11.8. Ранняя Вселенная

В современных моделях по окончании стадии инфляции расширяющаяся Вселенная заполняется горячим плотным веществом и излучением (в различных сценариях плотности и температуры могут быть разными). Поскольку стадия инфляции крайне короткая (не более 10^–30 секунд), мы можем принять этот момент за ноль и назвать его Большим взрывом.

После этого Вселенная продолжает расширяться, и за короткое время в ней происходит множество важных и интересных процессов в быстро меняющихся физических условиях. Плотность и температура падают, и в какой-то очень ранний момент происходит важный процесс – бариогенезис (объединение кварков и глюонов в адроны, в том числе барионы), в течение которого возникла барионная асимметрия Вселенной (преобладание вещества над антивеществом). Как именно это происходит, пока не ясно, хотя есть общее понимание необходимых для этого условий. Впервые их в 1967 г. сформулировал Андрей Сахаров:

1. Несохранение барионного числа.

2. Нарушение С- и СР-инвариантности.

3. Отсутствие теплового равновесия.

Первое условие означает, что может меняться разность полного числа барионов и их античастиц. Второе соответствует асимметрии законов взаимодействия частиц при изменении знаков их электрических зарядов и при одновременном изменении знаков зарядов и еще одного параметра, называемого четностью (изменение четности соответствует зеркальному изменению системы).

В ранней Вселенной возникает асимметрия вещества и антивещества.

Возникающая асимметрия крайне невелика: на несколько миллиардов пар кварк – антикварк приходится один «лишний» кварк, при этом кварки и антикварки могут аннигилировать друг с другом, превращаясь в фотоны. В результате на каждый кварк приходится несколько миллиардов фотонов, и в плотности Вселенной доминирует излучение (и другие релятивистские на тот момент частицы). Поэтому эту стадию называют радиационно-доминированной. На ней масштабный фактор растет как квадратный корень из времени.

Стремительное расширение приводит к тому, что температура и плотность очень быстро падают. На этой стадии трудно расставлять четкие временные метки, поскольку все превращения, связанные в первую очередь с уменьшением температуры, имеют некоторую длительность, сравнимую с текущим быстро меняющимся возрастом Вселенной.

При температуре около 3 ? 10¹⁵ К в стандартных моделях ранней Вселенной бозон Хиггса приобретает массу. В результате Z- и W-бозоны становятся массивными, и электрослабое взаимодействие разделяется на электромагнитное и слабое ядерное. С момента расширения прошло примерно 10^?11 секунды.

Первые несколько десятков тысяч лет в плотности Вселенной доминирует излучение.

Из-за высокой температуры и плотности кварки не могут объединяться в адроны. В частности, не могут стабильно существовать барионы (в том числе протоны и нейтроны), а Вселенная заполнена кварк-глюонной плазмой. С момента начала расширения прошло менее нескольких десятков микросекунд, и когда температура падает примерно до триллионов градусов, начинают формироваться адроны – возникают протоны и нейтроны. Однако существование более сложных структур – атомных ядер – пока невозможно.

С момента Большого взрыва прошло менее секунды, и при температуре около 10 млрд градусов нейтрино становятся свободными – Вселенная для них теперь практически прозрачна. В настоящее время эти реликтовые нейтрино заполняют Вселенную, в каждом кубическом сантиметре их более сотни. Их температура сейчас составляет около 2 K.

Спустя примерно 10 секунд, когда температура падает до нескольких миллиардов градусов, аннигилируют электроны и позитроны, оставляя избыток электронов. Но температура пока слишком велика, чтобы электроны и протоны могли образовывать нейтральный водород.

Число протонов не равно числу нейтронов, поскольку эти частицы имеют разные массы (нейтроны тяжелее, поэтому их меньше). Когда Вселенная остывает примерно до миллиарда градусов, начинают идти ядерные реакции: протоны и нейтроны объединяются, формируя ядра атомов. Первым спустя несколько секунд после начала расширения образуется дейтерий. Затем образуются гелий, литий и бериллий. Основной нуклеосинтез происходит примерно между 1-й и 5-й минутами с начала расширения.

Поскольку число протонов в несколько раз больше числа нейтронов, основным элементом является водород, на втором месте находится гелий. Дейтерий в основном «сгорает» в реакциях синтеза гелия, а образование более тяжелых элементов не успевает произойти, поскольку стабильных ядер из пяти или восьми частиц не существует (небольшое количество ⁷Be, ⁷Li формируется при соединении ядер ³He и ⁴He). Спустя пару тысяч секунд температура и плотность падают настолько, что дальнейшие ядерные реакции становятся невозможными.

Первичный нуклеосинтез начинается примерно спустя минуту после Большого взрыва и длится несколько минут.

Динамика Вселенной по-прежнему определяется излучением, и эта эпоха длится примерно 50 000–60 000 лет. После этого начинает доминировать вещество, в основном темное, так как его в несколько раз больше по массе. Поскольку мы пока не знаем, из каких частиц оно состоит, сложно точно указать время его появления, но это должно происходить достаточно рано в истории Вселенной.

Масштабный фактор на стадии доминирования вещества начинает расти быстрее – пропорционально времени в степени 2/3. Следующий важный эпизод – рекомбинация: вещество остывает настолько, что электроны могут удержаться вокруг протонов и ядер гелия, и в результате Вселенная становится прозрачной для собственного излучения, которое раньше взаимодействовало со свободными электронами. Этот момент (примерно 380 000 лет после Большого взрыва) соответствует красному смещению около 1100 (т. е. с тех пор масштабный фактор вырос примерно в 1100 раз). На этом рассказ о ранней Вселенной можно закончить – с этого момента могут расти неоднородности в распределении обычного вещества. Через десятки (или малые сотни) миллионов лет из них возникнут первые звезды, а затем спустя сотни миллионов лет – галактики.