ных недрах звезд, но не в таком большом количестве – это способен обеспечить только нуклеосинтез Большого взрыва.
Вторым подтверждением теории Большого взрыва стало открытие радиоастрономами того, что свойства очень далеких галактик сильно отличаются от свойств галактик в наших окрестностях Вселенной. Поскольку свет далекой галактики шел до нас миллиарды лет, то отсюда следует, что в прошлом галактики выглядели не так, как сейчас. Другими словами, Вселенная не стационарна, а эволюционирует, в соответствии с теорией Большого взрыва.
Открытие фонового реликтового излучения – известного также как микроволновой фон из-за того, что максимум в его спектре приходится на длину волны около одного миллиметра, – окончательно решило спор в пользу Большого взрыва: реликтовое излучение по праву называют «эхом творения». (Я вернусь к обсуждению особенностей фонового микроволнового излучения в главе 17.) Когда Боб Дике предложил своему канадскому постдоку: «Ну, Джим, разберись-ка ты с лежащей в основе всего этого теорией», – то Пиблс понимал, что, основательно взявшись за проблему ранней Вселенной, он сможет пролить свет на химический состав нашего мира. Так что он занялся не только исследованием процесса распространения областей повышенной и пониженной плотности в горячем и вязком «бульоне» из элементарных частиц и излучения, но и постарался разобраться в том, как результат ядерных реакций, протекавших в течение первых нескольких минут после рождения Вселенной – и в особенности количество дейтерия, – менялся в зависимости от постоянно уменьшавшейся плотности материи.
Эта книга не про Большой взрыв, и поэтому я не собираюсь слишком углубляться в данную тему, отмечу лишь самое важное для нас обстоятельство – первые нуклоны (то есть составляющие атомных ядер – протоны и нейтроны) образовались из элементарных частиц, называемых кварками, когда Вселенной было около одной секунды от роду. Из-за их массы протоны и нейтроны также называют барионами, от греческого слова βαρύς, означающего «тяжелый».
Вначале протонов и нейтронов было почти поровну, но вскоре ситуация радикально изменилась. Из-за чрезвычайно высокой температуры в новорожденной Вселенной отдельные барионы вначале не могли соединяться в атомные ядра. И хотя в составе атомного ядра нейтроны устойчивы, свободные нейтроны медленно, но верно распадаются, превращаясь в протоны. И за какую-то пару минут количество нейтронов существенно уменьшилось, а доля протонов возросла.
К тому времени, когда температура упала примерно до одного миллиарда градусов (то есть стала достаточно низкой для образования атомных ядер), на нейтроны приходилась всего одна восьмая часть суммарной барионной массы, а все остальное – на протоны. В результате разнообразных ядерных реакций большинство нейтронов оказались в ядрах гелия, состоящих из двух протонов и двух нейтронов. Оставшиеся барионы – это протоны, то есть ядра атомов водорода. В ходе этого процесса ядра тяжелее гелия практически не образуются, и после недолгого и чрезвычайно высокоэнергичного периода нуклеосинтеза дальнейшее снижение температуры и плотности в ранней Вселенной привело к прекращению ядерных реакций.
Теперь мы можем без труда рассчитать результат первичного ядерного хаоса. Если вы ничего не напутаете, то обнаружите, что примерно три четверти всей барионной массы Вселенной приходится на водород, а около одной четверти – на гелий, что хорошо согласуется с имеющимися наблюдательными оценками содержания этих двух элементов. Другими словами, нуклеосинтез в процессе Большого взрыва замечательным образом объясняет наблюдаемый химический состав Вселенной, в отличие от модели стационарной Вселенной (а также модели Божественного творения).
Ну а что же у нас с дейтерием и плотностью Вселенной? При чем тут работа Пиблса? Дело в том, что ядра атомов гелия не формируются за один присест. Это происходит не в результате случайного одномоментного столкновения двух одиночных протонов и двух одиночных нейтронов. На самом деле процесс этот многоэтапный, и одним из важнейших этапов как раз является образование ядер дейтерия, о котором мы сейчас поговорим.
В отличие от ядра атома водорода, которое представляет собой просто один протон, ядро дейтерия (его иногда называют дейтоном) состоит из одного протона и одного нейтрона, удерживаемых вместе посредством сильного взаимодействия. Это тоже водород – принадлежность ядра конкретному химическому элементу определяется количеством протонов в ядре, но ядра дейтерия вдвое массивнее – отсюда его общепринятое название «тяжелый водород». Едва образовавшись, ядра дейтерия становятся участниками дальнейших ядерных реакций, которые в конце концов приводят к образованию гелия. Но на это остается мало времени – из-за вызванного расширением Вселенной быстрого падения температуры первичный нуклеосинтез прекращается и некоторое количество дейтерия остается неизрасходованным.
В своей статье, опубликованной в ноябре 1966 года в The Astrophysical Journal, Пиблс показал, что относительное содержание дейтерия во Вселенной очень сильно зависит от плотности ядерного (барионного) вещества в течение короткого периода нуклеосинтеза5. Чем выше эта плотность, тем эффективнее протекают ядерные реакции и тем меньше остается неизрасходованного дейтерия. А следствием низкой плотности в эту критическую эпоху будет большее содержание дейтерия. То же самое справедливо и для других редких атомных ядер, в том числе и гелия‑3, состоящего из двух протонов и одного нейтрона, но для дейтерия эта зависимость наиболее выражена.
Таким образом, определение современного содержания дейтерия во Вселенной дает возможность оценить плотность Вселенной в эпоху первичного нуклеосинтеза. А отсюда уже нетрудно рассчитать плотность барионного вещества в современной Вселенной после миллиардов лет ее расширения. Другими словами, если с высокой точностью определить содержание дейтерия, то на его основе можно оценить среднюю плотность «нормального» вещества, состоящего в основном из атомных ядер (барионов).
Через пять месяцев после опубликования расчетов Пиблса его результаты получили подтверждение в другой (причем гораздо более подробной) статье в том же журнале, написанной Робертом Вагонером и Вилли Фаулером из Калифорнийского технологического института в соавторстве с Хойлом, который, несмотря на свое все еще критическое отношение к теории Большого взрыва, внес в нее существенный вклад6. В январе 1973 года Вагонер, который тогда работал в Корнеллском университете, опубликовал результаты новых расчетов под названием «Пересмотр первичного нуклеосинтеза» (Big-Bang Nucleosynthesis Revisited)7. Казалось, что ученые действительно нашли решение сложных вопросов происхождения легких элементов в ходе первичного взрыва. Теперь для определения современной плотности барионного вещества во Вселенной осталось лишь измерить относительное содержание дейтерия.
Непосредственное измерение содержания дейтерия во Вселенной – очень трудная задача. Но тут на помощь пришли наблюдения из космоса. 21 августа 1972 года, через несколько месяцев после того, как я первый раз взглянул в телескоп на Сатурн, НАСА запустило третью орбитальную космическую обсерваторию (Orbiting Astronomical Observatory, или OAO‑3) под названием «Коперник» – в честь польского астронома в связи с приближавшимся 500-летием со дня его рождения в начале 1973 года. Один из инструментов этой обсерватории представлял собой 80-сантиметровый ультрафиолетовый телескоп со спектрографом, разработанный в Принстонском университете. В детальных ультрафиолетовых спектрах ярких звезд (которые невозможно получить с помощью наземных инструментов) видны межзвездные линии поглощения как водорода, так и дейтерия: эти атомы поглощают ультрафиолетовое излучение на некоторых длинах волн. Относительное содержание дейтерия можно рассчитать по соотношению величины поглощения в линиях дейтерия и водорода.
Техники проверяют 81-сантиметровое зеркало телескопа для спутника НАСА «Коперник». На момент его запуска в 1972 году это был крупнейший космический телескоп
В декабре 1973 года коллеги Пиблса по Принстонскому университету Джон Роджерсон и Дональд Йорк опубликовали в The Astrophysical Journal результаты первых наблюдений на телескопе «Коперник» яркой южной звезды Агена (бета Центавра)8. Оказалось, что в межзвездном пространстве на 70 000 ядер водорода приходится одно ядро дейтерия. Это все, что осталось после ядерных реакций в новорожденной Вселенной. Отсюда можно рассчитать количество барионного вещества во Вселенной, состоящего в основном из атомных ядер.
Результаты последних расчетов Вагонера, Роджерсона и Йорка дали для средней барионной плотности Вселенной оценку 1,5 × 10–31 граммов на кубический сантиметр. Практически такой же результат был получен в статье 1976 года на основе ультрафиолетовых наблюдений еще четырех звезд (среди которых была Спика – ярчайшая звезда зодиакального созвездия Дева)9. Наконец-то астрономы получили надежную оценку общего количества «нормального» вещества во Вселенной. И последствия этого результата для наших представлений о темной материи оказались катастрофическими.
Конечно же, когда они писали свою статью 1974 года «Размеры и массы галактик и масса Вселенной» (The Size and Mass of Galaxies, and the Mass of the Universe), Пиблс, Острайкер и Яхил уже знали о полученных с помощью телескопа «Коперник» результатах. Как вы, может быть, еще помните из главы 4, их оценка среднего значения отношения массы к светимости галактик основывалась на множестве динамических наблюдений и соображений. После этого они оценили число галактик в заданном объеме пространства и исходя из этого рассчитали среднюю плотность Вселенной, получив значение около 2×10–30 граммов на кубический сантиметр, что примерно в 13 раз больше результата Роджерсона и Йорка.
Если современная плотность Вселенной действительно намного выше оценки Роджерсона и Йорка, то, значит, плотность в эпоху первичного нуклеосинтеза тоже должна была быть намного выше, а содержание дейтерия – намного меньше того, что получилось по данным наблюдений телескопа «