КОГДА ПРОТОН ВСТРЕЧАЕТСЯ С НЕЙТРОНОМ. ЯДЕРНЫЙ СИНТЕЗ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА

Вещи скорее таковы, какие они есть сегодня, чем таковы, какими были когда-то давно.

Дуайт Эйзенхауэр

Одна из основных характеристик расширяющейся Вселенной заключается, по-видимому, в том, что раньше она была совсем не такой, как сегодня. В начале времен материя была более горячей, плотной и концентрированной, чем сейчас.

После открытия, совершенного Пензиасом и Уилсоном в 1965 году (они обнаружили излучение, сохранившееся с первых жарких дней Вселенной), вновь пробудился интерес к проблеме реконструкции истории Вселенной вплоть до самых давних времен. Но еще 15 годами ранее за решение этой задачи взялись Ральф Альфер, Роберт Герман и Георгий Гамов. В центре внимания была конкретная эпоха космической истории – самое начало.

По горизонтали приведены данные о распространенности элементов, синтезировавшихся в первые несколько минут существования Вселенной, выраженные в виде долей этих веществ от общей массы всех элементов, в соответствии с существующей в наше время плотностью ядерной материи во Вселенной. Распространенность гелия-4 (Не4) остается практически постоянной в очень широком диапазоне возможных плотностей. Распространенность дейтерия (D) связана с плотностью, что дало космологам новый способ для определения плотности ядерной материи во Вселенной. Эта схема была составлена Робертом Вагонером, Фредом Хойлом и Уильямом Фаулером в 1967 году. Уровни распространенности элементов, наблюдаемые в Солнечной системе, даны для сравнения по вертикали справа

В период от одной секунды до трех минут после Большого взрыва температура и плотность Вселенной все еще были слишком велики, чтобы в ней могли существовать молекулы и атомы; тем более в такой Вселенной не могло быть звезд и галактик. Вся Вселенная напоминала колоссальный ядерный реактор, спонтанные ядерные реакции кипели во всем пространстве до тех пор, пока (через несколько минут) температура и плотность не снизились в результате расширения настолько, чтобы повсеместные ядерные реакции не прекратились. Однако, когда ядерная прелюдия закончилась, в расширяющемся пространстве должны были остаться ее следы, ископаемые остатки, которые мы можем собрать примерно 14 миллиардов лет спустя.

Самое интересное в этом сценарии заключается в том, что у нас есть возможность подтвердить либо опровергнуть его достоверность, сопоставляя данные об ископаемых остатках с распространенностью в нашей Галактике и за ее пределами тех элементов, которые входят в их состав.

Сначала казалось, что невозможно делать какие-либо предположения о продуктах первых ядерных реакций. Разумеется, продукты реакции зависят то того, каковы ее исходные компоненты, а также от совершенно неизвестных условий, в которых оказалось возможным появление Вселенной (если момент появления вообще имел место). Все ядра состоят из различных наборов протонов и нейтронов. Каковы были относительные пропорции частиц двух этих типов, когда начались ядерные реакции? Возможно ли, что итог зависит всего лишь от неизвестного состава, существовавшего в самом начале? Все связано с ответами на эти вопросы.

Данная дилемма надолго задержала нашу работу по изучению Вселенной, до тех пор пока в 1950 году японский астрофизик Тюсиро Хаяси не заметил простое, но очень важное свойство мироздания. Когда Вселенной меньше одной секунды от роду и температура излучения в ней превышает 10 миллиардов градусов, существует полное равновесие между нейтронами и протонами. Слабые взаимодействия, ответственные за радиоактивность в природе, поддерживают полный количественный баланс между нейтронами и протонами: когда температура значительно превышает 15 миллиардов градусов, количество протонов и нейтронов будет оставаться равным. Если бы протонов становилось больше, это оборачивалось бы появлением дополнительных нейтронов вплоть до восстановления баланса, и наоборот.

По мере снижения температуры до 10 миллиардов градусов радиоактивным взаимодействиям все тяжелее успевать за темпами расширения Вселенной, в результате такого расширения протоны и нейтроны отдаляются друг от друга. Количественное соотношение медленно изменяется в пользу протонов, так как они немного легче нейтронов, и для синтеза протона из нейтрона нужно немного меньше энергии, чем на создание нейтрона из протона. Но даже в таких условиях радиоактивные взаимодействия продолжаются, и все зависит только от температуры Вселенной, пока, наконец, она не снизится до 10 миллиардов градусов. Здесь происходит нечто важное. Радиоактивные взаимодействия перестают успевать за темпами расширения Вселенной. Нейтронам и протонам не удается превращаться друг в друга, и их концентрация стабилизируется на уровне один нейтрон примерно к шести протонам, и так во всей Вселенной. После этого количество частиц изменяется лишь в незначительной мере, по причине очень медленного радиоактивного распада нейтронов (период их полураспада составляет около 10 минут), а Вселенная остывает еще сильнее, до одного миллиарда градусов. На этот момент ей уже две минуты.

Начинаются ядерные фейерверки. Очень быстрые ядерные реакции преобразуют протоны и нейтроны в ядра дейтерия, которые, в свою очередь, становятся материалом, из которого создаются два изотопа гелия и лития. Образуются и некоторые более тяжелые элементы, в частности бор, бериллий и углерод, но их концентрации пока незначительны. В итоге получается Вселенная, примерно на 77 процентов состоящая из водорода, 23 процента материи сжигается до гелия-4. Этой судьбы избегают лишь крайне малые количества дейтерия и гелия-3 (тысячные доли процента), а также лития (стомиллионная доля процента). Ядра гелия-4 плотно скреплены ядерными силами, разрушить их очень сложно. Итак, почти все продукты ядерных реакций сводятся к этому ядру, но сохраняются и следовые количества более тяжелых ядер. Интересно отметить, что в наблюдаемой сегодня Вселенной концентрации этих легчайших элементов остались практически такими же.

В середине прошлого века предпринималось много попыток определить, сколько же гелия должно было образоваться в результате Большого взрыва. Такие прогнозы делали, в частности, Ральф Альфер, Джеймс Фоллин и Роберт Герман в 1953 году, Фред Хойл и Роджер Тайлер в 1964 году и Джеймс Пиблс в 1966 году. Но наиболее детальные исследования, затрагивающие все ядерные реакции с расчетом распространенности всех ядер, давшие практически все интересные выводы о структуре Вселенной, были выполнены Фредом Хойлом, Уильямом Фаулером и их студентом Бобом Вагонером в 1967 году. Эти исследования также позволили создать две крайне важные, получившие впоследствии широчайшее распространение схемы, на которых показано формирование концентраций самых легких ядер, создававшихся в первые несколько секунд расширения Вселенной, и зависимость итогового распространения элементов от плотности материи, характерной для нынешней Вселенной.

Эти схемы показали космологам, как измерение концентрации дейтерия во Вселенной помогает узнать плотность материи, поскольку именно плотность материи определяет скорость ядерных реакций, в результате которых из дейтерия получаются ядра гелия-4. Во Вселенной с высокой плотностью разрушение ядер протекает очень быстро и остается мало дейтерия, но если плотность материи, участвующей в ядерных реакциях, оказывается ниже, то сохраняется гораздо больше дейтерия. Итак, дейтерий – это космический плотномер.

В 1973 году атомный дейтерий был впервые обнаружен в межзвездном пространстве спутником «Коперник». Оказалось, что его концентрация составляет две тысячные доли процента. Это означает, что вселенская концентрация атомной материи в 10 тысяч раз ниже уровня, который позволил бы Вселенной в будущем замедлить расширение и в конечном итоге схлопнуться (схлопывание – это большой антивзрыв. – Примеч. ред.) на себе (для этого требуется плотность материи выше 2 х 10-29 граммов на кубический сантиметр).

За несколько прошедших десятилетий мы постепенно нашли немало доказательств того, что во Вселенной гораздо больше материи, чем показывает дейтериевый плотномер, – примерно в 10 раз. Это подтверждается силой гравитации, определяющей скорость движения видимых звезд и галактик, и воздействием гравитации на траектории световых лучей, пересекающих пространство. Собирая вместе все эти доказательства, мы движемся к приятной самодостаточности, но со странной диспропорцией. Плотность обычной ядерной материи, состоящей из протонов и нейтронов (мы с вами состоим из такой материи), которая, судя по распространенности дейтерия, должна быть характерна для Вселенной, принципиально не отличается во всех обычных звездах и планетах, а также в тех остаточных продуктах, которые нам удается найти. Однако гравитационные силы, воздействию которых подвергаются движущиеся звезды и галактики во Вселенной, свидетельствуют, что в пространстве должно присутствовать примерно в 10 раз больше материи, скрытой в какой-то невидимой форме.

Такая материя не могла участвовать в ядерных реакциях на первых этапах существования Вселенной, иначе сегодня у нас в мире было бы гораздо больше дейтерия. Предполагается, что эта материя, получившая название темной, состоит из еще не известных элементарных частиц, напоминающих нейтрино. Если именно они – источник темной материи во Вселенной, то можно предположить, каковы должны быть их массы (основной кандидат на звание гипотетической новой частицы должен иметь массу примерно в 30 раз больше, чем у атома водорода), и начинать поиски этой материи, используя чувствительные к ней детекторы.

Синтез наиболее легких ядер в зависимости от течения времени и понижения температуры в расширяющейся Вселенной. После резкого изменения, вызванного ядерными реакциями, концентрация гелия, дейтерия и лития становится постоянной по истечении 1000 секунд, так как с этого момента плотность и температура становятся слишком низкими для поддержания ядерной реакции

Нейтрино подвержены лишь воздействию гравитации и радиоактивности, то есть не участвуют ни в ядерных реакциях, ни в разрушении первозданного дейтерия. Их взаимодействия очень слабые, и огромные стаи этих темных нейтрино прямо сейчас пролетают через вашу голову со скоростью 250 километров в секунду. Их воздействия настолько слабы, что нейтрино разрушает какой-нибудь атом реже раза в день. Сегодня проводится много экспериментов, в ходе которых ведется поиск таких случайных столкновений нейтрино с обычными атомами глубоко под землей. Там искажающий эффект космических лучей может сводиться на нет благодаря экранированию километрами скальных пород и другими рукотворными материалами. Остается надеяться, что уже недалек тот день, когда будут обнаружены темные, неуловимые до сих пор формы материи. Такие надежды появляются у нас благодаря выдающимся схемам Вагонера, Фаулера и Хойла.