Первые три минуты: современный взгляд на происхождение Вселенной - Вайнберг С.
ISBN 5-93972-013-7
Скачать (прямая ссылка):
[bb=0 0 97.6mm 68.8mmjv09.pcx
Рис. 9. Сдвиг НЕЙТРОН-ПРОТОННОГО БАЛАНСА.
Показана доля нейтронов по отношению ко всем ядерным частицам как функция температуры и времени. Часть кривой, помеченная надписью «тепловое равновесие», описывает период, в течение которого плотности и температуры были столь высоки, что среди всех частиц достигалось тепловое равновесие; доля нейтронов в этой области может быть вычислена по известной разности масс нейтрона и протона с помощью правил статистической механики. Часть кривой, помеченная надписью «распад нейтрона», описывает период, в течение которого все процессы взаимопревращений нейтронов и протонов исчезли, за исключением радиоактивного распада свободного нейтрона. Сплошная часть кривой зависит от детальных расчетов вероятностей процессов слабого взаимодействия. Пунктирная часть кривой показывает, что случилось бы, если бы каким-то образом было предотвращено образование ядер. В действительности, в момент времени где-то внутри интервала, отмеченного стрелкой с надписью «эра нуклеосинтеза», нейтроны быстро объединились в ядра гелия и нейтрон-протонное отношение замерзло на том значении, которое оно в этот момент имело. Эту кривую можно также использовать для оценки доли (по массе) космологически образованного гелия: для любой данной температуры или данного времени нуклеосинтеза эта доля в точности равна удвоенной нейтронной фракции в этот момент
Вселенная будет продолжать расширяться и охлаждаться, но в течение 700000 лет не произойдет ничего особенно
V. Первые три минуты
115
интересного. К этому времени температура упадет до точки, когда электроны и ядра могут образовывать стабильные атомы; исчезновение свободных электронов сделает содержимое Вселенной прозрачным для излучения; разъединение вещества и излучения позволит веществу начать формироваться в галактики и звезды. Пройдет еще примерно 10 миллиардов лет, и живые существа начнут реконструировать эту историю.
Этот расчет ранней Вселенной имеет одно следствие, которое немедленно можно сопоставить с наблюдениями: оставшийся после первых трех минут материал, из которого должны были первоначально образоваться звезды, состоял на 22 28 процентов из гелия, а остальное почти все было водородом. Как мы видели, этот результат зависит от предположения, что имеется огромное отношение числа фотонов к числу ядерных частиц, что, в свою очередь, основано на измеренной температуре теперешнего фона космического микроволнового излучения, равной ЗК. Первый расчет космологического образования гелия, использовавший измеренную температуру излучения, был сделан П. Дж. Е. Пиблзом в Принстоне в 1965 году, вскоре после открытия Пензиасом и Вилсоном микроволнового фона. Похожий результат был независимо получен почти в то же самое время в более искусном вычислении Роберта Вагонера, Уильяма Фаулера и Фреда Хойла. Этот результат был ошеломляющим успехом стандартной модели, так как в это время уже имелись независимые оценки, что Солнце и другие звезды начали свою жизнь, состоя большей частью из водорода и лишь на 20-30 процентов из гелия!
Конечно, на Земле очень мало гелия, но это только потому, что атомы гелия так легки и так химически инертны, что большинство их покинуло Землю многие века тому назад. Оценки изначальной распространенности гелия во Вселенной основаны на сравнении детальных расчетов звездной эволюции со статистическим анализом наблюдаемых свойств звезд, а также с прямыми наблюдениями линий гелия в спектрах горячих звезд и межзвездного материала. В самом деле, как указывает само название, гелий был идентифицирован впервые как элемент при исследовании спектра солнечной атмосферы
116
V. Первые три минуты
Дж. Норманом Локайром в 1868 году.
В начале 60-х годов несколькими астрономами было отмечено, что распространенность гелия в Галактике не только велика, но и не меняется от места к месту так же сильно, как меняется распространенность более тяжелых элементов. Это, конечно, как раз то, что и нужно было ожидать, если тяжелые элементы образовывались в звездах, а гелий образовался в ранней Вселенной прежде, чем начала приготовляться любая звезда. Имеется все еще довольно много неопределенностей и колебаний в оценках распространенности ядер, но свидетельство в пользу изначальной 20-30-процентной распространенности гелия достаточно сильно для того, чтобы весьма воодушевить приверженцев стандартной модели.
Вдобавок к большому количеству гелия, образованного в конце первых трех минут, имелись также следы более легких ядер, особенно дейтерия (ядро водорода плюс один лишний нейтрон) и легкого изотопа гелия 3Не, избежавших объединения в ядра обычного гелия. (Их распространенность была впервые вычислена в 1967 году Вагонером, Фаулером и Хойлом.) В противоположность распространенности гелия, распространенность дейтерия очень чувствительна к плотности ядерных частиц в момент нуклеосинтеза: при высоких плотностях ядерные реакции происходят быстрее, так что почти весь дейтерий должен уйти в состав гелия. Для определенности приведем значения распространенности дейтерия (по массе)*, образованного в ранней Вселенной, полученные Вагонером для трех возможных значений отношения числа фотонов к числу ядерных частиц:
