Как появилась Вселенная? Большие и маленькие вопросы о космосе

Откуда взялись вещества, из которых мы состоим?

В Части 1 мы рассматривали образование химических элементов в пламени Большого Взрыва. Этот процесс тормозила хрупкость дейтерия: она образовывала «бутылочное горлышко», из-за которого, когда в ходе нуклеосинтеза начинали формироваться элементы тяжелее лития, Вселенная оказывалась уже слишком холодной. Остывающий «суп» ранней Вселенной состоял из самых простых химических элементов, но сегодня их гораздо больше – от бария до урана. Элементы тяжелее водорода и гелия – основа нашего существования. Но откуда же они взялись?

После того, как первичный космический пожар потух, Вселенная погрузилась в жутковатую тьму. Звёзд в ней ещё не было. Горячий «суп» из фундаментальных частиц превратился в тёплый супчик из протонов – ядер водородных атомов, и ядер нескольких самых лёгких элементов. Были в нём, конечно, и свободные электроны, но температура оставалась слишком высокой, чтобы они могли объединяться с атомными ядрами. Они сделали это только спустя 400 000 лет – астрономы называют это событие рекомбинацией. Но такое название (с указывающей на повторение приставкой) только запутывает: до этого ядра и электроны не соединялись!

Во тьме продолжалась работа гравитации. Не забудем, что в ранней Вселенной вещество было не полностью однородным: из-за квантовых флюктуаций, происходивших ещё в эпоху инфляции, в нём оставались малые флюктуации плотности. Гравитация стягивала вещество к областям повышенной плотности и образовывала гигантские облака. Внутри них плотность продолжала расти по мере остывания газа, теряющего энергию посредством излучения. Облака делились на массивные фрагменты, которые сжимались под действием собственной тяжести, затем коллапсировали и образовывали первые скопления протозвёзд.

Вначале протозвёзды лишь слабо светились в первобытной темноте, разогреваемые сжатием в ходе продолжающегося гравитационного коллапса. Но гравитация сжимала протозвёзды всё сильнее. Центральные их области испытывали колоссальное давление внешних оболочек. Температура и плотность в ядрах поднимались до огромных значений, в процессе столкновений атомы всё больше сближались. Наконец плотность и давление возросли настолько, что электроны стали отрываться от атомов. В образовавшейся плазме ядра вновь прижимались друг к другу так тесно, что сильное взаимодействие опять стало связывать их воедино. В недрах звёзд снова начался нуклеосинтез, который сплавлял ядра лёгких элементов в ядра более тяжёлых. В ходе процесса образования элементов выделялась ядерная энергия; она излучалась ядром звезды и устремлялась наружу сквозь её внешние слои. Сила давления излучения противодействовала гравитационному сжатию и поддерживала равновесие звезды на протяжении всего времени её существования. Примерно через 500 000 лет после Большого взрыва ядерная энергия стала вырываться наружу с поверхности первых звёзд, освещая Вселенную.[39]

Несмотря на множество общих черт, между условиями, существующими в недрах звёзд в нашу эпоху, и теми, которые были свойственны ранней Вселенной, есть очень важное различие, значимое для формирования элементов. Ранняя Вселенная представляла собой смесь почти равного количества двух ядерных частиц, протонов и нейтронов. Первой стадией образования более тяжёлого ядра было связывание воедино единичного протона и единичного нейтрона, в результате чего получался дейтерий. Когда его набиралось заметное количество, пары дейтериевых атомов могли сплавляться в гелий. Но в звёздах недостаточно свободных нейтронов, необходимых для образования дейтерия (не забудем, что все нейтроны, которые не успели оказаться запертыми в первых немногочисленных элементах, порождённых Большим Взрывом, очень быстро распались, превратившись в протоны). Поэтому ядра первых звёзд состояли в основном из свободных протонов с добавлением малых количеств других элементов. Физика процессов внутри звезды – та же, что и в ходе Большого Взрыва: хотя протоны могут сблизиться настолько, что начнут связываться сильным взаимодействием, мы уже видели, что их комбинация, дипротон, неустойчива и мгновенно распадается.

Но если пути создания дейтерия нет – похоже, остановиться придётся уже на самых первых шагах к отысканию источника звёздной энергии. Как звёздам удаётся преодолеть второе «дейтериевое бутылочное горлышко»?

А ведь это «горлышко» – не единственное в процессе формирования элементов в недрах звёзд. С наивной точки зрения всё, что надо обеспечить – это возможность столкновения лёгких ядер с образованием более тяжёлых. Но, конечно, на деле всё гораздо сложнее. Некоторые объединения протонов и нейтронов, в особенности такие, в которых нейтронов слишком мало или, наоборот, слишком много, неустойчивы и мгновенно распадаются. Кроме того, если столкновения имеют слишком высокую энергию, новое, более тяжёлое ядро может образоваться, но внутренние движения протонов и нейтронов внутри него могут оказаться настолько интенсивными, что опять разорвут его на более лёгкие элементы.[40]

С учётом всего этого может показаться, что образование элементов в звёздах – дело необыкновенно запутанное. Требуются на первый взгляд невозможные условия только для того, чтобы этот процесс начать, а затем ещё некоторые, очень жёсткие в смысле энергии, – чтобы он продолжался.

Так что, хоть Большой Взрыв и обеспечил Вселенную простейшими химическими элементами, всё ещё остаётся до конца непонятным, откуда взялись все остальные элементы – те, из которых состоим и мы.