.
Чтобы составить рецепт Вселенной на тот или иной момент времени, нужно задать заряд, барионное и лептонное числа на единицу объема, а также температуру. Законы сохранения гласят, что в любом объеме, который расширяется вместе со Вселенной, эти сохраняющиеся величины остаются постоянными. Следовательно, заряд, барионное и лептонное числа на единицу объема меняются обратно пропорционально размеру Вселенной. Но ведь и количество фотонов в единице объема обратно пропорционально кубу размера Вселенной. (В главе 3 мы говорили, что количество фотонов в единице объема пропорционально кубу температуры, а последняя, как было отмечено в начале этой главы, падает обратно пропорционально размеру Вселенной.) Таким образом, заряд, барионное и лептонное числа в расчете на один фотон тоже не меняются. А значит, наш рецепт, в котором заданы отношения этих сохраняющихся величин к количеству фотонов, верен во все времена. (Строго говоря, обратно пропорционально кубу размера Вселенной меняется не количество фотонов в единице объема, а энтропия единицы объема. Энтропия – фундаментальная величина статистической физики, характеризующая степень беспорядка в физической системе. Если опустить известный численный множитель, энтропия с большой точностью равна полному количеству частиц, находящихся в тепловом равновесии (сюда относятся как частицы вещества, так и фотоны). При этом у каждого сорта частиц есть свой вес, приведенный в таблице I на с. 212. Постоянные, которыми нам следовало бы описывать Вселенную, – это отношения заряда к энропии, барионного числа к энтропии и лептонного числа к энтропии. Между тем даже при очень высоких температурах количество частиц вещества имеет тот же порядок, что и число фотонов. Поэтому мы не очень ошибемся, если за эталон вместо энтропии примем количество фотонов.)
