С первого взгляда мы можем ожидать, что нейтринное небо будет ярче фотонного, поскольку в нейтрино сохранился отпечаток Вселенной в форме ее температуры в момент их первичного отделения, и продолжающееся расширение Вселенной охладило их меньше. Но, на самом деле, фоновые нейтрино холоднее, чем фоновые микроволны: их температура немного ниже 2 градусов над абсолютным нулем. Причиной большей прохладности нейтринного неба является то, что различные события, особенно столкновения электронов с их античастицами позитронами, увеличили число фотонов и повысили яркость, а значит, и температуру микроволнового неба. Через три минуты после начала температура упала до 1 миллиарда градусов. Было так холодно (только 10−23 планковских градусов), что в этих арктических условиях даже нуклоны смогли склеиться вместе, образуя дейтерий (тяжелый водород с ядром, состоящим из нейтрона, склеенного с протоном) и гелий (два протона и два нейтрона, склеенных вместе). Вычисления показывают, что, когда температура продолжала падать, эта эпоха Вселенной произвела 23 процента гелия, 77 процентов остаточного водорода (неприсоединенные протоны) и намеки на более тяжелые элементы (литий и бериллий, например, с тремя протонами и четырьмя протонами соответственно и несколькими нейтронами, прицепленными к ним и помогающими удерживать протоны вместе). Распространенность гелия критическим образом зависит от числа типов нейтрино и несовместимо с любым числом, большим четырех. Как мы видели в главе 6, существуют три известных аромата нейтрино, что удовлетворяет этому ограничению. Но гораздо более важно то, что мы видим, какими масштабными — в данном случае это распространенность гелия во Вселенной — являются следствия идей, происходящих в результате изучения очень малого. Эта взаимная совместимость знаний, происходящих из изучения огромного и мельчайшего, вдохновляет на еще большее доверие к достижениям науки.
Снова веками не происходит ничего существенного. Даже по меркам фермерского двора состав Вселенной остается почти неизменным сто тысяч лет. Все это время Вселенная продолжает расширяться и охлаждаться, но она остается плазмой, роем ядер, купающихся в море электронов. В этом состоянии Вселенная ослепительно ярка, но непрозрачна, подобно Солнцу, которое мы видим сегодня, так как свет может путешествовать через такую среду лишь на малые расстояния. По той же причине шар Солнца не является прозрачным для нас. Фотону приходится проделывать из центра Солнца утомительное путешествие в 10 миллионов лет, чтобы вызваться на свободу на его поверхности. Каждую долю секунды он поглощается и излучается вновь, путешествуя то туда, то сюда. Только когда свет вырывается из этого болота плазмы и выходит в пустое пространство, он буйно улетает прочь со скоростью света. Если бы центральная часть Солнца сегодня погибла, ее свет ковылял бы еще 10 миллионов лет. Во многом похожие условия преобладали в ранней Вселенной, где свет медленно продвигался сквозь непроницаемую, сверкающую плазму.
Через сто тысяч лет расширения, небеса внезапно прояснились, как бывает в облачный летний день: Вселенная стала прозрачной, и свет свободно проходил через нее. Но немногое можно было увидеть в ясных небесах; на самом деле и видеть было нечего, ведь звезды еще не образовались. Но это был решающий момент нашей истории. При очищении небес арктический холод возрос до рубежа в десять тысяч градусов (104 К), и в столь морозных условиях электроны смогли наконец воссоединиться с ядрами. Плазма сконденсировалась в нейтральные атомы, электроны, ранее свободные, были теперь захвачены и больше не могли столь эффективно рассеивать излучение, и свет стал свободно проходить через пустоту.
Электромагнитное излучение — свет, — освобожденное от своей привязанности к веществу, становится теперь ослепительно жарким, с температурой 10 тысяч градусов, не слишком отличаясь от сегодняшней поверхности Солнца, и все вокруг нас погружено в иссушающий блеск. Все является фотосферой; посланник Кеплера Ольберс был бы доволен, ведь это источник его ночи без тьмы. По мере расширения Вселенной этот свет растянулся в микроволновой фон, окружающий нас сегодня. Как мы уже видели, наше современное небо все еще остается пылающим огненным горнилом, но его температура упала до 2,7 градуса выше абсолютного нуля. Космическое фоновое излучение имеет максимум в микроволновой области: оно невидимо для нас, если мы не усилим наши глаза радиотелескопами и не услышим легкое шипение волн, задевающих наши детекторы.
Наконец, во Вселенной есть атомы. Их не особенно много, и их разнообразие едва ли велико. Если бы мы собрали все современное вещество и размазали его по всей Вселенной, мы обнаружили бы только около одного атома водорода в каждом кубическом метре. Единственными элементам», пришедшими из этой промежуточной эры Большого Взрыва, являются водород (много), гелий (много, но меньше, чем водорода) и относительно слабо разбрызганные литий и бериллий. Вселенная в трехминутном возрасте является невероятно пустынным и примитивным местом.
Так все и оставалось миллиард лет. Однако Вселенная обладала потенциалом необычайного разнообразия, и этот потенциал медленно начинал разворачиваться. По причинам, к которым нам следует не забыть вернуться, первобытная Вселенная не была абсолютно гладкой. В некоторых местах первобытный газ из атомов водорода, атомов гелия и таинственной «темной материи» Вселенной, к которой мы вернемся позже, был немного плотнее, чем в других местах: существовала легкая рябь в его распределении. По мере взросления Вселенной, газ в более плотных областях под влиянием гравитации начал конденсироваться. Когда эти локальные шаровидные области сформировались и газ в них стал сжиматься, они разогрелись. Потом они стали такими горячими, что ядра атомов водорода сталкивались с такими силами, что сплавлялись вместе, освобождая энергию. Начался нуклеосинтез, стали светить звезды, и в мир ворвались скопления звезд, которые мы называем галактиками. Распределение галактик далеко от случайного, поскольку они отмечают более плотные области ряби: существуют сгущения и огромные пустоты протяженностью в сотни миллионов световых лет (рис. 8.5).
Рис. 8.5. Распределение галактик, наблюдаемое с Земли. Каждая точка представляет положение одной галактики. Заметим, что распределение неоднородно: существуют длинные волокна галактик и огромные области с числом галактик ниже среднего. Эти неоднородности являются колоссально увеличенными остатками флуктуаций плотности первичной Вселенной.
Этот огромный узор является увеличением ряби, сопровождавшей начало Вселенной, когда вариации плотности имели масштаб в нескольких планковских длин, но были растянуты до современных гигантских размеров. Вселенной хватило 15 миллиардов лет, чтобы достичь такой стадии, но этот период, относительно короткий в нелепых человеческих единицах (ибо какое имеет значение, сколько раз наша маленькая планета обернулась вокруг нашей маленькой звезды), имеет огромную временную протяженность на фундаментальных планковских часах, занявшую не меньше чем 1061 тиканий (рис. 8.6).
Рис. 8.6. Временная шкала событий в жизни Вселенной. Температура в эру раздувания все еще является предметом спекуляций, и линейную зависимость от времени, изображенную на графике, не следует интерпретировать буквально. После эры великого объединения сильные взаимодействия отделяются от электрослабых; после электрослабой эры слабое и электромагнитное взаимодействие разделяются. Указываемая температура является температурой электромагнитного поля, а люди появляются, когда температура локальной среды становится близкой к 300 К, даже несмотря на то, что температура электромагнитного поля гораздо ниже.
Древние звезды образовались из водорода, но так как они вовлекали водород в процесс слияния ядер, образовались новые элементы. Ядерный синтез, создание элементов, был запущен, и Вселенная постепенно становилась более разнообразной. Образование элементов в очень молодой Вселенной, до того как возникли звезды, называется первичным ядерным синтезом. Он не зашел слишком далеко, главным образом потому, что ядра строились путем последовательного добавления нуклонов к протонам, давая дейтерий (один нейтрон, вцепившийся в протон ногтями сильного взаимодействия), гелий (два протона и два нейтрона в довольно устойчивом положении) и так далее. Однако на этой стадии нет устойчивых ядер с пятью или восемью нуклонами. У этой стадии имеется предел возможностей, потому что более тяжелые ядра не имели возможности образовываться в результате сжатия. Наиболее распространенным элементом, образовавшимся на этой стадии, являлся гелий, который и тогда и теперь составляет 23 процента Вселенной, почти все остальное является водородом. Распространенность гелия может быть предсказана из теории Большого Взрыва, и ее экспериментальное подтверждение дает мощную поддержку этой теории.
Почти всем остальным элементам во Вселенной, для того чтобы увидеть дневной свет, пришлось ждать образования звезд. Здесь не место углубляться в этот раздел ядерной физики; достаточно сказать, что факт свечения звезд, и Солнца в том числе, говорит о том, что элементы все еще производятся (или, по крайней мере, производились около восьми минут назад). Астроном Артур Стенли Эддингтон (1882-1944) был первым, кто предположил, что горючим для звезд является энергия, освобождаемая, когда атомы водорода сталкиваются и сплавляются вместе, образуя гелий.
Звезды являются очень опасными объектами, как можно предполагать, исходя из того, что в этих свирепо раскаленных шарах, подвешенных в небе, происходит неограниченный нуклеосинтез. Они не горят ровно, как каминная растопка, медленно угасая в конце. У них бурная история, в которой ядерные реакции идут в оболочках, погруженных глубоко внутрь звезды, эти оболочки растут, сжимаются, рушатся и разражаются вспышками энергии, которые могут прорывать внешние слои звезды и извергаться в пространство.