Первые три минуты | страница 60
Спросим себя теперь: когда Вселенная была при такой высокой температуре? Скорость расширения Вселенной регулируется балансом между полем тяготения и направленным наружу импульсом содержимого Вселенной. При этом полная плотность энергии фотонов, электронов, позитронов является источником поля тяготения Вселенной в ранние времена. Мы видели, что плотность энергии Вселенной существенно зависит только от температуры, поэтому космическую температуру можно использовать как часы, рассматривая вместо тикания охлаждение при расширении Вселенной. Точнее, можно показать, что время, необходимое для того, чтобы плотность энергии Вселенной упала от одного значения до другого, пропорционально разности обратных квадратных корней из плотностей энергий (см. математическое дополнение 3). Но мы видели, что плотность энергии пропорциональна четвертой степени температуры и числу разновидностей частиц с пороговой температурой ниже действительной. Отсюда, пока температура не достигнет любого из «пороговых» значений, промежуток времени, нужный для того, чтобы Вселенная охладилась от одной температуры до другой, пропорционален разности обратных квадратов этих температур. Например, если мы начинаем с температуры 100 миллионов градусов (значительно ниже пороговой температуры для электронов) и находим, что требуется 0,06 года (или 22 дня) для того, чтобы температура упала до 10 миллионов градусов, то тогда требуется еще шесть лет, чтобы температура упала до одного миллиона градусов, еще 600 лет, чтобы температура упала до 100 000 градусов и так далее. Полное время, потребовавшееся на то, чтобы Вселенная охладилась от 100 миллионов до 3000 градусов Кельвина (т. е. до точки, когда содержимое Вселенной было близко к тому, чтобы стать прозрачным для излучения), равно 700 000 лет (рис. 8). Конечно, когда я пишу здесь «годы», я подразумеваю определенное число абсолютных единиц времени, например, таких, как определенное число периодов, с которым электрон совершает движение по орбите вокруг ядра в атоме водорода. Речь идет об эпохе задолго до того, как Земля начала свое вращение вокруг Солнца.
Рис. 8. Эра преобладания излучения.
Показана температура Вселенной как функция времени для промежутка от конца нуклеосинтеза до рекомбинации ядер и электронов в атомы.
Если Вселенная в первые несколько минут действительно состояла из строго равного числа частиц и античастиц, то, когда температура упала ниже одного миллиарда градусов, они все должны были проаннигилировать и ничего бы не осталось, кроме излучения. Имеется очень хорошее свидетельство, опровергающее такую возможность, — существуем мы! Должен был быть некоторый избыток электронов над позитронами, протонов над антипротонами и нейтронов над антинейтронами для того, чтобы что-то осталось после аннигиляции частиц и античастиц, т. е. для образования вещества теперешней Вселенной. Вплоть до этого места в данной главе я намеренно игнорировал сравнительно небольшое количество избыточного вещества. Такое приближение является хорошим, если мы хотим только рассчитать плотность энергии или скорость расширения ранней Вселенной; в предыдущей главе мы видели, что плотность энергии ядерных частиц не становится сравнимой с плотностью энергии излучения до момента, когда Вселенная охладится примерно до 4000 К. Однако небольшая приправа из оставшихся электронов и ядерных частиц требует нашего особого внимания, потому что эти частицы определяют состав нынешней Вселенной и, в частности, потому, что они являются главными составными частями автора и читателя.
