Рис. 17.1. Пространственное распределение температуры космического микроволнового фонового излучения по всему небу. Самые темные области отличаются от ярчайших лишь на 4 части из 100 000, но именно так отражаются колебания плотности и температуры, которые привели к возникновению нашей видимой современной Вселенной со всей ее сложной структурой

Почему же нас интересует именно этот конкретный момент истории Вселенной? Фотоны возникли не тогда – они существовали и прежде и обладали еще более высокой энергией. Но 3000 К – это температура, при которой электроны могут соединяться с протонами и ядрами Гелия, образуя атомы Водорода и Гелия. При более высокой температуре энергия окружающих фотонов возрастает до еще более высоких значений, благодаря чему они ионизируют электроны в тот самый момент, когда те присоединяются к ядрам, поэтому стабильные атомы не могут образоваться. Электроны, утратившие связь с ядром, движутся очень быстро (поскольку они почти в 2000 раз легче, менее массивны, чем ядра), постоянно сталкиваются с фотонами и отклоняются со своего пути. Таким образом, переход от свободных электронов к тем, которые связаны с ядрами, внезапно делает Вселенную прозрачной, и фотоны космического микроволнового фонового излучения могут направиться прямо к нашим детекторам, совершив путешествие длиной в 13,8 миллиарда лет, а мы ловим их и изучаем, как распределялась материя через 390 000 лет после Большого взрыва.

В космическом микроволновом фоновом излучении много фотонов. В каждом кусочке пространства размером с кубик сахара их насчитывается 411 единиц (да, в том числе прямо сейчас у вас на заднем дворе). Все они движутся со скоростью света (в конце концов, они – часть электромагнитного спектра), поэтому, когда вы выходите за дверь, около 50 триллионов из них обрушиваются вам на голову каждую секунду. Вы не чувствуете теплого свечения, потому что это фотоны с очень низкой энергией; им потребуется 3 года непрерывного воздействия, чтобы сравняться с энергией, которую вы получаете за секунду от лампочки мощностью 1 Вт, украшающей елочную гирлянду. Однако это огромное количество фотонов дает нам важную подсказку к разгадке происхождения всего сущего. Если мы сравним его с количеством протонов (или электронов – их количество одинаково) в современной Вселенной, ответ будет таким: на каждый протон приходится 1,6 миллиарда фотонов.

К сожалению, мы не можем точно предсказать, каким будет это число, но измерить его несложно. Оно говорит нам о том, что в возникшей Вселенной был почти идеальный баланс частиц вещества и антивещества, однако по непонятной нам причине совпадение было не совсем идеальным. На самом деле существовали 1 600 000 000 частиц антивещества и 1 600 000 001 частица вещества. 1,6 миллиарда тех и других вступили во взаимодействие и аннигилировали, создав все эти фотоны, а все звезды, планеты и галактики во Вселенной сегодня состоят из оставшихся частиц (из расчета одна на миллиард).

Мы не можем «увидеть», что происходило до появления первых атомов, но, как сказал Блез Паскаль: «Если наш взгляд здесь остановится, пусть наше воображение идет дальше»3. Мы можем прокрутить время вспять от момента, наставшего 390 000 лет тому назад, когда температура составляла около 3000 К и на кубический сантиметр приходилось около 1000 атомов (плотность была подобна той, какая характерна в наши дни для типичного межзвездного облака, но это намного превосходит лучший вакуум, который мы можем создать на Земле). Когда мы пройдем 99,99999999 % обратного пути и почти вернемся к началу, Вселенной исполнится всего три минуты (да, три наших минуты, 180 секунд).

Температура сейчас составляет 1 миллиард кельвинов (как в ядре массивной звезды), но плотность лишь примерно в десять раз превышает плотность воздуха. С этого момента и до того, как прошла одна секунда, возникают все наши ядерные «кирпичики». Протоны, которые появились еще раньше, сталкиваются достаточно сильно и иногда слипаются, образуя дейтерий (2H), Гелий (3He и 4He) и немного Лития (7Li и, возможно, даже следовое количество 6Li). Наблюдения показывают, что около 24,5 % вещества превращаются в 4He, 0,0035 % – в 2H, 0,001 % – в 3He и 5 из каждых 10 миллиардов частиц – в 7Li. Это, в свою очередь, позволяет нам представить, какими были условия, когда Вселенная достигла возраста в 1 секунду: плотность вещества составляла примерно одну десятую плотности воды, а температура – 10 миллиардов градусов; это точка, в которой фотоны теряют способность образовывать электрон-позитронные пары, так что соотношение фотонов и частиц материи фиксируется навсегда.

Нам незачем задерживаться, и мы продолжим путь. Через 10–4 секунды Вселенная достигает размера нашей Солнечной системы, и в ней «упакованы» все сегодняшние 1078 частиц; температура составляет 1 триллион кельвинов, а плотность равна плотности атомного ядра. Как мы уже отмечали, в тот момент, когда кварки находятся в такой тесноте, возникает сильное взаимодействие, и они сливаются в триплеты, образуя протоны и нейтроны. До этого фотоны настолько энергичны, что могут разбить эти тройки на части, но по мере того, как Вселенная «остывает» до 1 триллиона градусов, это становится невозможным – протоны и нейтроны оказываются в безопасности, а свободные кварки изгоняются из космоса.

Конечно, до этого тоже происходит немало интересных событий. Когда Вселенной исполняется 1 микросекунда (10–6 с), ее температура составляет 10 триллионов кельвинов, а ее плотность в 1000 раз превышает плотность атомного ядра. Сложных частиц еще нет – у нас лишь главные строительные блоки: кварки, электроны, их античастицы и фотоны (плюс обилие малополезных нейтрино). Хотя космологические модели позволяют нам зайти в исследовании прошлого еще дальше, пока что нас вполне устроит Вселенная размером с большую звезду – очень горячая, очень плотная и состоящая исключительно из аморфных частиц. Вероятно, именно здесь раскрывается таинственная асимметрия между веществом и антивеществом, благодаря которой мы и получили материал, из которого сделано все на свете.

Эта модель описывает условия, очень далекие от нашей повседневной жизни – но это вовсе не безудержные спекуляции. Они основаны на хорошо известной нам физике, тщательно проверенной в наших лабораториях и в ускорителях частиц. Слияние кварков в протоны и нейтроны, аннигиляция вещества и антивещества, образование ядер атомов, помимо Водорода, формирование нейтральных атомов – все это хорошо изученные явления. Температура и крошечные флуктуации космического микроволнового фонового излучения, относительное содержание каждого из легких ядер и масштабная структура современной Вселенной – все это жестко ограничивает условия, преобладавшие в первые моменты существования космоса. В частности, мы представляем себе историю кварков и лептонов за все 13,8 миллиарда лет, миновавших с микросекунды (t = 10–6 с) до настоящего времени. И теперь, когда мы знаем ее, нам выпала честь обратиться к самим