Пять возрастов Вселенной

Относительно рано в истории космоса, примерно через секунду после Большого взрыва, фоновая температура Вселенной упала до десяти миллиардов градусов Кельвина. С плотностью, в двести раз превышающей плотность воды, Вселенная оказалась достаточно прохладной, чтобы протоны и нейтроны начали сливаться, образуя атомные ядра легких элементов. Тогда было синтезировано огромное количество гелия с меньшими примесями дейтерия и лития. Ядерная деятельность продолжалась в течение достаточно короткого промежутка времени: около трех минут. В этот момент температура непрерывно расширяющейся Вселенной упала до одного миллиарда градусов Кельвина, а плотность стала превышать плотность воды всего в двадцать раз. Тогда ядерные реакции резко прекратились, и завершилась фаза нуклеосинтеза.

Несмотря на то, что в результате нуклеосинтеза образовалась большая часть существующего сегодня гелия, синтез элементов не завершился полностью в это трехминутное окно. Большая часть Вселенной, около семидесяти пяти процентов ее массы, осталась «необработанной», в виде отдельных протонов (водорода). Скорость протекания ядерных реакций определяется температурой и плотностью Вселенной. По мере расширения и охлаждения Вселенной скорости протекания ядерных реакций быстро уменьшаются, и, в конечном итоге, эти реакции прекращаются вовсе. Почти не существует ядерных реакций, которые происходили бы при низких температурах, — обратите внимание на явное отсутствие ядерного синтеза при комнатной температуре. Таким образом, первичный нуклеосинтез был чем-то вроде космических гонок. Стартовый пистолет выстрелил, когда Вселенной исполнилось около секунды и температура сначала снизилась настолько, что позволила существование ядер. Начался процесс нуклеосинтеза и образования химических элементов. Гонки завершились приблизительно через три минуты (немногим меньше, чем потребовалось олимпийскому чемпиону, чтобы пробежать полтора километра), когда расширяющаяся Вселенная остыла настолько, что более не могла поддерживать реакции ядерного синтеза.

Если бы нуклеосинтез в ранней Вселенной продолжался неопределенно долго, все протоны и нейтроны, в конце концов, превратились бы в железо. Но почему в железо, а не в более тяжелые ядра? Хотя энергия высвобождается при слиянии малых ядер для образования больших, ядра, тяжелее ядра железа, могут высвобождать энергию при расщеплениина более маленькие дочерние ядра. Таким образом расщепляется уран, который служит источником энергии для атомных электростанций и атомного оружия. Поскольку как в процессе синтеза ядер легких элементов, так и в ходе расщепления ядер тяжелых элементов высвобождается энергия, минимально возможной энергией должны обладать ядра, имеющие промежуточный размер. Таким, самым энергетически привилегированным ядром, является ядро железа.

Как показано на рисунке 5, теория нуклеосинтеза делает важное предсказание. Количества элементов, образованных ранней Вселенной, зависят от общего количества обычного барионного вещества. Для того чтобы предсказанные количества легких элементов согласовались с реально наблюдаемыми значениями, общее количество барионов (протонов и нейтронов, составляющих ядра) во Вселенной должно находиться в достаточно узком диапазоне. Чтобы предсказания теории нуклеосинтеза не противоречили наблюдаемой действительности, число барионов должно находиться между двумя и восемью процентами общей плотности, необходимой для того, чтобы Вселенная была замкнутой. Если бы общее число барионов во Вселенной превышало восемь процентов от значения плотности замкнутой Вселенной, гелия в ранней Вселенной образовалось бы больше, чем мы видим сегодня. Аналогично, если бы барионов было менее двух процентов, то количество гелия было бы слишком низким. Поразительно, что узкий диапазон значений числа барионов может восстановить правильные количества гелия, дейтерия и лития.