4.2 Ранний этап эволюции Вселенной

Сразу после Большого взрыва Вселенная представляла собой плазму из элементарных частиц всех видов и их античастиц в со­стоянии термодинамического равновесия при температуре IO²⁷ К , которые свободно превращались друг в друга. В этом сгустке суще­ствовали только гравитационное и большое (Великое) взаимодейст­вия. Потом Вселенная стала расширяться, одновременно ее плот­ность и температура уменьшались. Дальнейшая эволюция Вселен­ной происходила поэтапно и сопровождалась, с одной стороны, дифференциацией, а с другой — усложнением ее структур.

Первичное вещество, из которого родилась Вселенная, сотрудни­ки Г. А. Гамова — Р. Алфер и Р. Герман — назвали библейским сло­вом элем (греч. ylem — «первичная материя»). Эта первичная субстан­ция представляла собой нейтронный газ. Ученые считали, что в «пер­вичном аду» родились тяжелые ядра путем присоединения свободных нейтронов, и этот процесс продолжался, пока запас свободных нейтро­нов не истощился.

В начальной стадии (при t < 0,01 с) температура очень высока и вещество состоит из нейтронов и протонов в равных пропорциях. Благодаря присутствию электронов, позитронов, нейтрино и антиней­трино происходит непрерывное превращение п + е⁺ ↔ р + v , обратно, р + е^-↔ п+ v⁺. При охлаждении за первые 10 с число протонов увели­чится за счет нейтронов и начнется образование дейтерия, трития, изо­топов гелия: Не-3 и Не-4. Через 100 с от начала расширения заканчива­ются все ядерные превращения: водорода получается 90 %, гелия — 9 %, остальное приходится на более тяжелые элементы. По весу водо­род составляет около 70 %, гелий — 30 %. Это и есть химический со­став Вселенной к началу формирования звезд и галактик.

Для наглядности эту начальную (дозвездную) стадию делят на че­тыре эры. Для каждой из них можно выделить преобладающую фор­му существования материи, в соответствии с чем и даны названия.

Эра адронов — в самом начале, продолжается 0,0001 с. Плотность d> 10¹⁷ кг/м³, Т> 10¹²К,t < 0,0001 с. При высоких температурах могли существовать частицы только больших масс, для которых существен­но и гравитационное взаимодействие. Элементарные частицы разделя­ются на адроны и лептоны, причем первые могут участвовать в силь­ных и быстрых взаимодействиях, а вторые -— в более слабых и мед­ленных, поэтому первые эры получили такие названия. Адронная эра —- эра тяжелых частиц и мезонов, велика энергия γ-квантов. Основную роль играет излучение; количества вещества и антивещест­ва могут быть примерно равными. В конце адронной эры происходит аннигиляция частиц и античастиц, но остается некоторое количество протонов. Из равновесия с излучением вышли последовательно гипе­роны, нуклоны, К- и π-мезоны и их античастицы.

Эра лептонов: 0,0001 <t< 10 с, при этом 10¹⁰ К < Т < 10¹² К; 10⁷ < d < 10¹⁷ кг/м³. Основную роль играют легкие частицы, принима­ющие участие в реакциях между протонами и нейтронами. Постепен­но из равновесия с излучением вышли μ-мезоны и их античастицы, электронные и мезонные нейтрино, а избыточные мюоны распались на электроны, электронные антинейтрино и мюонные нейтрино. В конце эры лептонов происходит аннигиляция электронов и позитронов. Спу­стя 0,2 с Вселенная становится прозрачной для электронных нейтрино, и они перестают взаимодействовать с веществом. Согласно теории, эти реликтовые нейтрино сохранились до нашего времени, но их тем­пература ниже 2К, поэтому пока их не могут обнаружить.

Фотонная эра приходит позже и продолжается 1 млн лет. Основная доля массы-энергии Вселенной приходится на фотоны, которые еще взаимодействуют с веществом. В первые 5 мин эры происходили собы­тия, во многом определившие устройство нашего мира. В конце лептонной эры происходили взаимные превращения протонов и нейтронов, к началу эры фотонов количества их были примерно равными. При уменьшении температуры протонов стало больше, поскольку реакции с образованием протонов оказывались энергетически более выгодны­ми, значит, более вероятными. Это определило скорости реакций, и к началу следующей эры число нейтронов остановилось на 15 %.

Эра излучения в своем начале характеризуется параметрами: 3000 К < Т< 10¹⁰ К;

10^-18 < d< 10⁷ кг/м³, нейтроны захватываются про­тонами и образуются ядра гелия. За первые минуты некоторое количе­ство нейтронов пошло на образование ядер бериллия и лития, а неко­торое количество распалось. В результате доля гелия в веществе могла составить 1/3. В конце эры температура снизилась до 3000К, плот­ность уменьшилась на 5-6 порядков, в результате чего создались усло­вия для образования первичных атомов. Излучение отделилось от ве­щества. Вселенная стала прозрачной для вещества, и пришло новое время — время вещества. Излучение играет главную роль, образуется гелий. В конце эры главную роль в образовании вещества Вселенной начинает играть само вещество (масса Вселенной).

При Т ≈3 000 К и плотности (d≈10^-18 кг/м³ начинается сложный процесс образования протозвезд и протогалактик.

Эта грандиозная картина процессов, схематично описанная здесь, разрабатывалась учеными детально, особенно — самые первые доли секунды. Возможности исследования деталей процессов резко возрос­ли с появлением быстродействующих ЭВМ с большими объемами па­мяти. Безусловно, эта картина повлияла на наше мироощущение и продолжает уточняться. Модель «горячего» начала объясняла проис­хождение химических элементов, их количественные соотношения сейчас, однако образование крупномасштабных скучиваний в про­странстве или существование квазаров она не объясняла.