Обнаружение нейтринного фона стало бы триумфом стандартной модели ранней Вселенной. Мы уверенно предсказываем температуру нейтрино – 71,38 % от температуры фотонов, или 2 К. Единственное слабое звено в нашей теоретической схеме, касающейся количества нейтрино и их распределения по энергиям, – предположение о малости лептонного числа. (Лептонное число, напомним, – это количество нейтрино и других лептонов за вычетом антинейтрино и остальных антилептонов.) Если лептонное число такое же маленькое, как барионное, то количество нейтрино и антинейтрино должно совпадать с относительной точностью в одну миллиардную. Но если это число сравнимо с количеством фотонов, то возникнет «вырождение» – значительный избыток нейтрино (антинейтрино) и недостаток антинейтрино (нейтрино). Из-за этого вырождения в первые три минуты каким-то образом поменяется нейтронно-протонный баланс, что приведет к образованию другого количества первичных гелия и дейтерия. Зарегистрируй мы 2-градусный фон нейтрино, тут же получили бы ответ на вопрос, какое у Вселенной лептонное число. Но главное, мы получили бы блестящее подтверждение стандартной модели ранней Вселенной.
Увы, нейтрино взаимодействуют с обычным веществом настолько слабо, что никто до сих пор не придумал, как засечь его 2-градусный фон. Какая ирония судьбы: на каждый нуклон приходится около миллиарда нейтрино и антинейтрино, но никто не знает, как их поймать! Может быть, однажды кто-нибудь что-нибудь придумает.
В приведенном изложении первых трех минут жизни Вселенной кто-то из читателей, возможно, узрел излишнюю уверенность в научной правоте. Мы не собираемся ничего отрицать. По-моему, критический подход в научной деятельности применим не всегда. Часто необходимо отбросить все сомнения и, основываясь на какой-либо предпосылке, смело строить логическую цепочку, куда бы она ни вела. Заслуга не в том, чтобы не иметь теоретических предубеждений, а в том, чтобы иметь правильные теоретические предубеждения. Теоретические догадки всегда судят по их следствиям. Стандартная модель ранней Вселенной продемонстрировала некоторые успехи и обеспечила связную теоретическую концепцию для будущих экспериментов. Это не значит, что модель верна, но ее по крайней мере стоит воспринимать всерьез.
Тем не менее все же есть одна большая неопределенность, как туча нависшая над стандартной моделью. За всеми вычислениями, описанными в этой главе, стоит космологический принцип – предположение, что Вселенная однородна и изотропна. (Под однородностью мы пониманием следующее: для любого наблюдателя, перемещающегося вместе с расширяющимся веществом, Вселенная выглядит одинаково, где бы он ни находился. Изотропия означает, что мироздание для такого наблюдателя выглядит одинаково по всем направлениям.) Непосредственно из наблюдений нам известно, что реликтовое излучение вокруг нас весьма изотропно. Отсюда заключаем, что Вселенная обладала высокой изотропией и однородностью с тех самых пор, когда при температуре около 3000 К излучение отделилось от вещества. Но был ли космологический принцип справедлив и до этого, мы сказать не можем.
Может быть, космос сначала был вовсе не однородным и не изотропным, но потом силы трения различных частей расширяющейся Вселенной друг о друга разгладили его. Подобную «миксерную» модель активно пропагандировал Чарльз Мизнер из Мэрилендского университета. Возможно, как раз благодаря теплу, выделившемуся в процессе трения и перехода Вселенной к однородному и изотропному состоянию, и появился тот самый немыслимый миллиард фотонов на один нуклон. Однако, насколько мне известно, никто не может сказать, почему мироздание при рождении должно было быть неоднородным и изотропным. Как никто не в состоянии посчитать, сколько энергии выделилось при переходе к однородности и изотропии.
По моему мнению, эти белые пятна – не повод набрасываться на стандартную модель (что предпочли бы сделать некоторые космологи). Скорее, наоборот, нужно заняться ею всерьез и ожидать, что, может быть, она приведет к противоречию с наблюдаемыми данными. Пока даже непонятно, поменяет ли высокая степень анизотропии и неоднородности ход космической истории, изложенный в этой главе. Вселенная, не исключено, разгладилась буквально в первые несколько секунд. Тогда расчеты количества космологических гелия и дейтерия остаются в силе, как если бы космологический принцип выполнялся всегда. Пусть даже космос не успел до начала нуклеосинтеза стать однородным и изотропным, в любой равномерно расширяющейся области скорость синтеза гелия и дейтерия будет зависеть только от темпа расширения этой области и, не исключено, окажется близкой к значению, рассчитанному в стандартной модели. Кто знает, возможно, вся Вселенная, которую мы видим вплоть до нуклеосинтеза, – не что иное, как однородный и изотропный сгусток внутри более крупной неоднородной и неизотропной Вселенной.
Сильнее всего проявляется сопровождающая космологический принцип неопределенность, когда мы интересуемся самым началом Вселенной или ее далеким будущим. В последних двух главах я, как правило, буду полагаться на космологический принцип. Не следует, однако, забывать, что все наши простые космологические модели, может быть, применимы разве что к небольшой части Вселенной или на протяжении ограниченного периода времени.
6. Экскурс в историю
Давайте теперь на минутку отвлечемся от истории ранней Вселенной и поинтересуемся последними тремя десятилетиями космологических исследований. Обнаружение реликтового излучения в 1965 г. относится к одному из ключевых открытий XX в. Почему оно оказалось случайным? Иными словами, почему экспериментаторы не начали систематические поиски микроволнового фона задолго до этого времени?
Как нам известно из предыдущей главы, измерив современную температуру реликтового излучения и массовую плотность Вселенной, легко рассчитать количество легких элементов – и эти расчеты подтверждаются наблюдениями. Еще задолго до 1965 г., обратив эту цепочку вычислений, можно было предсказать существование микроволнового фона и начать его искать. Из факта наличия наблюдаемых в космосе 20–30 % гелия и 70–80 % водорода несложно было сделать вывод о том, что нуклеосинтез начался в тот момент, когда доля нейтронов в общем числе нуклонов упала до 10–15 %. (Доля гелия сегодня, напомним, в два раза больше, чем доля нейтронов в эпоху нуклеосинтеза.) Это произошло тогда, когда температура во Вселенной составляла примерно миллиард градусов (109 К). Если предположить, что нуклеосинтез начался именно в этот момент, можно приблизительно оценить тогдашнюю концентрацию нуклонов. А плотность фотонов при этой же температуре легко вычисляется из известных свойств чернотельного излучения. Следовательно, мы знаем соотношение числа фотонов и нуклонов на тот момент. Но оно со временем не меняется, поэтому мы знаем и сегодняшнее его значение. А получив из наблюдений современную плотность нуклонов, можно посчитать и сегодняшнюю плотность фотонов и прийти к выводу о существовании реликтового фона с температурой от 1 до 10 К. Если бы наука следовала таким же прямым путем, как и Вселенная, мы бы располагали этим предсказанием еще в 1940–1950-е гг. А радиоастрономы тогда принялись бы искать фоновое излучение целенаправленно. Но история не терпит сослагательного наклонения.
