Первые три минуты

Для ядер трития и гелия-3, как и для обычного гелия, температура во Вселенной теперь довольно умеренная. Однако пройти через «игольное ушко дейтерия» пока не удается. Ядра дейтерия живут все еще слишком мало, чтобы более тяжелые ядра успели образовываться в заметных количествах. Что касается нейтронов и протонов, то они уже почти не сталкиваются с электронами, нейтрино и их античастицами, но тут в игру вступает распад свободного нейтрона: каждые 100 секунд десятая доля оставшихся нейтронов распадается на протоны. В балансе нуклонов первые теперь занимают 14 %, а вторые – 86 %.

ЧУТЬ ПОЗЖЕ. Вскоре после пятого стоп-кадра происходит историческое событие: температура падает до отметки, когда ядра дейтерия уже живут достаточно долго. Едва Вселенная проходит через «игольное ушко дейтерия», как тут же запускается показанная в четвертом кадре цепочка парных столкновений и начинают бурно вырабатываться тяжелые ядра. Но на пути к ним – более тяжелым, чем гелий, – стоят свои «игольные ушки»: в природе нет стабильных ядер с пятью и восемью нуклонами. Следовательно, как только достигается комфортная для дейтерия температура, почти все оставшиеся нейтроны спекаются в ядра гелия. Точное значение температуры, при котором это происходит, зависит (хоть и слабо) от соотношения нуклонов и фотонов: чем выше концентрация частиц, тем легче им сбиться в ядра. (Именно поэтому после пятого стоп-кадра я ограничился размытым «чуть позже».) Если на один нуклон приходится миллиард фотонов, то нуклеосинтез начнется при температуре в 900 миллионов градусов (0,9 × 10⁹ К). К этому моменту с начала наблюдений прошло три минуты и сорок шесть секунд. (Прошу прощения у читателя за неточное название – «Первые три минуты». Все-таки оно благозвучней, чем «Первые три целых и три четверти минуты».)

Перед началом нуклеосинтеза из-за распада нейтрона в нуклонной смеси оказывается 13 % нейтронов и 87 % протонов. А в конце этого процесса массовая доля гелия равна доле образовавших его нуклонов. Половина из них – нейтроны, причем свободных уже не осталось. Значит, массовая доля гелия ровно в два раза больше доли нейтронов среди нуклонов – т. е. приблизительно равна 26 %. Если же плотность нуклонов несколько выше, то нуклеосинтез начинается немного раньше, исходного нейтронного сырья имеется больше (меньше нейтронов успело распасться), поэтому гелия образуется тоже больше. Но, по-видимому, в любом случае не более 28 % (рис. 9).

Итак, мы уже даже вышли за пределы запланированной продолжительности показа. Но чтобы получше разглядеть результаты, давайте еще раз посмотрим на Вселенную после очередного падения температуры.

СТОП-КАДР № 6. Температура во Вселенной – 300 миллионов градусов (3×10⁸ К). С начала просмотра уже прошло 34 минуты и 40 секунд. Электроны полностью аннигилировали с позитронами – за исключением маленькой горстки (один на миллиард), компенсирующей положительный заряд протонов. Благодаря выделившейся в этом процессе энергии фотоны теперь на 40,1 % горячее нейтрино. Такое соотношение температур сохранится и в будущем (см. математическую заметку 6 на с. 249). Плотность энергии во Вселенной соответствует 9,9 % массовой плотности воды. Из них 31 % приходится на нейтрино и антинейтрино, а 69 % – на фотоны. С такой плотностью энергии характерное время расширения Вселенной равняется часу с четвертью. Ядерные реакции прекратились: все нуклоны находятся либо в ядрах гелия, либо в свободном виде (водородные ядра – протоны). Причем гелия по массе – от 22 до 28 %. На каждый протон, будь он в связанном или в свободном виде, приходится по электрону, но во Вселенной по-прежнему слишком жарко, чтобы могли существовать атомы.