§ 6. Последующие три минуты

Те три минуты, которые последовали за первыми мгновениями расширения, определили очень многое в последующей истории Вселенной. В частности, они обусловили то, что звезды светят, что для их свечения есть запасы ядерной энергии. Звезды и другие небесные тела возникли из небольшой примеси обычного вещества, о которой мы на время "забыли", рассматривая в-предыдущем параграфе фотоны и пары частиц - античастиц.

Вернемся теперь к этой небольшой примеси обычного вещества, которое находится в первые доли секунды после начала расширения в "кипящем котле" нейтрино и антинейтрино, электронов и позитронов и световых квантов. Оказывается, процессы, в которых участвует обычное вещество, чрезвычайно чувствительны к тем условиям, которые господствовали в первые секунды расширения. Эти процессы обусловили химический состав вещества, из которого много позже, уже в эпоху, близкую к нашей, формировались галактики и звезды. Поэтому химический состав звездного вещества служит чувствительнейшим индикатором физических условий в начале космологического расширения.

Рассмотрим процессы, в которых участвует обычное вещество. В каком состоянии находится вещество? Прежде всего, при температуре свыше 10 миллиардов градусов не может быть нейтральных атомов - все вещество полностью ионизовано и является высокотемпературной плазмой. Более того, при подобной температуре не могут существовать сложные атомные ядра.

Рис. 23. Изменение с течением времени содержания протонов и нейтронов и образование гелия. Штриховыми линиями показаны концентрации протонов и нейтронов, если бы реакции (15) успевали проходить и далее с понижением температуры

Сложное ядро было бы моментально разбито окружающими энергичными частицами. Поэтому тяжелые частицы вещества представляют собой нейтроны и протоны. Эти частицы подвергаются воздействию "кипящего котла" энергичных электронов, позитронов, нейтрино и антинейтрино. Взаимодействие с этими частицами заставляет нейтроны и протоны быстро превращаться друг в друга:

(15)

Эти реакции устанавливают равновесие между нейтронами и протонами. Когда температуры достаточно велики, Т > 10¹¹ К, концентрации нейтронов и протонов будут примерно равны. В ходе расширения Вселенной с понижением температуры становится все больше протонов и меньше нейтронов, как это показано на рис. 23. Равенство концентраций нарушается, потому что масса нейтрона больше массы протона и образование протона в реакциях (15) энергетически более выгодно, а значит, вероятность образования протона больше, чем нейтрона. Если бы реакции (15) продолжались и после нескольких секунд с начала расширения, то через несколько десятков секунд количество нейтронов стало бы ничтожным. Но скорости реакций (15) резко зависят от температуры (как пятая степень Т). С убыванием температуры уменьшается скорость этих реакций и они почти прекращаются после первых секунд расширения. Относительное содержание нейтронов "застывает" на значении n_заст. После этого, когда температура падает до 1 ÷ 2 миллиардов градусов, становится возможным образование простейших сложных ядер. Теперь энергии квантов и других частиц не хватает для того, чтобы разбивать сложное ядро. Все имеющиеся нейтроны захватываются протонами, давая в конце концов ядра атома гелия-4:

(16)

Образуется также очень небольшое количество гелия-3, дейтерия и лития. Более сложных ядер в этих условиях практически совсем не образуется. Дело в том, что образование таких элементов в сколько-нибудь значительных количествах может происходить в результате парных столкновений ядер и частиц уже имеющихся. Это значит, что образование более сложных ядер может начинаться при столкновении ядер Не⁴ с нейтронами, протонами или с теми же ядрами Не⁴. Но эти столкновения не ведут к образованию сложных ядер с атомным весом 5 или 8, потому что таких устойчивых ядер нет! С другой стороны, реакции Не⁴ + Не³ → Be⁷ + γ или Не⁴ + Т → Li + γ затруднены из-за сильного электрического отталкивания участвующих в них частиц.

Указанные причины ведут к тому, что синтез элементов в начале расширения ограничивается только легкими элементами и заканчивается примерно через 100-200 секунд после начала расширения, когда температура падает ниже миллиарда градусов и энергия частиц уже недостаточна для ядерных реакций. Образование элементов тяжелее гелия происходит в звездах уже в нашу эпоху. В звездах вещество находится достаточно долго и даже не очень быстрые реакции успевают пройти. Синтез элементов тяжелее железа происходит во взрывных процессах (во вспышках сверхновых звезд). Газ, прошедший стадию нуклеосинтеза в звездах, затем частично выбрасывается в окружающее пространство либо при медленном истечении из звезд либо при взрывах и идет на формирование звезд последующих поколений и формирование других небесных тел.

Вернемся к синтезу легких элементов в начале космологического расширения. Так как почти все нейтроны пошли на создание атомов гелия, то нетрудно подсчитать, сколько образуется гелия. Каждый нейтрон входит в состав ядра гелия-4 в паре с протоном, поэтому доля гелия по весу (она обозначается Y) будет равна удвоенной концентрации нейтронов. Итак,

Детальный расчет дает значение между 0,25 и 0,30 (в зависимости от среднего значения плотности вещества сегодня).

Итак, как видно из рис. 23, по истечении примерно трех минут вещество состоит на 30% из ядер атомов гелия и на 70% из протонов - ядер атома водорода. Такой химический состав вещества остается в дальнейшем неизменным на протяжении миллиарда лет вплоть до образования галактик и звезд, когда процессы нуклеосинтеза начинают идти в недрах звезд.

Подтверждают ли наблюдения вывод о химическом составе дозвездного вещества? Отложим рассмотрение этой проблемы до § 8, а сейчас обратимся к важнейшему вопросу о том, как бы происходил синтез легких элементов, если бы условия в начале расширения были несколько иными.