Большой Взрыв: первые мгновения

Представления о событиях, происходивших в молодой Вселенной, разработаны довольно подробно. Общепринятый космологический сценарий получил название «стандартной модели», или «модели Большого взрыва». Может вызывать удивление уверенность, с которой ученые говорят о столь давних событиях, но на самом деле удивительного здесь мало. Ранняя Вселенная была весьма просто устроена: как отмечалось, в ней еще не было никаких сложных структур.

Итак, несколько миллиардов лет тому назад вся материя Вселенной была сосредоточена в объеме поперечником примерно 10^{-35 м и нагрета до чрезвычайно высокой температуры. Как известно, температура есть мера средней кинетической энергии беспорядочного движения частиц. В первые мгновения она была настолько высока, что элементарная частица могла иметь энергию, сравнимую с энергией пудовой гири, падающей с высоты нескольких метров. При таких энергиях исчезает различие между разными типами физических взаимодействий (п. 3.3.3.4). Более того, по всей видимости, сам физический вакуум (п. 3.3.4) находился в другом состоянии, с гораздо большей энергией, чем в современную эпоху. Но ненулевая энергия вакуума соответствует ненулевому} L-члену в уравнениях Эйнштейна, который, как говорилось в п. 5.1.1, описывает антигравитацию, силу всемирного отталкивания! Идея Эйнштейна возродилась на новом уровне научных знаний, получив обоснование в квантовых представлениях, столь упорно им отвергавшихся.

Под действием мощных сил отталкивания, обусловленных энергией вакуума (которая могла составлять до 10¹¹⁴ Дж/м³), Вселенная начала раздуваться с нарастающим ускорением. По оценкам, на этой стадии инфляции ее пространственные масштабы могли увеличиваться в сотни раз каждые 10^-42 секунды. В результате, спустя ничтожное время, не превышающее 10^-33 с, расстояние между любыми двумя частицами вещества, которые существовали в начальный момент, должно было стать больше поперечника доступной сегодня для наблюдения части Вселенной. В такой же степени должна была упасть температура. Из сверхплотной и сверхгорячей Вселенная стала почти абсолютно пустой и холодной.

Если бы на этом все и закончилось, то сегодня некому было бы ни писать, ни читать эти строки. Однако понижение температуры привело к нарушению симметрии — единое взаимодействие, существовавшее в первые мгновения, разделилось на четыре взаимодействия, знакомых нам сегодня. Одновременно высокоэнергетическое состояние физического вакуума стало неустойчивым, и он перешел в современное, привычное для нас низкоэнергетическое состояние. Избыток энергии выделился в виде энергии покоя (п. 2.5.5) и кинетической энергии возникших элементарных частиц. Вселенная стала вновь горячей (~ 10²⁷ К) и заполненной частицами. Таким образом, можно с полным правом говорить, что все в мире возникло из ничего[54] — если, конечно, лукаво считать вакуум «ничем».

Кинетическая энергия частиц при такой температуре была достаточной, чтобы при их столкновениях рождались самые разнообразные новые частицы. В результате весьма быстро установился равновесный состав только что родившейся Вселенной: количество частиц каждого сорта определялось исключительно их массой (то есть энергией покоя). Этот вывод не зависит от деталей взаимодействия между частицами, поскольку выражает общий принцип симметрии Больцмана:

При тепловом равновесии вероятность обнаружить систему в состоянии с энергией, отличающейся от среднего значения на E, зависит только от величины E и температуры T и пропорциональна e^{– E / kT},

e = 2,71828… — основание натуральных логарифмов, k — постоянная Больцмана. Чем больше масса частицы, тем больше ее энергия и соответственно меньше вероятность возникнуть в результате тепловых столкновений.

Поиск по сайту: