Първите Три Минути след Големия Взрив

Сега вече сме готови да проследим хода на космическата еволюция през нейните първи три минути. Отначало събитията протичат много по-бързо, отколкото по-късно, така че не би било полезно да показваме картини, разделени от равни времеви интервали подобно на обикновен филм. Вместо това ще синхронизирам скоростта на нашия филм със спадащата температура на Вселената, спирайки камерата, за да направя снимка всеки път, когато температурата спадне около три пъти.

За нещастие не мога да започна филма в нулевия момент и при безкрайно висока температура. Над една прагова температура от хиляда и петстотин милиарда градуса по Целзий. Вселената би трябвало да съдържа голям брой частици, известни като пи-мезони, с тегло около една седма част от това на една ядрена частица. За разлика от електроните, позитроните, мюоните и неутриното пи-мезоните взаимодействуват  твърде силно помежду си и с ядрените частици. В същност непрекъснатият обмен на пи-мезони между ядрените частици е причина за по-голямата част от силата на привличане, която държи атомните ядра като едно цяло. Наличието на голям брой та- кива силно взаимодействуващи частици изключително усложнява пресмятането на поведението на материята при свръхвисоки температури. За да избегна такива трудни математически проблеми, ще започна разказа в тази глава от около една стотна част от секундата след началото, когато температурата е била спаднала докъм някакви си сто милиарда градуса, т. е. със сигурност под праговата температура за пи-мезоните, мюоните и всички по-тежки частици. В следващите статии ще разкажа малко за това, което физиците-теоретици предполагат, че се е случило в течение натази една стотна част от секундата. С тези уговорки нека сега започнем нашия филм.

ПЪРВИ КАДЪР. Температурата на Вселената е 100 милиарда градуса по Целзий/10¹¹ ᴼC/ . Вселената е по-проста и по-лесна за описание, отколкото ще бъде когато и да е занапред. Тя е пълна с една неразделима супа от вещество и лъчение, всяка частица от която се сблъсква много често с другите. Така въпреки бързото си разширение Вселената е в състояние на почти идеално топлинно равновесие. Съдържанието на Вселената се подчинява следователно на законите на статистическата механика и не трябва да зависи въобще от това, което е ставало преди първия кадър. Всичко, което е нужно да знаем, е, че температурата е 100 милиарда по Целзий и че всичките запазващи се величини - електричен заряд, барионно число, лептонно число, са или много малки, или равни на нула. Преобладават частиците, чиято прагова температура е по-ниска от 100 милиарда по Целзий. Това са електронът и неговата античастица фотонът, позитронът, и, разбира се, частиците с нулева маса неутриното и антинеутриното. Вселената е толкова плътна, че дори неутриното, които могат да се разпространяват в продължение на години през оловни тухли, без да се разсеят, остават в топлинно равновесие с електроните, позитроните и фотоните посредством бързи сблъсквания с тях и помежду си. (Отново, когато имам предвид неутрино и антинентрино, понякога ще говоря просто за „неутрино“.)

Друго условие, което силно опростява разглежданията, е, че температурата 10¹¹ ᴼC е значително по-висока от праговата температура за електроните и позитроните. Това означава, че тези частици, както и фотоните и неутриното, се изявяват просто като различни типове лъчение. Каква е плътността на енергията на тези различни типове лъчение? Общата енергия на електроните и позитроните представлява 7/4 пъти енергията на фотоните и е равна на тази на неутриното и антинеутриното. Така плътността на пълната енергия е по-голяма от тази на енергията на чисто електромагнитното лъчение при същата температура с множител

7/4+7/4+1=9/2.

Законът на Стефан-Болцман  дава, че плътността на енергията на електромагнитно лъчение при температура 10¹¹ ᴼC е 4,72. 1044 електронволта в литър, така че плътността на пълната енергия на Вселената при тази температура е била 9/2 пъти по- голяма, или 21.1044 електронволта в литър. Това е еквивалентно на плътност на масата 3,8 милиарда килограма в литър, или 3,8 милиарда пъти плътността на водата при нормални земни условия. (Когато говоря, че дадена енергия е еквивалентна на дадена маса, разбира се, имам предвид, че това е енергията, която би се освободила съгласно формулата на Айнщайн E=mc2, ако масата изцяло се преобразува в енергия.) Ако връх Еверест беше изграден от толкова плътна материя, неговото гравитационно привличане би разрушило Земята.

Вселената от първия кадър бързо се разширява и охлажда. Скоростта й на разширение се определя от условието, че всяка нейна частица се отдалечава от всеки произволен център точно със скоростта на откъсване. При огромната плътност по време на първия кадър скоростта на откъсване също е съответствуващо по- висока - характерното време на разширение на Вселената е около 0,02 с. Характерното време на разширение може да бъде приблизително дефинирано като 100 пъти интервала от време, през който размерът на Вселената би нараснал с 1%. По-точно характерното време на разширение във всяка епоха е равно на реципрочната стойност на константата на Хъбъл през тази епоха. Възрастта на Вселената е винаги по-малка, отколкото характерното време на разширение, защото гравитацията непрекъснато забавя разширението.)

По време на първия кадър има и малък брой ядрени частици, около един протон или неутрон на всеки милиард фотони, електрони или неутрино. За да предскажем по-късно разпространеността на химическите елементи, образувани в ранната Вселена, ще се нуждаем и от съотношението на броя протони и неутрони. Неутронът е по-тежък от протона, като разликата в масите им е ек- вивалентна на енергия 1,293 милиона електронволта. Обаче характерната енергия на електроните, позитроните и т. н. при температура 10¹¹ ᴼC е много по-голяма - около 10 милиона електрон- Волта (равна на константата на Болцман, умножена по температурата). По такъв начин сблъскванията на неутроните или протоните с много по-многобройните електрони, позитрони и т. н. ще предизвикват бързи превръщания на неутрони в протони и обратно. Най-важните реакции са: антинеутрино плюс протон дава позитрон плюс неутрон(и обратно),  неутрино плюс неутрон дава електрон плюс протон (и обратно). При нашето допускане, че  колкото и антинеутрино и толкова позитрони, колкото и електрони, така че превръщанията на протон в неутрон са точно толкова бързи, колкото и тези на неутрон в протон. (Радиоактивното разпадане на неутрона тук може да се пренебрегне, защото трае около 15 минути, а сега ние работим с временен мащаб стотни от секундата.) Така равновесието изисква по време на първия кадър броят на протоните да е приблизително равен на този на неутроните. Тези ядрени частици все още не са свързани в ядра, защото енергията, необходима да разруши напълно едно типично ядро, е само от шест до осем милиона електронволта на ядрена частица, което е по-малко от характерните топлинни енергии при 10¹¹ ᴼC, и сложните ядра се разрушават толкова бързо, колкото се и образуват.

Естествено е да се запита колко голяма е била Вселената в съвсем ранните моменти. За съжаление ние не знаем това и дори не сме сигурни, че този въпрос има някакъв смисъл. Както посочихме в глава II, много е вероятно Вселената сега да е безкрайна. В такъв случай тя е била безкрайна и по времето на първия кадър и винаги ще бъде такава. От друга страна, възможно е Вселената сега да има обиколка с крайна дължина, оценявана понякога на около 125 милиарда светлинни години. (Обиколка е разстоянието, което трябва да се пропътува по права линия, преди да се достигне обратно точката на тръгване. Тази оценка е основана на сегашната стойност на константата на Хъбъл при предположение, че плътността на Вселената е около два пъти по-голяма от критичната си стойност.) Тъй като температурата на Вселената спада обратно пропорционално на нейния размер, обиколката на Вселената по време на първия кадър е била толкова пъти по-малка от сегашната, колкото е отношението на температурата тогава (10¹¹ ᴼC) към сегашната температура      (-270ᴼC), т. е. тя е имала дължина около четири светлинни години. Нито една подробност от историята на космическата еволюция през първите няколко минути обаче не ще зависи от това, дали обиколката на Вселената е била безкрайна, или пък дълга само няколко светлинни години.

ВТОРИ КАДЪР. Температурата на Вселената е 30 милиарда по Целзий. От първия кадър са изтекли 0,11 секунди. Нищо не се е изменило качествено Вселената все още се състои предимно от електрони, позитрони, неутрино, антинеутрино и фотони, всички намиращи се в състояние на топлинно равновесие и при температура, много по-висока от праговите им температури. Следователно плътността на енергията е спаднала просто както четвъртата степен на температурата до стойност около 30 милиона пъти по-голяма от тази, съдържаща се в масата на покой на обикновената вода. Скоростта на разширение е спаднала, както квадратът на температурата, така че сега характерното време на разширяване на Вселената се е удължило до около 0,2 секунди. Малкият брой ядрени частици все още не са се свързали в ядра, но със спадането на температурата сега за по-тежките неутрони езначително по-лесно да се превърнат в по-леките от тях протони, отколкото обратното. В резултат на това балансът на ядрените частици се е изменил до 38% неутрони и 62% протони.

ТРЕТИ КАДЪР. Температурата на Вселената е 10 милиарда по Целзий. От първия кадър са изтекли 1,09 секунди. По това време намаляващите плътност и температура дотолкова са увеличили средното свободно време на неутриното и антинеутриното, че те започват да се държат като свободни частици, които не са повече в топлинно равновесие с електроните, позитроните или ротоните. Оттук нататък те ще престанат да играят някаква активна роля в нашата история с изключение на това, че тяхната енергия ще продължии да бъде част от източника на гравитационното поле на Вселената. Нищо друго няма да се измени, когато неутриното излязат от топлинно равновесие. Преди това откъсване типичните дължини на вълната на неутриното са били обратно пропорционални на температурата и тъй като тя е спадала обратно пропорционално на размера на Вселената, то дължините на вълната на неутриното са нараствали право пропорционално на размера на Вселената. След откъсването на неутриното те ще се разширяват свободно, но общото червено отместване все още разтегля техните дължини на вълната пропорционално на размера на Вселената. Това показва впрочем, че не е толкова важно да се определи точният момент на неутринното откъсване, което е добре дошло, защото той зависи от детайли на теорията на неутринните взаимодействия, които не са напълно установени. Плътността на пълната енергия е по-малка, отколкото е била в предишния кадър с четвъртата степен на отношението на температурите, така че сега тя е еквивалентна на плътност на масата, 380 000 пъти по-голяма от тази на водата. Характерното време на разширение на Вселената съответно е нараснало до около две секунди. Температурата сега е само два пъти по-висока от праговата температура за електроните и позитроните, така сега те тъкмо започват да анихилират по-бързо, отколкото могат да възникват отново от лъчението.Все още е твърде горещо, за да могат неутроните и протоните да се свържат в атомни ядра за някакво значително време. Спадащата температура сега позволява претон-неутронният баланс да се измени до 24% неутрони и 76% протони.

ЧЕТВЪРТИ КАДЪР. Температурата на Вселената сега е 3 милиарда градуса по Целзий. От момента на първия кадър са изтекли 13,82 секунди. Сега се намираме под праговата температура за електроните и позитроните, така че те започват бързо да изчезват като главни съставни елемента на Вселената. Освободената при тяхната анихилация енергия е забавила скоростта, с която все- лената се охлажда, така че неутриното, които не получават нищо от тази допълнителна топлина, сега са с 8% „по-студени“ от електроните, позитроните и фотоните. Оттук нататък, когато говорим за температурата на Вселената, ще имаме предвид температурата на фотоните. Поради бързото изчезване на електроните и позитроните плътността на енергията на Вселената сега е малко по- малка, отколкото би била, ако просто намаляваше като четвъртата степен на температурата(Закон на Стефан – Болцман). Сега е вече достатъчно прохладно, за да се образуват различни устойчиви ядра, подобни на това на хелия (Не), но това не става веднага. Причината е, че Вселената все още се разширява толкова бързо, че ядрата могат да се образуват само в резултат на поредица от бързи двучастични реакции. Например един протон и един неутрон могат да образуват ядро на тежкия водород, или деутерия, като допълнителната енергия и импулс се отнасят от един фотон. Деутериевото ядро може след това да се сблъска с протон или неутрон, образувайки или ядро на лекия изотоп хелий три (Не), състоящо се от два протона и един неутрон, или ядро на най-тежкия изотоп на водорода, наречен тритий ("Н), състоящо се от един протон и два неутрона. Най-накрая ядрото хелий три може да се сблъска с неутрон или тритиевото ядро с протон, като и в двата случая се образува ядро на обикновения хелий (Не), състоящо се от два протона и два неутрона. Но за да се осъществи тази верига от реакции, е необходимо да се започне с първата стъпка - образуването на деутерия.

Обикновеният хелий има здраво свързано ядро, което, както казах, действително може да издържи при температурата на третия кадър. Тритият и хелий три и особено деутерият са много по-слабо свързани. (За да се разруши ядрото на деутерия, се изисква девет пъти по-малко енергия, отколкото необходимата за откъсване на една отделна ядрена частица от ядрото на хелия При температурата на четвъртия кадър, 3 милиарда градуса по Целзий, ядрата на деутерия се разпадат веднага след образуването си, така че няма никаква възможност да се образуват по-тежки ядра. Неутроните все още продължават да се превръщат в протони, макар и много по-бавно отпреди. Съотношението сега е 17% неутрони и 83% протони.

ПЕТИ КАДЪР. Температурата на Вселената сега е един милиард градуса по Целзий, т. е. само около 70 пъти по-висока, отколкото в центъра на Слънцето. От първия кадър са изтекли три минути и две секунди. Повечето от електроните и позитроните са изчезнали и главните съставни части на Вселената сега са фотоните, неутриното и антинеутриното. Енергията, освободена при електрон-позитронната анихилация, е придала на фотоните температура с 35% по-висока от тази на неутриното! Вселената сега е достатъчно прохладна, за да не се разпадат ядрата на трития, на изотопа хелий три, както и на обикновения хелий, но „деутериевото препятствие“ все още действува ядрата на деутерия не могат да се запазват цели достатъчно дълго време, за да позволят изграждането на значителен брой по-тежки ядра. Сблъскванията на неутрони и протони с електрони, неутрино и техните античастици сега са твърде редки, но започва да става важно разпадането на свободните неутрони; за всеки 100 секунди 10% от оставащите неутрони ще се превръщат в протони. Неутрон-протонният баланс сега е 14% неутрони и 86% протони.

МАЛКО ПО-КЪСНО. В един момент скоро след петия кадър се случва драматично събитие - температурата спада до точка, при която ядрата на деутерия могат да се запазват цели. След като веднъж е преодоляно деутериевото препятствие, става възможно твърде бързо изграждане на по-тежките ядра чрез веригата от двучастични реакции, описана в четвъртия кадър. Обаче поради други „препятствия“ не се образуват значителен брой ядра, по-тежки от хелиевото не съществуват устойчиви ядра с пет или осем ядрени частици. Следователно, щом като температурата достигне точката, където деутерият може да се образува, почти всички оставащи неутрони веднага биват преработени в хелиеви ядра. Точната температура, при която това се случва, зависи слабо от броя ядрени частици на фотон, защото една висока тяхна плътност би улеснила малко образуването на ядра. (Ето защо аз трябваше да определя този момент не особено точно като „малко по-късен" от петия кадър.) За един милиард фотона на ядрена частица ядреният синтез ще започне при температура 900 милиона градуса по Целзий. В този момент от първия кадър са изминали три минути и четиридесет и шест секунди. (Читателят ще трябва да ми прости неточността, че съм озаглавил тази книга "Първите три минути". Но това звучи по-добре, отколкото „Първите три цяло и три четвърти минута“.) Точно преди да започне ядреният синтез, неутронното разпадане би трябвало да е отместило неутрон-протонния баланс до 13% неутрони към 87% протони. След ядрения систез тегловият дял на хелия е точно равен на този на всички ядрени частици, свързани в неговите ядра. Тъй като половината от тези частици са неутрони и в същност всички неутрони са свързани в хелиеви ядра, този теглови дял е просто удвоеният дял на неутроните сред ядрените частици, или около 26%. Ако плътността на ядрените частици е малко по-висока, ядреният синтез ще започне малко по-рано, когато са се разпаднали не чак толкова много неутрони. Тогава ще се образува малко повече хелий, но вероятно не повече от 28 тегловни процента.

Фиг.Неутони/Време.

Променящият се неутрон-протонен баланс. Процентният дял неутрони спрямо всички ядрени частици е показан като функция едновременно на температурата и времето. Частта от кривата, отбелязана с „топлинно равновесие", описва периода, през който плътността и температурата са толкова високи, че между всички частици се поддържа топлинно равновесие. Тук относителният брой неутрони може да се пресметне от разликата в масите на неутрона и протона, като се използуват правилата на статистическата механика. Частта от кривата, отбелязана с „разпадане на неутрона", описва периода, през който са престанали всички процеси на неутрон-протонно превръщане с изключение на радиоактивното разпадане на свободния неутрон. Промеждутъчната част от кривата зависи от детайлните пресмятания на вероятностите за превръщания, предизвикани от слаби взаимодействия. Пунктираната част от кривата показва какво щеше да се случи, ако някак си можеше да се предотврати образуването на ядра. В същност в момент, на- миращ се някъде в интервала, означен със стрелката с надпис „ера на нуклео- синтез", неутроните бързо се групират в хелиеви ядра и неутрон-протонното отношение замръзва на стойността, която има в този момент. Тази крива може също да бъде използувана, за да се оцени и процентният дял (по тегло) на космологически образувания хелий: за всяка дадена стойност на темпераурата или за даден момент от нуклеосинтеза той е точно два пъти процентният дял неутрони в този момент.

Сега вече сме достигнали и дори задминали запланувания от нас времеви интервал, но за да видим по-добре какво е извършено дотук, нека хвърлим последен поглед към Вселената след още едно спадане на температурата.

ШЕСТИ КАДЪР. Температурата на Вселената сега е 300 милиона градуса по Целзий. От момента на първия кадър са изтекли 34 минути и 40 секунди; Електроните и позитроните сега са изцяло анихилирали с изключение на малък брой електрони една милиардна част, необходими да уравновесят заряда на протоните. Освободената при тази анихилация енергия е придала сега на фотоните температура, която постоянно остава с 40,1% по-висока от тази на неутриното. Плътността на енергията на Вселената сега е еквивалентна на плътност на масата 9,9% от тази на водата. От нея 31% е във формата на неутрино и антинеутрино и 69% - във формата на фотони. При тази плътност на енергията характерното време на разширение на Вселената е около 1  1/2 часа. Ядрените процеси са спрели - сега полярната част на ядрените частици или са свързани в хелиеви ядра, или са свободни протони (водородни ядра), като тегловата концентрация на хелия съставлява около 22 до 28%. На всеки свободен или свързан протон се пада по един електрон, но Вселената е все още твърде гореща, за да могат да се запазят свързани стабилни атоми.

Вселената ще продължи да се разширява и изстива, но за 700 000 години не ще се случи нищо особено интересно. По това време температурата ще спадне до точката, когато електроните и ядрата ще могат да образуват устойчиви атоми. Липсата на свободни електрони ще направи съдържанието на Вселената прозрачно за лъчението, а разделянето на лъчението и веществото ще позволи от веществото да започнат да се образуват галактики и звезди. А след още десетина милиарда години живи същества ще започнат да възстановяват тази история.

Тази представа за ранната Вселена има едно следствие, което може веднага да бъде проверено чрез наблюдения: останалият от първите три минути материал, от който първоначално трябва да са се образували звездите, се състои от 22 - 28% хелий, а почти всичко останало е водород. Както видяхме, този резултат зависи от предположението, че отношението на фотоните към ядрените частици е огромно, което от своя страна се базира на измерената температура -270 градуса по Целзий на сегашния космически фон на микровълновото лъчение. Първото пресмятане на космологическото образуване хелий, което използува измерената температура на лъчението, било извършено през 1965 г. от П. Д. Е. Пибълс в Принстън малко след откриването на микровълновия фон от Пенсиас и Уилсън. Подобен резултат е бил получен независимо и почти по същото време в едно по-сложно пресмятане, извършено от Робърт Уагонър, Уилям Фаулър и Фред Хойл. Този резултат бил блестящ успех за стандартния модел, защото по това време вече съществували независими оценки, показващи, че Слънцето и други звезди наистина са започнали своя живот преди всичко като водород и около 20-30% хелий!

Разбира се, на Земята има извънредно малко хелий, но това е просто защото хелиевите атоми са толкова леки и толкова инертни химически, че повечето от тях отдавна са напуснали Земята. Оценките за първоначалната разпространеност на хелия във Вселената са основани на сравнения между подробни пресмятания на еволюцията на звездите и статистически анализи на наблюдава- ните им свойства, както и на пряко наблюдаване на линиите на хелия в спектрите на горещите звезди и междузвездното вещество. Дори, както показва и неговото име, хелият е бил първоначално идентифициран като елемент през 1868 г. при изследванията на спектъра на слънчевата атмосфера, проведени от Дж. Нормън Локайр.

В началото на шестдесетте години от няколко астронома е било отбелязано, че разпространеността на хелия в Галактиката не само е голяма, но не се изменя от точка в точка толкова много, колкото се мени разпространеността на по-тежките елементи. Разбира се, точно това би трябвало да се очаква, ако тежките елементи са били образувани в звездите, а хелият се е образувал в ранната Вселена, преди да е започнало образуването на която и да е звезда. Съществува все още значителна неопределеност и различия в оценките за разпространеността на ядрата, но указанието за една първоначална разпространеност на хелия от 20- 30% е достатъчно убедително, за да насърчи силно привържениците на стандартния модел.

Освен голямото количество хелий, образуван в края на първите три минути, е имало също следи и от по-леки ядра, главно деутерий (водород с един допълнителен неутрон) и лекия изотоп на хелия, Не, които са избягнали свързването в ядра на обикновения хелий. (Тяхната разпространеност беше пресметната за първи път в работата на Уагонър, Фаулър и Хойл от 1967 г.) За разлика от разпространеността на хелия тази на деутерия е много чувствителна към плътността на ядрените частици по времето на ядрения синтез: при по-високи плътности ядрените реакции протичат по-бързо, така че почти всичкият деутерий би трябвало да се трансформира в хелий. За по-голяма определеност привеждаме стойностите на тегловната разпространеност на образу- вания в ранната Вселена деутерий, дадени от Уагонър за три възможни стойности на отношението на фотони към ядрени частици:

Фотони/ядрена частица           Разпространеност на деутерия (части на милион)

100 милиона                                0,00008

1 мили ард                        16

10 милиарда                                600

Ясно е, че ако можеме да определим първоначалната разпространеност на деутерия, съществувала, преди да започне звездното формиране, бихме могли да направим точна оценка на отношението на броя на фотоните към броя ядрени частици. Знаейки сегашната температура на лъчението, равно на -270  по Целзий, ние бихме могли тогава да определим една точна стойност за сегашната плътност на масата на ядрата във Вселената и да преценим дали Тя е отворена или затворена. За нещастие е много трудно да се определи истинската първоначална разпространеност на деутерия. Класическата стойност за тегловата разпространеност на деутерия във водата върху земната повърхност е 150 части на милион. (Именно този деутерий ще бъде използуван за гориво на термоядрените реактори, ако някога термоядрените реакции станат достатъчно управляеми.) Това обаче е една не особено точна цифра, защото фактът, че атомите на деутерия са два пъти по-тежки от тези на водорода, прави малко по-вероятно тяхното свързаване в молекули на тежката вода (HDO) и в сравнение с водорода една по-малка част от деутерия би могла да се откъсне от гравитационното поле на Земята. От друга страна, спектроскопията показва много ниска разпространеност на деутерия по повърхността на Слънцето - по-малка от четири части на милион. Това също е една неточна цифра деутерият във вътрешните области на Слънцето би трябвало до голяма степен да е разграден вследствие свързването му с водорода при образуването на лекия изотоп на хелия, 3Не.

Нашите познания за разпространеността на деутерия в Космоса бяха поставени на много по-здрава основа благодарение на наблюденията в ултравиолетовата област, извършени през 1973 г. от борда на изкуствения спътник на Земята Коперник. Подобно на водородните атоми деутериевите могат да поглъщат ултравиолетовата светлина с някои строго определени дължини на вълната, съответствуващи на преходи, при които атомът се възбужда от състоянието с най-ниска енергия в едно от по-високо енергетичните състояния. Тези дължини на вълната зависят слабо и от масата на атомните ядра, така че ултравиолетовият спектър на една звезда, чиято светлина по пътя си към нас минава през междузвездна смес от водород и деутерий, ще бъде пресечен от множество тъмни линии на поглъщане, всяка една от които разцепена на две компоненти една от водорода и една от деутерия. Тогава относителната степен на потъмнение на всяка двойка компоненти на абсорбционните линии веднага дава относителната разпространеност на водорода и деутерия в междузвездния облак. За съжаление земната атмосфера затруднява извънредно много провеждането на каквито и да са астрономически наблюдения в ултравиолетовата област от повърхността на Земята. На спътника Коперник беше монтиран един ултравиолетов спектрометър, използван за изследване на линиите на поглъщане в спектъра на горещата звезда В от съзвездието Кентавър.  От техните относителни интензитети беше намерено, че междузвездната среда, разположена между нас и В от Кентавър, съдържа около 20 теглови части на милион деутерий. По-нови наблюдения на ултравиолетовите линии на поглъщане в спектрите на други горещи звезди дават подобни резултати.

Ако тези 20 части на милион деутерий действително са се образували в ранната Вселена, то тогава в нея трябва да е имало (и сега да има) около 1,1 милиарда фотони на ядрена частица. При сегашната температура на космическото лъчение от  -270  градуса по Целзий има 550 000 фотона в литър, така че сега трябва да има около 500 ядрени частици в милион литри. Това е значително по-малко, отколкото минималната плътност за една затворена Вселена, която, както видяхме  е около 3000 ядрени частици в милион литри. Заключението тогава трябва да бъде, че Вселената е отворена, т. е. галактиките се движат със скорост, по-голяма от скоростта на откъсване и Вселената ще се разширява вечно. Ако част от междузвездната среда е била „преработена“ в звездите, които се стремят да разрушат деутерия (както при Слънцето), то разпространеността на космологически образувания деутерий трябва да е била дори по-голяма от 20-те части на милион, измерени от спътника Коперник, така че пльтността на ядрените частици трябва дори да е по-малка от 500 частици в един милион литри. Това засилва убеждението, че живеем в една отворена, вечно разширяваща се Вселена.

Трябва да кажа, че лично аз( Стивън Уайнбърг) намирам този начин за разсъждение твърде неубедителен. Деутерият не прилича на хелия, въпреки че той изглежда по-разпространен, отколкото би трябвало да се очаква за една относително плътна затворена Вселена, той все пак се среща крайно рядко в абсолютни единици. Можем да си представим, че това количество деутерий в повече се е образувало при „неотдавнашни“ астрофизически явления свръхнови звезди, космически лъчи, може би дори в квази-звездни обекти. Това обаче не важи за хелия. Неговата 20-30% разпространеност не би могла да възникне неотдавна без освобождаването на огромни количества лъчение, каквото ние не наблюдаваме. Твърди се, че 20-те части на милион деутерий, открити от Коперник, не биха могли да се образуват чрез който и да е от известните астро- физически механизми, без също така да се образуват и неприемливо големи количества от другите рядко срещани леки елементи литий, берилий и бор. Аз не виждам обаче как някога ще бъдем сигурни, че тези следи от деутерий не са се образували чрез някакъв некосмологически механизъм, за който никой още не се е сетил.

Съществува и една друга останка от ранната Вселена, която понастоящем е навсякъде около нас и все пак изглежда невъзмож но да бъде наблюдавана. В третия кадър видяхме, че след като космическата температура спадне под около 10 милиарда градуса по Целзий, неутриното се държат като свободни частици. През това време техните дължини на вълната просто се увеличават пропорционално на размера на Вселената. Броят и енергетичното разпределение на неутриното следователно остават същите, каквито са били в състоянието на топлинно равновесие, но с темпе- ратура, спадаща обратно пропорционално на размера на Вселената. Почти същото се случва по това време и с фотоните, въпреки че те останали в топлинно равновесие много по-дълго време, от. колкото неутриното. Следователно понастоящем температурата на неутриното трябва да е приблизително същата като тази на фотоните. Ето защо във Вселената би трябвало да съществуват приблизително един милиард неутрино и антинеутрино на всяка ядрена частица.

По този въпрос е възможно да бъдем значително по-точни. Малко след като Вселената станала прозрачна за неутрино, електроните и позитроните започнали да анихилират, затопляйки фотоните, но не и неутриното. В резултат на това сегашната температура на неутриното трябва да е малко по-ниски от сегашната Фотонна температура. Доста лесно е да се пресметне, че неутрин- ната температура е по ниска от тази на фотоните с множител, равен на корен трети от 4/11, или със 71,38%. Следователно приносът на неутриното и антинеутриното към енергията на Вселената е 45,12% от този на фотоните. Въпреки че не съм го казвал изрично, винаги когато по-рано съм споменавал моментите на космическото разширяване, аз съм отчитал тази допълнителна плътност на неутринната енергия.

Най-ефектното възможно потвърждение на стандартния модел на ранната Вселена би било регистрирането на този неутринен фон. Ние разполагаме с твърдо предсказание за неговата температура тя е 71,38% от температурата на фотоните, или около минус 271.15 градуса по Целзий. Единствената действителна теоретична неопределеност в броя и енергетичното разпределение на неутриното е във въпроса, дали плътността на лептонното число е малка, както предполагахме. (Да припомним, че лептонното число е броят неутрино и други лептони милус броя антинеутрино и други антилепто ни.) Ако плътността на лептонното число е толкова малка, колкото тази на барионното число, броят неутрино трябва да е равен на броя антинеутрино с точност една милиардна. От друга страна, ако плътността на лептонното число е сравнима с плътността на фотоните, би имало „израждане“ забележим излишък на неутрино (или антинеутрино) и недостиг на антинеутрино (или неутрино). Такова едно израждане би повлияло на изменящия се през првите три минути неутрон-протонен баланс и следователно би изменило количествата на космологически образуваните хелий и деутерий. Едно наблюдение на двуградусов космичен неут- ринен или антинеутринен фон незабавно би разрешило въпроса, Дали Вселената има голямо лептонно число, и, което е още по- важно, би доказало, че стандартният модел на ранната Вселена е действително верен. Уви, неутрино взаимодействуват толкова слабо с обикновеното вещество, че никой не е могъл да изобрети някакъв метод за наблюдаване на космически неутринен фон с температура минус 271.15 градуса по Целзий. Това действително е изкушаващ проблем, защото на всяка ядрена частина се падат около един милиард неутрино и антинеутрино, а никой още не знае как да ги регистрира! Може би някой някога ще успее.

Следвайки това описание на първите три минути, възможно е читателят да почувствува доловими нотки на научна самонадеяност. И може би с право. Обаче аз не смятам, че научният прогрес напредва най-добре чрез запазването на пълна непредубеденост. Често е необходимо човек да забрави съмненията си и да проследи изводите от своите предположения, накъдето и да водят те. Голямото достижение е не да бъдеш свободен от теоретически предубеждения, а да имаш правилни такива. И винаги проверката на всяко теоретично предвиждане е резултатът, до който води то. Стандартният модел на ранната Вселена е завоювал някои успехи и осигурява една логически последователна теоретична база за бъдещи експериментални програми. Това не означава, че той е верен, но означава, че заслужава да бъде приеман сериозно.

Въпреки това съществува една голяма неопределеност, която е надвиснала като тъмен облак над стандартния модел. В основата на всички пресмятания, описани в тази глава, лежи Космологич- ният принцип, т. е. предположението, че Вселената е хомогенна и изотропна. („Хомогенна“ означава, че за всеки произволно разположен наблюдател, носен от общото разширяване на Вселената, тя изглежда една и съща; „изотропна“ означава, че за един такъв наблюдател Вселената изглежда една и съща във всички посоки.) Знаем от преки наблюдения, че фонът на космическото микровълново лъчение около нас е извънредно изотропен и от това правим заключението, че Вселената е извънредно изотропна и хомогенна от момента, когато при температура около 2725 градуса по Целзий, лъчението е излязло от състоянието на равновесие с веществото. Обаче ние нямаме никакво доказателство, че Космологичният принцип е бил валиден и в по-ранни моменти.

Възможно е първоначално Вселената да е била извънредно нехомогенна и анизотропна, но впоследствие да се е хомогенизирала от силите на взаимно триене, действуващи между нейните части при разширението й. Такъв модел „на разбъркване" е защищаван особено от Чарлс Миснър от Университета на щата Мериланд. Възможно е дори топлината, образувана при хомогенизацията и изотропизацията на Вселената посредством триене, да е причина за огромното сегашно отношение на фотони към ядрени частици, равно на един милиард. Обаче доколкото ми е известно, никой не може да каже защо Вселената трябва да е притежавала някаква особена първоначална степен на нехомогенност или анизотропия и никой не знае как да пресметне топлината, образувана при нейното хомогенизиране.

По мое мнение уместният подход към такива неопределености не е да се изхвърли стандартният модел (както може би би се харесало на някои космолози), а по-скоро да се приеме той много сериозно и задълбочено да се проследят неговите следствия дори и само с надеждата да се намери противоречие с наблюденията. Дори не е ясно дали една значителна начална анизотропия и нехомогенност биха оказали силно въздействие върху представената в тази глава история. Би могло Вселената да се е хомогенизирала в първите няколко секунди, в който случай космологичното образуване на хелий и деутерий би могло да се пресмята така, сякаш Космологичният принцип е бил винаги в сила. Но дори ако анизотропията и нехомогенността на Вселената са продължили да съществуват и след периода на хелиевия синтез, образуването на хелий и деутерий в който и да е равномерно разширяващ се сгъстък би зависело само от скоростта на неговото разширяване и не би могло да бъде твърде различно от образуването им, пресметна- то съгласно стандартния модел. Дори е възможно цялата Bceлена, която сме в състояние да видим, гледайки назад през целия период от време до момента на ядрения синтез, да е само един хомогенен и изотропен отломък в една по-обширна нехомогенна и анизотропна Вселена.

Неопределеността, обкръжаваща Космологичния принцип, става действително важна, когато погледнем назад към самото начало или напред към окончателния край на Вселената. Аз ще продължа да се осланям на този принцип в по-голямата част от последните две глави. Обаче винаги трябва да се допуска възможността, че нашите прости космологични модели могат да опис- ват само една малка част от Вселената или един ограничен период от нейната история.

Източник:

„Първите три минути след сътворението” – Стивън Уайнбърг

Стивън Уайнбърг е американски физик, носител на Нобелова награда за физика за 1979 година. Заедно с Абдус Салам и Шелдън Глашоу, с които споделя нобеловата премия, предлага теория, обединяваща електромагнитното и слабото взаимодействия в електрослабо взаимодействие.