Ядерный синтез Большого взрыва
Самые легкие элементы сформировались в первые минуты горячей молодой Вселенной в соотношениях, подтверждающих предсказания теории Большого взрыва. Количества гелия, лития и дейтерия, видимые сегодня в первозданных областях неба, примерно соответствуют тому, что ожидалось согласно этой теории, это в то же время объясняет, почему эти элементы так часто встречаются в звездах. Но низкое содержание дейтерия означает, что Вселенная полна экзотических видов материи.
Главное наблюдение в поддержку теории Большого взрыва — обилие легких элементов во Вселенной. Ядерные реакции в горячем огненном шаре в начале Большого взрыва испекли первые атомные ядра в точных пропорциях. Элементы потяжелее сформировались позже из этих исходных ингредиентов при горении в ядрах звезд.
Водород — самый распространенный атом во Вселенной и главный побочный продукт Большого взрыва. Он же и самый простой: один электрон и один протон. Встречается он и в более тяжелой форме, которая называется дейтерием и состоит из обычного атома водорода с дополнительным нейтроном, что делает его вдвое тяжелее. Еще более редкая форма — тритий, с двумя нейтронами. Следующий элемент — гелий, состоящий из двух протонов, двух нейтронов и двух электронов; за ним следует литий с тремя протонами, обычно четырьмя нейтронами и тремя электронами. Все они были созданы в молодой Вселенной в процессе ядерного синтеза.
Готовка на газе
Сразу после Большого взрыва Вселенная была очень горяча — кипящий суп из элементарных частиц. По мере расширения и охлаждения проявлялись различные частицы — постепенно возникли знакомые протоны, нейтроны и электроны, из которых состоят предметы нашего мира. Когда Вселенной было три минуты, ее температура в миллиарды градусов годилась для формирования ядер самых легких элементов. Протоны и нейтроны сталкивались и соединялись, образуя дейтерий, а его ядра могли соединяться дальше, до гелия. Возможно, получилось и немного трития, а соединение трития с двумя ядрами дейтерия дало чуть-чуть лития.
Предположив, что для этой космической стряпни в горячей молодой Вселенной было доступно определенное количество протонов и нейтронов, на основе рецептов ядерных реакций можно предсказать соотношения легких элементов. Около четверти изначальной массы материи должно стать гелием, лишь 0,01% — дейтерием и еще меньше — литием. Остальное — водород. Сегодня примерно эти соотношения мы и видим, что подкрепляет модель Большого взрыва.
«Я обычно приговариваю так: когда все станет слишком тяжело, просто зовите меня гелием, самым легким газом, известным человеку» Джими Хендрикс, из последнего интервью Киту Алтэму, Лондон, 11 сентября 1970 г.
Ханс Бете (1906-2005)
Ханс Бете родился в Страсбурге, Эльзас- Лотарингия, изучал и преподавал теоретическую физику в университетах Франкфурта, Мюнхена и Тюбингена. Когда в 1933 году нацистский режим пришел к власти, он потерял работу в университете и эмигрировал сначала в Англию, а затем, в 1935-м, перебрался в Корнеллский университет в США. Во время Второй мировой войны возглавил теоретическое отделение лаборатории Лос-Аламоса, где выполнял вычисления, критически важные для создания первых атомных бомб. Плодовитый ученый, Бете работал над множеством физических задач. Он получил Нобелевскую премию за теорию звездного ядерного синтеза, а также разобрался и со многими другими вопросами ядерной физики и физики частиц. Позже он вместе с Альбертом Эйнштейном выступал против испытаний ядерного оружия; благодаря его влиянию на Белый дом в 1963-м подписали запрет на ядерные испытания в атмосфере, а в 1973-м заключили Договор об ограничении стратегических вооружений (SALT I/ ОСВ I). Фримен Дайсон назвал Бете «величайшим разрешателем проблем ХХ века».
Элементарные загадки
Теория ядерного синтеза, которую вывели физики Ральф Альфер, Ханс Бете и Джордж Гамов в 1940-х, не просто подтвердила Большой взрыв. Она устранила нестыковки, которые возникли при сравнении предсказаний с наблюдаемым изобилием легких элементов в звездах. Годами было известно, что гелий и в особенности дейтерий распространены шире, чем это могли объяснить тогдашние модели звезд. Тяжелые элементы постепенно накапливаются в звездах путем слияния ядер. Водород при таких температурах превращается в гелий, а цепи других реакций формируют углерод, азот, кислород и многие другие элементы. Но гелий получается очень медленно: чтобы накопилось заметное количество, требуется почти вся жизнь звезды. Дейтерий в обычных процессах синтеза, протекающих в звездах, не получается, а, напротив, разрушается в атмосфере звезд. Но если учесть количества, возникшие при Большом взрыве, цифры сходятся.
Чтобы измерить первичные соотношения легких элементов, астрономы разыскивают первозданные области Вселенной и медленно сгорающие старые звезды, которых загрязнение возникшими позднее атомами тяжелых элементов затронуло незначительно. Для этих целей годятся и древние газовые облака, которые мало изменились с первых дней Вселенной. Такие облака располагаются в отдаленных областях межгалактического пространства, в стороне от галактических источников загрязнения, и их можно обнаружить благодаря тому, что они поглощают свет от далеких объектов — например, от ярких квазаров. По спектрам газовых облаков можно судить об их химическом составе.
Измерения материи
Количество дейтерия, созданное в Большом взрыве, — особенно ценная величина. Поскольку дейтерий получался исключительно из необычных ядерных реакций, его обилие зависит от изначального количества протонов и нейтронов в молодой Вселенной. Раз дейтерий так редок, значит, плотность этих первых нуклонов была низкой настолько, что все во Вселенной появиться из них не могло. Должны существовать и другие, более причудливые формы материи.
Современные наблюдения галактик, их скоплений и космического микроволнового фона указывают, что существуют виды материи, состоящей не из протонов и нейтронов. Эта необычная материя — «темная» и не светится; на нее приходится большая часть массы Вселенной. Вероятно, она слагается из диковинных частиц — например, нейтрино — или даже из черных дыр. Изобилие легких элементов показывает, что обычная материя составляет лишь несколько процентов от общей массы Вселенной.
Статья Альфера—Бете—Гамова
Теория ядерного синтеза Большого взрыва была опубликована в статье 1948 года, у которой есть своя причуда. Основы были разработаны Ральфом Альфером и Джорджем Гамовым, но они пригласили Ханса Бете присоединиться к ним из-за сходства их фамилий с тремя первыми буквами греческого алфавита (альфа, бета, гамма). Эта статья до сих пор веселит физиков.