E = mc2) разности масс между протонами и нейтронами; следовательно, нейтроны начинают встречаться реже, чем протоны. На этом этапе Вселенная достаточно остыла, чтобы нейтрон мог столкнуться с протоном и образовать дейтрон (ядро тяжелого водорода, дейтерия), причем дейтрон не распадается сразу же после столкновения со следующей частицей. Затем дейтрон может участвовать в дальнейших ядерных реакциях и, добавив к своему составу еще один нейтрон и один протон, превратиться в ядро гелия (два протона и два нейтрона). Всего через несколько минут такого ядерного горения практически все нейтроны встраиваются в ядра гелия, и к этому моменту Вселенная становится достаточно прохладной и разреженной, чтобы такие ядерные реакции остановились.
Давайте посчитаем, сколько ядер гелия получится в результате. В каждом ядре гелия – два нейтрона. При соотношении «один нейтрон на семь протонов» на два нейтрона приходится 14 протонов. Два из этих протонов также включаются в ядро гелия, и остается 12 протонов. Таким образом, на каждые 12 протонов образуется одно ядро гелия (а отдельные протоны – это, естественно, ядра водорода). Спустя эти несколько минут Вселенная настолько остывает и истончается, что ядерные реакции в ней продолжаться не могут. Значит, после Большого взрыва образовалось значительное количество ядер гелия, а также следовые количества остаточных дейтронов (ядер дейтерия), ядер лития и бериллия (которые затем распадаются в ядра лития) и никаких более тяжелых элементов.
Эти базовые вычисления впервые выполнили в 1940-е годы Георгий Гамов и его студент Ральф Альфер. Они не удержались и в качестве соавтора статьи с описанием своих результатов упомянули Ганса Бете, так что получилось знаменитое «Альфер-Бете-Гамов» («α-β-γ»). Показатель «одно ядро гелия на каждые 12 протонов» отлично согласуется с результатами экспериментов, восходящих к работе Сесилии Пейн-Гапошкиной, согласно которым звезды примерно на 90 % состоят из водорода и на 8 % из гелия[20] (см. главу 6). Следовательно, наши предположения о том, какие условия сложились во Вселенной всего через несколько минут после Большого взрыва, в целом объясняют, почему водород и гелий – два наиболее распространенных элемента и почему они встречаются именно в наблюдаемых пропорциях! Это ошеломительный успех модели Большого взрыва, убедительно обосновывающий, почему можно экстраполировать процесс расширения Вселенной вплоть до первых минут ее существования, когда температура достигала миллиарда кельвинов.
Первоначально Гамов и Альфер надеялись объяснить происхождение всех элементов на этапе Большого взрыва, но их расчеты показали, что ядерные реакции поддерживаются лишь на материале самых легких элементов. Все сравнительно тяжелые элементы (в том числе углерод, азот и кислород, из которых состоят наши тела, а также никель, железо и кремний, из которых в основном состоит Земля) появились позднее, при ядерных процессах, происходящих в недрах звезд, – эти процессы были описаны в главах 7 и 8. Фред Хойл, оппонент Гамова, надеялся продемонстрировать ровно противоположное: возможность синтеза как легких, так и тяжелых элементов в водородной звездной печи. В таком случае можно отвергнуть предположение, что на раннем этапе своей истории Вселенная была плотной и горячей, поэтому Хойл потратил значительную часть своей карьеры на поиск таких доказательств. Он во многом разработал наши современные представления о формировании тяжелых элементов в звездах. Но количество гелия, образующегося в звездах, несопоставимо с наблюдаемым изобилием гелия.
Тот факт, что сегодня во Вселенной встречается некоторое количество дейтерия, также отсылает нас к Большому взрыву. Дейтерий (в атоме которого один протон и один нейтрон) неустойчив и разрушается в ядрах звезд, превращаясь в гелий, но не образуется в звездах. Звезды не могут его синтезировать. Единственный известный нам способ изготовления дейтерия – Большой взрыв, и расчеты объемов дейтерия, возникших в первые минуты после Большого взрыва (одно ядро дейтерия примерно на 40 000 ядер водорода), отлично согласуются с наблюдаемым значением. Ядерное горение после Большого взрыва вдруг прекращается, когда Вселенная становится достаточно разреженной, и в ней остается небольшое остаточное количество дейтерия, который «не успел» превратиться в гелий. Неравновесная природа такого горения, связанная со стремительным изменением условий во Вселенной в то время, – это ключевой фактор, позволяющий понять, почему сегодня в природе есть следы дейтерия. Гамов это понял. Гамову наблюдаемое в космосе количество дейтерия казалось железной уликой, указывающей на факт Большого взрыва.
По мере расширения Вселенной растягивается само пространство и, соответственно, увеличивается и длина волны у фотонов, летящих в космосе. Это всего лишь феномен красного смещения, который мы уже обсуждали. Если космос расширяется, а мы наблюдаем далекую галактику, то видим, что долетающие от нее фотоны смещены в красную сторону спектра. Этот эффект мы можем интерпретировать как доплеровское смещение. Но мы с тем же успехом можем интерпретировать его как расширение самого пространства, как увеличение расстояния между нами и далекой галактикой и увеличение длины волны фотона, летящего от галактики до нас. Проведите волнистую линию по толстой резиновой полоске и растяните ее; в таком случае длина нарисованной вами волны увеличится. Обе интерпретации красного смещения эквивалентны: можно считать его доплеровским смещением от далекого объекта, удаляющегося от нас из-за расширения пространства, либо трактовать красное смещение как увеличение длины волны, связанное с расширением пространства. Фотоны из ранней Вселенной сохраняют свой спектр абсолютно черного тела (планковский спектр), но поскольку длина волны у них увеличивается из-за расширения пространства, температура фотонов падает. Гамов и его ученики Альфер и Герман описали Вселенную, которая началась с горячего Большого взрыва, а затем стала расширяться и постепенно остывать.
Эйнштейн, размышляя об общей природе Вселенной около 1917 года, предложил так называемый космологический принцип: «в больших масштабах в один и тот же момент времени, независимо от места наблюдения, Вселенная выглядит примерно одинаково». Если отойти на достаточное расстояние и оглядеть Вселенную в достаточно крупном масштабе, то вся материя в ней должна быть распределена равномерно. Один из аспектов гипотезы Эйнштейна мы уже обсудили: расширение Вселенной выглядит одинаково из любой галактики. Из этого мы сделали вывод, что у Вселенной нет центра. Аналогично, на бесконечной плоскости нет точки, которую можно было бы назвать «центр», и на искривленной поверхности сферы также нет точки, которую можно было бы обозначить «центр», поскольку все точки на поверхности сферы эквивалентны.
Разумеется, сегодня мы рассматриваем Вселенную, и она выглядит какой угодно, но только не однородной! Масса в нашей Солнечной системе сконцентрирована в планетах и Солнце. Звезды удалены друг от друга на огромные расстояния по сравнению с их размерами. Звезды группируются в галактики, между которыми – миллионы световых лет, а сами галактики группируются в скопления. Согласно космологическому принципу Эйнштейна, следует отойти еще дальше и рассмотреть Вселенную в масштабе тысяч галактик – и в таком случае она покажется нам примерно однородной. Наблюдения Хаббла продемонстрировали, что при подсчете галактик их количество в разных направлениях одинаково; действительно, в самых крупных масштабах Вселенная выглядит однородной.
Фред Хойл развил этот принцип еще на шаг: он утверждал, что Вселенная не просто однородна в пространстве, в какую бы сторону мы ни взглянули – она однородна и во времени. Прошлое должно выглядеть точно так, как и настоящее, решил Хойл. Законы физики со временем не меняются – почему же должна меняться Вселенная? Если воспринимать это утверждение буквально, то у Вселенной не должно быть начала, никакого Большого взрыва; Вселенная существовала всегда. Хойл назвал эту идею совершенный космологический принцип. Учитывая, что из-за расширения Вселенной расстояние между галактиками со временем увеличивается, Хойлу пришлось предположить, что в межгалактическом пространстве создается новая материя, которая, в конечном итоге, идет на образование новых галактик, – пожалуй, это безумная идея, но он считал ее не столь невероятной, как возникновение целой Вселенной из микроскопического объема с бесконечной температурой и плотностью, сопровождающееся к тому же возникновением времени.
Какая из этих картин верна? Продолжая исследовать прогнозы, сделанные в рамках модели Большого взрыва, и сравнивая их с наблюдениями, мы получаем эмпирические подтверждения теории Большого взрыва, и соответствие теоретических данных и наблюдений действительно очень убедительное.
Первый прогноз в модели Большого взрыва заключается в том, что Вселенная должна расширяться, – мы это и наблюдаем. Эта модель также позволяет оценить возраст Вселенной – 13,8 миллиарда лет, – что согласуется с чуть меньшим возрастом древнейших звезд, обнаруженных во Вселенной. Это бесспорный успех модели Большого взрыва: если бы мы нашли звезды возрастом в триллион лет, то вынуждены были бы признать, что модель Большого взрыва ошибочна. Действительно, в прошлом мы уже пережили подобный кризис: первая оценка постоянной Хаббла, сделанная еще самим Хабблом, составляла H0 = 500 (км/c)/Мпк, и в таком случае время, истекшее с момента Большого взрыва (1/H0), оценивалось всего в 2 миллиарда лет. К 1930-м годам по радиоизотопной датировке горных пород уже было ясно, что Земля старше. Ее возраст не согласовывался с моделью Большого взрыва: не могла же Земля быть старше самой Вселенной! Это несоответствие было аргументом в пользу модели Хойла, поскольку он считал Вселенную бесконечно старой и вечно расширяющейся, причем в межгалактическом пространстве в этой модели постоянно образо