Кратчайшая история времени Стивен Хокинг Леонард Млодинов (стр. 12 из 28)

Приблизительно через сто секунд после Большого Взрыва Вселенная остыла до одного миллиарда градусов — температуры недр самых горячих звезд. В этих условиях энергии протонов и нейтронов уже недостаточно для преодоления сильного ядерного взаимодействия. Они начинают сливаться, образуя ядра дейтерия (тяжелого водорода), которые содержат один протон и один нейтрон.

Ядра дейтерия могут затем, присоединяя протоны и нейтроны, превратиться в ядра гелия, состоящие из пары протонов и пары нейтронов, а также породить некоторое количество ядер двух более тяжелых элементов — лития и бериллия. Можно подсчитать, что согласно теории горячей Вселенной около четверти протонов и нейтронов объединяются в ядра гелия при сохранении небольшого количества тяжелого водорода и других элементов. Остальные нейтроны в результате распада превращаются в протоны — ядра обычных атомов водорода.

Эта картина горячей Вселенной была впервые предложена Джорджем Гамовым в известной работе, написанной в 1948 г. в соавторстве с его учеником Ральфом Альфером. Гамова отличало недюжинное чувство юмора: он добавил к списку авторов имя ученого‑ядерщика Ханса Бете, чтобы получилось: Альфер, Бете, Гамов, наподобие первых трех букв греческого алфавита (альфа, бета, гамма), — очень уместно для статьи о зарождении Вселенной. В упомянутой работе авторы сделали замечательное предсказание, что излучение (в форме фотонов), возникшее на начальных, горячих стадиях развития Вселенной, должно сохраниться до наших дней, но его температура должна быть всего на несколько градусов выше абсолютного нуля. (Абсолютным нулем считается температура —273°С, при которой вещество не обладает никакой тепловой энергией. Таким образом, это самая низкая из возможных температур.)

Именно это микроволновое излучение обнаружили Пензиас и Вильсон в 1965 г. Когда Альфер и Гамов опубликовали свою статью, о ядерных реакциях между протонами и нейтронами было известно довольно мало. Поэтому предсказания соотношений различных элементов в ранней Вселенной оказались довольно приблизительными. Впоследствии, когда вычисления были повторены с учетом новых, более точных, данных, оказалось, что результаты очень хорошо согласуются с наблюдениями. Остается добавить, что весьма трудно найти другое объяснение тому, почему именно четверть массы Вселенной приходится на долю гелия.

Рис. 20. Равновесие фотонов и электрон‑позитронных пар.

В ранней Вселенной наблюдалось равновесие между образованием фотонов при столкновении электронов и позитронов и обратным процессом. По мере того как Вселенная остывала, баланс был нарушен в пользу образования фотонов. Постепенно большая часть электронов и позитронов аннигилировали друг с другом, и электронов осталось относительно мало.

И все же описанная картина порождает ряд проблем. Продолжительность ранних этапов эволюции в модели Большого Взрыва недостаточна для того, чтобы тепло успело распространиться из одной области горячей Вселенной в другую. Это означает, что в начальном состоянии Вселенная должна была во всех местах иметь строго одинаковую температуру, — иначе никак не объяснить одинаковую температуру микроволнового фона во всех направлениях. Кроме того, начальная скорость взрыва должна была оказаться очень точно подобранной, чтобы расширение шло на самой грани критического режима, еще позволяющего избежать схлопывания. Очень трудно объяснить, почему Вселенная зародилась именно в таком состоянии, если не предполагать вмешательства Бога, который намеревался создать существ вроде нас.

Пытаясь найти модель Вселенной, в которой множество различных начальных состояний могло развиться во что‑то подобное существующему мирозданию, ученый из Массачусетского технологического института Алан Гут предположил, что ранняя Вселенная могла пройти через период очень быстрого расширения. Это расширение называют «инфляцией», подразумевая, что Вселенная в тот период расширялась с нарастающей скоростью. Согласно Гуту радиус Вселенной за ничтожно малую долю секунды увеличился в миллион миллионов миллионов миллионов миллионов (единица с тридцатью нулями) раз. Любые неоднородности во Вселенной просто разгладились вследствие этого расширения, как морщины на раздувающемся воздушном шаре. Таким образом, инфляционная теория объясняет, как нынешнее, гладкое и однородное, состояние Вселенной могло развиться из самых разных неоднородных изначальных состояний. Так что мы теперь до известной степени уверены в том, что имеем правильную картину событий вплоть до одной миллиардной триллионной триллионной доли (10—33 ) секунды от Большого Взрыва.

Вся эта первоначальная суматоха Большого Взрыва завершилась спустя всего несколько часов формированием ядер гелия и некоторых других элементов, таких как литий. Затем около миллиона лет Вселенная просто продолжала расширяться и ничего существенного не происходило. Наконец температура понизилась до нескольких тысяч градусов. Кинетическая энергия электронов и ядер стала недостаточной для того, чтобы преодолевать силу электромагнитного притяжения, и они начали объединяться в атомы.

Вселенная в целом продолжала бы расширяться и остывать, но в областях, где плотность была чуть выше средней, расширение дополнительно тормозилось гравитационным притяжением избыточного вещества. Под действием этого притяжения расширение в этих областях Вселенной остановилось, уступив место сжатию (коллапсу). По ходу коллапса тяготение окружающего вещества могло придать этим областям едва заметное вращение. При стягивании коллапсирующей области ее вращение ускоряется, подобно тому как фигурист начинает быстрее кружиться на льду, когда прижимает к себе руки. Наконец, когда размеры такой области становились достаточно малыми, ее вращение ускорялось настолько, что могло сбалансировать гравитацию. Так образовались вращающиеся спиральные галактики. Другие области Вселенной, избежавшие вращения, стали овальными объектами, которые называют эллиптическими галактиками. В таких областях коллапс приостанавливается устойчивым обращением отдельных частей галактики вокруг ее центра, в то время как вся звездная система в целом не вращается.

Со временем водородно‑гелиевый газ в галактиках должен был распадаться на небольшие облака, которые коллапсировали под действием собственного тяготения. При сжатии атомы в них сталкивались и температура газа росла, пока не достигала величины, необходимой для начала реакций ядерного синтеза. Эти реакции преобразуют водород в гелий и похожи на управляемый взрыв водородной бомбы. Выделяемое при этом тепло заставляет звезды светиться. Это тепло также увеличивает давление газа, пока это последнее не приходит в равновесие с силами тяготения. В результате газ перестает сжиматься. Примерно так газовые облака становятся звездами, подобными нашему Солнцу, которые сжигают водород, превращая его в гелий, и излучают высвободившуюся энергию в форме тепла и света. Они обнаруживают отдаленное сходство с воздушным шаром, в котором внутреннее давление воздуха на стенки, заставляющее шар расширяться, уравновешивается упругостью резиновой оболочки, стремящейся уменьшить размер шара.

Сформировавшись из облаков горячего газа, звезды в течение долгого времени сохраняют устойчивость благодаря балансу между выделением тепла в ядерных реакциях и гравитационным притяжением. Однако рано или поздно звезда обречена исчерпать свой запас водорода и другого ядерного топлива. Парадоксально, но чем больше запасы топлива в звезде, тем быстрее они заканчиваются. Дело в том, что чем массивнее звезда, тем горячее она должна быть, чтобы сбалансировать свое тяготение. А чем горячее звезда, тем быстрее протекает реакция ядерного синтеза и быстрее расходуется топливо. Нашему Солнцу, вероятно, хватит топлива еще на пять миллиардов лет или около того, но более массивные звезды способны израсходовать свои ресурсы всего за сто миллионов лет, что значительно меньше возраста Вселенной.

Когда звезда исчерпывает топливо, она начинает остывать и гравитация берет верх, вызывая сжатие. Сжатие сближает атомы, заставляя звезду снова разогреться. При достаточном нагреве звезда может начать преобразовывать гелий в более тяжелые элементы, такие как углерод и кислород. Это, однако, высвобождает не слишком много энергии, так что кризис неизбежен. Что случается дальше, не вполне ясно, но весьма вероятно, что центральные области звезды коллапсируют, переходя в очень плотное состояние, становясь, например, черной дырой.

Термин «черная дыра» появился сравнительно недавно. Впервые его употребил в 1969 г . американский ученый Джон Уилер в качестве наглядного описания идеи, высказанной не меньше двухсот лет назад. Если звезда достаточно массивна, может оказаться, что даже свет не сумеет преодолеть ее тяготение и тогда звезда будет выглядеть черной для всех внешних наблюдателей.