Там, за звёздами, наши Старшие Братья!

Друзья!

Из Сети.
"...Более крупные катаклизмы, в масштабах вселенной, происходят реже, при смене кальп, каждые 4 миллиарда 320 миллионов лет. В это время происходит частичное разрушение вселенной, нетронутыми остаются только несколько планетарных систем. Полное разрушение материальной вселенной происходит в конце маха-кальпы.
Индуистские мифы широко используют обозначения «день» и «ночь» , даже «год» Брахмы для выражения понятия космической эры. Считается, что «день Брахмы» — это пробуждение духа, нарушение находившихся в покое и равновесии трех гун и тем самым возникновение жизни. День этот, исчисляемый многими миллионами человеческих лет, сменяется «ночью Брахмы» , когда равновесие восстанавливается, а жизнь исчезает. Дни и ночи чередуются без конца". https://otvet.mail.ru/
...Други!
Настолько грандиозна Вселенная, что в  Учении Живой Этики- "Агни-Йоге"- она обозначена как несказуемая БЕСПРЕДЕЛЬНОСТЬ.
Нет предела и пространству, и времени в их физическом измерении.
Да, но все они уничтожимы, а затем вновь создаваемы неведомым нам АБСОЛЮТОМ...
Мы, люди, -  бессмертные огненные искры этого вселенского пламени.
Как БОГ-Огонь, так и наш Дух- ОГОНЬ!
Этот Огонь вечен- не рожденный, не сотворенный!Загадка из загадок, нам недоступная!
И всё же люди тщатся узнать  о Начале Начал всего Сущего!Для этого они  и наделены Божественным Разумом!
Осознаем же:Космическая эволюция неизменно ведёт нас по своим  трудным ступеням к людям-Богам, к Иерархии Света.
Вл.Назаров
********
1.Первые три минуты [Современный взгляд на происхождение Вселенной]
 
Происхождение Вселенной объясняется в «Младшей Эдде», собрании норвежских мифов, обработанных около 1220 года исландским магнатом Снорри Стурлусоном. Сначала, говорится в «Эдде», не было вообще ничего: «Земли еще не было, и небосвода, бездна зияла, трава не росла». К северу и югу от ничего лежали области холода и огня — Нифльхейм и Мусспельхейм. Тепло из Мусспельхейма растопило часть льда из Нифльхейма, и из капель жидкости вырос великан Имир. Что же Имир ел? Оказалось, что там была и корова, Аудумла. А что же она ела? Ну, там нашлось еще немного соли. И так далее.
Мне не хотелось бы оскорбить чьи-либо религиозные чувства, даже религиозные чувства викингов, но думаю, что, по совести говоря, это не очень удовлетворительная картина происхождения Вселенной. Даже оставляя в стороне все возражения, связанные с тем, что свидетельские показания основаны на слухах, надо признать, что эта история рождает столько же вопросов, на сколько она дает ответ, и каждый ответ требует новых усложнений начальных условий.
Но мы не можем просто посмеяться, читая «Эдду», и отречься от всех космогонических гипотез — стремление проследить историю Вселенной назад к самому началу непреодолимо. С момента зарождения современной науки в шестнадцатом и семнадцатом веках физики и астрономы вновь и вновь возвращались к проблеме возникновения Вселенной.
Однако подобные исследования всегда пользовались дурной репутацией. Я вспоминаю, что когда я был студентом, а затем в 50-е годы начал свои собственные исследования (по другим проблемам), то повсюду считалось, что изучение ранней Вселенной — это не та задача, которой должен посвящать свое время уважающий себя ученый. И такое суждение имело свои основания. В течение почти всей истории современной физики и астрономии попросту не существовало адекватного наблюдательного и теоретического базиса, который позволил бы реконструировать историю ранней Вселенной.
Но за последнее десятилетие все это изменилось. Теория ранней Вселенной стала столь общепринятой, что астрономы часто называют ее «стандартной моделью». Это примерно то же самое, что иногда именуется теорией «большого взрыва», но дополненное значительно более точными указаниями относительно того, из чего состояла Вселенная. Теория ранней Вселенной и рассматривается в данной книге.
Чтобы помочь увидеть цель нашего путешествия, может быть, полезно начать с краткого резюме истории ранней Вселенной, как она в настоящий момент представляется в рамках стандартной модели. Это лишь беглый обзор — в последующих главах будут объяснены детали этой истории и наши основания доверять каждой из них.
Вначале был взрыв. Не такой взрыв, который знаком нам на Земле и который начинается из определенного центра и затем распространяется, захватывая все больше и больше пространства, а взрыв, который произошел одновременно везде, заполнив с самого начала все пространство, причем каждая частица материи устремилась прочь от любой другой частицы. В этом контексте «все пространство» может означать либо все пространство бесконечной Вселенной, либо все пространство конечной Вселенной, которое замкнуто на себя, как поверхность сферы. Каждую из этих возможностей нелегко постичь, но это нам не помешает: оказывается, что на историю ранней Вселенной не влияет, является ли пространство конечным или бесконечным.
Примерно через одну сотую долю секунды, самое раннее время, относительно которого мы можем говорить с какой-то определенностью, температура Вселенной была равна примерно ста тысячам миллионов (1011) градусов Цельсия. Это значительно горячее, чем в центре самой горячей звезды, так горячо на самом деле, что ни одни из компонентов обычного вещества — молекулы, атомы или даже ядра атомов — не могли существовать. Вместо этого вещество, разлетавшееся в разные стороны в таком взрыве, состояло из различных типов так называемых элементарных частиц, являющихся предметом изучения современной физики высоких энергий.
Мы неоднократно будем встречаться на страницах книги с этими частицами, но в данный момент будет достаточно назвать только те из них, которые присутствовали в ранней Вселенной в наибольшем количестве, отложив более детальные разъяснения до глав III и IV. Один тип частиц, присутствовавших в больших количествах, — это электроны, отрицательно заряженные частицы, которые переносятся электрическим током по проводам и образуют внешние части всех атомов и молекул нашей теперешней Вселенной. Другой тип частиц, имевшихся в изобилии на ранней стадии, — это позитроны, положительно заряженные частицы с массой, в точности равной массе электрона. В теперешней Вселенной позитроны обнаруживаются только в лабораториях физики высоких энергий, в некоторых типах радиоактивного распада, а также в бурных астрономических явлениях вроде космического излучения или сверхновых, но в ранней Вселенной число позитронов почти точно равнялось числу электронов. Вдобавок к электронам и позитронам было примерно одинаковое количество нейтрино различных типов — призрачных частиц, не имеющих вообще ни массы, ни электрического заряда. Наконец, Вселенная была заполнена светом. Его не следует рассматривать отдельно от частиц — квантовая теория говорит нам, что свет состоит из частиц нулевой массы[2] и нулевого электрического заряда, известных под названием фотонов. (Каждый раз, когда атом в нити накала электрической лампочки переходит из состояния большей энергии в состояние меньшей энергии, испускается один фотон. При этом из электрической лампочки вылетает так много фотонов, что они кажутся слившимися вместе в непрерывный поток света, однако фотоэлемент может сосчитать отдельные фотоны, один за другим). Каждый фотон несет определенную порцию энергии и импульса, зависящую от длины волны света. Чтобы описать тот свет, который заполнял раннюю Вселенную, мы можем сказать, что число и средняя энергия фотонов были примерно такими же, как у электронов, позитронов или нейтрино.
Эти частицы — электроны, позитроны, нейтрино, фотоны — непрерывно рождались из чистой энергии и затем весьма быстро вновь аннигилировали. Поэтому число этих частиц не было предопределено заранее, а определялось балансом между процессами рождения и аннигиляции. Из этого баланса можно вывести, что плотность такого космического супа при температуре сотни тысяч миллионов градусов была примерно в четыре тысячи миллионов (4 ? 109) раз больше, чем у воды. Кроме того, имелась небольшая примесь более тяжелых частиц — протонов и нейтронов, которые в сегодняшнем мире являются составными частями атомных ядер. (Протоны положительно заряжены; нейтроны чуть тяжелее и электрически нейтральны.) Пропорции составляли примерно один протон и один нейтрон на каждую тысячу миллионов электронов, или позитронов, или нейтрино, или фотонов. Это число — тысяча миллионов фотонов на одну ядерную частицу — является критической величиной, которая должна браться из наблюдений в целях построения стандартной модели Вселенной[3]. Открытие космического фона излучения, обсуждаемое в главе III, в действительности представляло собой измерение этого числа.
В процессе развития взрыва температура падала, достигнув через одну десятую секунды тридцати тысяч миллионов (3 ? 1010) градусов Цельсия, через одну секунду — десяти тысяч миллионов градусов и через четырнадцать секунд — трех тысяч миллионов градусов. Это уже было достаточно прохладно для того, чтобы электроны и позитроны начали аннигилировать быстрее, чем они могли рождаться вновь фотонами или нейтрино. Энергия, выделявшаяся при такой аннигиляции вещества, постепенно замедляла скорость охлаждения Вселенной, но температура продолжала падать, достигнув наконец одной тысячи миллионов градусов в конце первых трех минут. Тут уже стало достаточно прохладно для того, чтобы протоны и нейтроны начали образовывать сложные ядра, начиная с ядра тяжелого водорода (дейтерия), состоящего из одного протона и одного нейтрона. Плотность была все еще достаточно велика (чуть меньше плотности воды), так что эти легкие ядра были способны быстро объединяться в более стабильные легкие ядра, такие, как ядра гелия, состоящие из двух протонов и двух нейтронов.
В конце первых трех минут Вселенная содержала главным образом свет, нейтрино и антинейтрино. Кроме того, имелось небольшое количество ядерного материала, состоявшего к этому моменту примерно на 73 процента из ядер водорода и на 27 из ядер гелия, и столь же малое количество электронов, оставшихся от эры электрон-позитронной аннигиляции. Эта материя продолжала расширяться, становясь постепенно холоднее и разреженнее. Значительно позже, через несколько сот тысяч лет, стало уже достаточно холодно для того, чтобы электроны смогли объединиться с ядрами, образовав атомы водорода и гелия. Образовавшийся газ начал под действием гравитации образовывать сгустки, которые в конце концов сконденсировались, образовав галактики и звезды нынешней Вселенной. Однако звезды[4] начали свою жизнь как раз с теми составными элементами, которые были изготовлены в первые три минуты.
Обрисованная выше стандартная модель — совсем не самая удовлетворительная из всех мыслимых теорий происхождения Вселенной. Как и в «Младшей Эдде», в ней имеется смущающая неопределенность относительно самого начала, первой сотой доли секунды или около того. Помимо этого, необходимо, к сожалению, фиксировать начальные условия, в особенности начальное отношение -тысяча миллионов к одному для фотонов и ядерных частиц. Мы предпочли бы теорию, логическая неизбежность которой была бы более очевидной.
Существует альтернативная теория, которая кажется значительно более привлекательной с философской точки зрения, так называемая теория стационарного состояния. В этой теории, предложенной в конце 40-х годов Германом Бонди, Томасом Голдом и (в несколько иной формулировке) Фредом Хойлом, считается, что Вселенная всегда была почти такой же, как сейчас. В процессе ее расширения непрерывно рождается новая материя, заполняя промежутки между галактиками. В принципе, на все вопросы о том, почему Вселенная такая, какая она есть, можно ответить в этой теории, показав, что она такая, какая она есть, потому, что это единственный способ, при котором она может оставаться неизменной. Проблемы ранней Вселенной нет, ранней Вселенной просто не было.
Как же мы тогда пришли к стандартной модели? И как же она вытеснила другие теории вроде модели стационарного состояния? Это было данью чрезвычайной объективности современной астрофизики, благодаря которой единодушие стало возможным не из-за сдвигов в философских симпатиях и не под влиянием ученых-мандаринов от астрофизики, а под давлением эмпирических данных.
В следующих двух главах будут описаны две великие путеводные нити, предоставляемые нам астрономическими наблюдениями и приводящие к стандартной модели, — открытие разбегания далеких галактик и обнаружение слабого фона радиоизлучения, заполняющего Вселенную. Это богатейший сюжет для историка науки, полный ошибочных начинаний, упущенных возможностей, теоретических предубеждений и действий отдельных личностей.
Вслед за этим обзором наблюдательной космологии я попытаюсь соединить разрозненные данные, чтобы дать единую картину физических условий в ранней Вселенной. Это заставит нас вернуться к более детальному рассмотрению первых трех минут. Представляется подходящим кинематографический метод: кадр за кадром мы будем следить за тем, как Вселенная расширяется, охлаждается и приготовляется[5]. Мы также попробуем заглянуть немного в эру, все еще окутанную тайной, — а именно, в то, что происходило до первой сотой доли секунды.
Можем ли мы действительно быть уверенными в стандартной модели? Не разрушат ли ее новые открытия и не заменят ли сегодняшнюю стандартную модель какой-то другой космогонией, может быть, даже возродив стационарную модель? Возможно. Я не в силах избавиться от ощущения нереальности, когда пишу о первых трех минутах так, как будто мы действительно знаем, о чем говорим.
Однако даже если стандартную когда-нибудь вытеснит другая модель, она все равно будет играть чрезвычайно важную роль в истории космологии. Сейчас стало общепринятым (хотя лишь в последнее десятилетие или около того) проверять теоретические идеи в физике или астрофизике, обсуждая их следствия в рамках стандартной модели. Также обычным стало использование стандартной модели в качестве теоретической основы для определения программ астрономических наблюдений. Таким образом, стандартная модель обеспечивает необходимый общий язык, который позволяет теоретикам и наблюдателям понимать, что каждый из них делает. Если когда-нибудь стандартную модель заменит лучшая теория, то, вероятнее всего, это произойдет в результате наблюдений или вычислений, обоснование необходимости которых будет получено из стандартной модели.
В последней главе я немного поговорю о будущем Вселенной. Возможно, она будет продолжать расширяться всегда, становясь все более холодной, разреженной и мертвой. Но возможно, что она будет вновь сжиматься, вновь разбивая галактики, звезды, атомы и атомные ядра на их составные части. Все те проблемы, с которыми мы сталкиваемся в понимании первых трех минут, возникнут тогда снова при предсказании течения событий в три последние минуты.
Вайнберг Стивен
https://www.wikireading.ru/about-us
***************
2.ПЕРВАЯ СОТАЯ ДОЛЯ СЕКУНДЫ
Мы взялись за расчет первых трех минут в главе не с самого начала. Вместо этого мы начали с «первого кадра», когда космическая температура уже уменьшилась до 100 миллиардов градусов Кельвина и единственными частицами, имевшимися в большом количестве, были фотоны, электроны, нейтрино и соответствующие им античастицы. Если бы эти частицы были единственными типами частиц в природе, мы, вероятно, могли бы экстраполировать расширение Вселенной назад по времени и вычислить, что должно было существовать действительное начало, состояние бесконечных температуры и плотности, которое возникло на 0,0108 секунды раньше нашего первого кадра.
Однако современной физике известно много других типов частиц: мюоны, пи-мезоны, протоны, нейтроны и др. Когда мы смотрим назад на все более ранние моменты времени, мы сталкиваемся со столь высокими температурой и плотностью, что все эти частицы должны были присутствовать в большом количестве, находясь в состоянии теплового равновесия и непрерывного взаимодействия друг с другом. По причинам, которые я надеюсь разъяснить, мы до сих пор просто недостаточно знаем физику элементарных частиц, чтобы иметь возможность рассчитать с какой-то уверенностью свойства подобной смеси. Незнание микроскопической физики стоит как пелена, застилающая взор при взгляде на самое начало.
Конечно, заманчиво попытаться рассеять эту пелену. Искушение особенно велико для теоретиков вроде меня, чья работа значительно больше связана с физикой элементарных частиц, чем с астрофизикой. Множество интересных идей современной физики частиц имеют столь тонкие следствия, что их чрезвычайно трудно проверить сегодня в лабораториях, но эти следствия весьма драматичны, если подобные идеи применять к ранней Вселенной.
Первая проблема, с которой мы сталкиваемся, обращаясь к температурам выше 100 миллиардов градусов, связана с «сильными взаимодействиями» элементарных частиц. Сильные взаимодействия — это те силы, которые удерживают вместе нейтроны и протоны в атомном ядре. Эти силы не знакомы нам в повседневной жизни так, как знакомы электромагнитные или гравитационные силы, потому что радиус действия этих сил невероятно мал, около одной десятимиллионной от миллионной доли сантиметра (10-13 см). Даже в молекулах, ядра которых обычно находятся на расстоянии нескольких сот миллионных долей сантиметра (10-8 см) друг от друга, сильные взаимодействия между различными ядрами по существу не дают никакого эффекта. Однако, как указывает их название, эти взаимодействия очень сильны. Когда два протона прижимаются друг к другу достаточно близко, сильное взаимодействие между ними становится примерно в 100 раз больше, чем электрическое отталкивание; именно поэтому сильные взаимодействия способны удержать от развала атомные ядра, преодолевая электрическое отталкивание почти 100 протонов. Причиной взрыва водородной бомбы является перераспределение нейтронов и протонов, в результате которого они более тесно связываются друг с другом сильными взаимодействиями; энергия бомбы есть как раз та избыточная энергия, которая высвобождается при этом перераспределении.
Именно интенсивность сильных взаимодействий делает их значительно более трудными для математического анализа, чем электромагнитные взаимодействия. Когда мы, например, рассчитываем вероятность рассеяния двух электронов за счет электрического отталкивания между ними, мы должны сложить бесконечное число вкладов, отвечающих определенной последовательности испускания и поглощения фотонов и электрон-позитронных пар. Эти вклады символически изображаются «фейнмановскими диаграммами», вроде тех, которые показаны на рис. 10. (Метод расчета с использованием этих диаграмм был разработан в конце 40-х годов Ричардом Фейнманом, работавшим тогда в Корнелле. Строго говоря, вероятность процесса рассеяния дается квадратом суммы вкладов от каждой диаграммы.) Добавление к любой диаграмме одной лишней внутренней линии понижает вклад этой диаграммы на множитель, грубо говоря, равный фундаментальной постоянной, которая известна как «постоянная тонкой структуры». Эта константа довольна мала, приблизительно равна 1/137,036. Поэтому сложные диаграммы дают малые вклады, и мы можем рассчитать вероятность процесса рассеяния с достаточным приближением, складывая вклады лишь от нескольких простых диаграмм. (Именно поэтому мы уверены в том, что можем предсказать атомные спектры с почти неограниченной точностью.) Однако для сильных взаимодействий та константа, которая играет роль постоянной тонкой структуры, примерно равна единице, а не 1/137, и поэтому сложные диаграммы дают столь же большой вклад, как и простые. Эта проблема, заключающаяся в сложности расчета вероятностей процессов, включающих сильные взаимодействия, была единственной величайшей помехой прогрессу физики элементарных частиц в последнюю четверть века.
Не все процессы включают сильные взаимодействия. Эти взаимодействия затрагивают только класс частиц, известный как «адроны»; сюда входят ядерные частицы и пи-мезоны, а также другие нестабильные частицы, известные как К-мезоны, эта-мезоны, лямбда-гипероны, сигма-гипероны и др. Вообще говоря, адроны тяжелее лептонов (название «лептон» произошло от греческого слова «легкий»), но действительно важное различие между ними в том, что адроны чувствуют влияние сильных взаимодействий, в то время как лептоны — нейтрино, электроны и мюоны — нет. Тот факт, что электроны не ощущают ядерных сил, невероятно важен — вместе с малой массой электрона это обстоятельство приводит к тому, что облако электронов в атоме или молекуле примерно в 100 000 раз больше, чем атомное ядро, а также к тому, что химические силы, удерживающие вместе атомы в молекулах, в миллионы раз слабее, чем силы, удерживающие протоны и нейтроны в ядрах. Если бы электроны в атомах и молекулах ощущали действие ядерных сил, то не существовало бы химии, кристаллографии или биологии — была бы одна ядерная физика.
Температура 100 миллиардов градусов Кельвина, с которой мы начали в главе V, была предусмотрительно выбрана ниже пороговой температуры для всех адронов. (Согласно табл. 1 легчайший адрон пи-мезон имеет пороговую температуру, равную примерно 1600 миллиардов градусов Кельвина). Таким образом, в течение всей истории, рассказанной в главе V, единственными частицами, присутствовавшими в больших количествах, были лептоны и фотоны и взаимодействиями между ними можно было спокойно пренебречь.
Как же быть с более высокими температурами, когда в больших количествах имелись адроны и антиадроны? Есть два совершенно различных ответа, отражающих существование двух весьма различающихся научных школ в отношении природы адронов.
Согласно одной школе, на самом деле не существует такой вещи, как «элементарный» адрон. Каждый адрон столь же фундаментален, как и любой другой, — имеются в виду не только стабильные или почти стабильные адроны вроде протона или нейтрона и не только умеренно нестабильные частицы вроде пи-мезонов, К-мезона, эта-мезона и гиперонов, живущие достаточно долго для того, чтобы оставить измеримые треки в фотопленках или в пузырьковых камерах, но даже полностью нестабильные «частицы» вроде ро-мезонов, живущие лишь столько времени, что со скоростью почти равной скорости света они едва успевают пересечь атомное ядро. Такую доктрину развивали в конце 50-х и начале 60-х годов, особенно Джеффри Чу из Беркли, и иногда ее называют «ядерной демократией».
При таком вольном определении адрона имеются буквально сотни адронов, чья пороговая температура меньше 100 тысяч миллиардов градусов Кельвина, и вполне возможно, что еще сотни будут открыты. В некоторых теориях число разновидностей частиц бесконечно, и оно будет расти все быстрее и быстрее, если мы будем исследовать все большие и большие массы. Может показаться безнадежной попытка осмыслить такой мир, но крайняя сложность спектра частиц может привести, в определенном смысле, к простоте. Например, ро-мезон — это адрон, который можно представлять себе как нестабильную частицу, состоящую из двух пи-мезонов; когда мы явно включаем ро-мезоны в наши вычисления, мы уже до некоторой степени принимаем во внимание сильное взаимодействие между пи-мезонами; возможно, что включив все адроны явно в наши термодинамические вычисления, мы сможем игнорировать все остальные эффекты сильных взаимодействий.
Далее, если действительно имеется неограниченное число разновидностей адронов, то, когда мы заключаем в данный объем все больше и больше энергии, она идет не на увеличение случайных скоростей частиц, а на увеличение числа типов частиц, находящихся в объеме. Тогда температура не растет так быстро с ростом плотности энергии, как она росла бы, если бы число разновидностей адронов было фиксировано. В действительности, в подобных теориях может существовать максимальная температура, т. е. то значение температуры, при котором плотность энергии становится бесконечной. Это такой же непреодолимый верхний предел температуры, как абсолютный нуль в качестве нижнего предела. Идея о максимальной температуре в физике адронов принадлежит Р. Хагедорну из лаборатории ЦЕРНа[48] в Женеве, а затем она развивалась другими теоретиками, включая Керзона Хуанга из МТИ и меня самого. Имеется даже довольно точная оценка того, какой может быть максимальная температура, — она оказывается неожиданно низкой, около двух тысяч миллиардов градусов Кельвина (2 ? 1012 К). Когда мы подходим все ближе и ближе к началу, температура все больше и больше приближается к этому максимуму и разнообразие адронов становится все богаче и богаче. Однако даже при таких экзотических условиях все же есть начало, момент бесконечной плотности энергии, примерно на сотую долю секунды раньше первого кадра главы V.
Имеется другая научная школа, значительно более традиционная, более близкая к обычной интуиции, чем «ядерная демократия», и, на мой взгляд, более близкая к истине. Согласно этой школе не все частицы одинаковы; некоторые действительно элементарны, а все остальные состоят из простых комбинаций элементарных частиц. Считается, что в разряд элементарных частиц входят фотон и все известные лептоны, но не входит ни один из известных адронов. Вместо этого предполагается, что адроны состоят из более фундаментальных частиц, известных как «кварки».
Первоначальный вариант теории кварков принадлежит Мюррею Гелл-Манну и (независимо) Джорджу Цвейгу (оба из Калтеха[49]). Поэтическое воображение физиков-теоретиков действительно разыгралось вовсю в названии различных сортов кварков. Имеются кварки разных типов, или «ароматов», которые носят имена вроде «верхний», «нижний», «странный» и «очарованный»[50]. Более того, каждый «аромат» кварка бывает трех различных «цветов», которые теоретики США обычно называют красным, белым и голубым. Небольшая группа физиков-теоретиков в Пекине давно питает пристрастие к некоему варианту кварковой теории, но они называют эти частицы «стратонами», а не кварками, так как эти частицы соответствуют более глубокому пласту физической реальности, чем обычные адроны.
Если идея кварков правильна, тогда физика очень ранней Вселенной может оказаться проще, чем думали. Можно сделать ряд выводов о силах, действующих между кварками, из их пространственного распределения внутри ядерной частицы, а это распределение можно, в свою очередь, определить (если кварковая модель верна) из наблюдений столкновений электронов с ядерными частицами при высоких энергиях. Таким способом несколько лет назад в совместной работе МТИ и Станфордского ускорительного центра было найдено, что сила между кварками оказывается исчезающе малой, когда кварки находятся очень близко друг к другу. Это наводит на мысль, что при некоторой температуре, около нескольких тысяч миллиардов градусов Кельвина, адроны просто разобьются на составляющие их кварки, так же как атомы разбиваются на электроны и ядра при нескольких тысячах градусов, а ядра разбиваются на протоны и нейтроны при нескольких тысячах миллионов градусов. Согласно такой картине в очень ранние времена Вселенную можно рассматривать как состоящую из фотонов, лептонов, антилептонов, кварков и антикварков, причем все они движутся как свободные частицы, и поэтому каждая разновидность частиц представляет собой просто еще один тип излучения черного тела. Тогда легко вычислить, что должно было быть начало, состояние бесконечной плотности и бесконечной температуры, примерно на сотую долю секунды раньше первого кадра.
Эти более или менее интуитивные идеи были недавно поставлены на значительно более солидную математическую основу. В 1973 году три молодых теоретика Хью Дэвид Политцер из Гарварда, Дэвид Гросс и Франк Вилчек из Принстона показали, что в специальном классе квантовых теорий поля силы между кварками действительно становятся слабее, если кварки прижимаются ближе друг к другу. (Такой класс теорий называется «неабелевы калибровочные теории» по причинам, слишком техническим для того, чтобы их здесь объяснять.) Эти теории обладают примечательным свойством «асимптотической свободы»; асимптотически на малых расстояниях или при высоких энергиях кварки ведут себя как свободные частицы. Дж. К. Коллинз и М.Дж. Перри из университета в Кембридже показали даже, что в любой асимптотически свободной теории свойства среды при достаточно высоких температуре и плотности такие же, как если бы среда состояла только из свободных частиц. Таким образом, асимптотическая свобода подобных неабелевых калибровочных теорий дает солидное математическое подтверждение очень простой картине первой сотой доли секунды — тому, что Вселенная была сделана из свободных элементарных частиц.
Кварковая модель с большим успехом используется во множестве приложений. Протоны и нейтроны действительно ведут себя так, как если бы они состояли из трех кварков, ро-мезоны ведут себя так, как если бы они состояли из кварка и антикварка, и так далее. Но, несмотря на этот успех, кварковая модель преподносит нам большую загадку: проверено, что до сих пор невозможно разбить любой адрон на составляющие его кварки, даже с помощью самых высоких энергий, доступных на существующих ускорителях.
Эта же невозможность изолировать свободные кварки возникает и в космологии. Если адроны действительно разбились на свободные кварки в условиях, господствовавших в ранней Вселенной, тогда можно ожидать, что некоторое количество свободных кварков осталось до настоящего времени. Советский астрофизик Я.Б. Зельдович[51] оценил, что оставшиеся свободными кварки должны встречаться в теперешней Вселенной примерно так же часто, как атомы золота. Нет нужды говорить, что золото не слишком распространено, но унцию золота добыть значительно легче, чем унцию кварков.
Загадка несуществования изолированных свободных кварков есть одна из самых важных проблем, с которыми в настоящее время сталкивается теоретическая физика. Гросс, Вилчек и я предположили, что возможное объяснение этому дает «асимптотическая свобода». Если сила взаимодействия между двумя кварками уменьшается, когда они близко прижимаются друг к другу, то эта сила увеличивается, когда кварки отрываются друг от друга. Поэтому энергия, необходимая на то, чтобы оторвать один кварк от других в обычном адроне, увеличивается с ростом расстояния, и в конце концов оказывается достаточно большой, чтобы породить из вакуума новую кварк-антикварковую пару. В результате все кончается не несколькими свободными кварками, а несколькими обычными адронами. Это в точности напоминает попытку изолировать один конец струны: если мы очень сильно ее растянем, то струна разорвется, но конечным результатом будут два куска струны, каждый с двумя концами! Кварки в ранней Вселенной были достаточно близки друг к другу, так что они не чувствовали этих сил и могли вести себя как свободные частицы. Однако каждый свободный кварк, существовавший в очень ранней Вселенной, должен был в процессе расширения и охлаждения Вселенной либо аннигилировать с антикварком, либо найти свою могилу внутри протона или нейтрона.
Но достаточно о сильных взаимодействиях. У нас в запасе есть еще проблемы, когда мы поворачиваем стрелку часов к самому началу.
Одним из поистине поразительных следствий современных теорий элементарных частиц является то, что Вселенная могла испытать фазовый переход, похожий на замерзание воды при падении температуры ниже 273 К (0 °C). Этот фазовый переход связан не с сильными взаимодействиями, а с другим классом короткодействующих взаимодействий — со слабыми взаимодействиями.
Слабые взаимодействия — это те, которые ответственны за определенные процессы радиоактивного распада вроде распада свободного нейтрона или вообще за любую реакцию, включающую нейтрино. Как указывает их название, слабые взаимодействия значительно слабее электромагнитных или сильных взаимодействий. Например, при столкновении нейтрино с электроном при энергии один миллион электронвольт эта сила составляет примерно одну десятимиллионную (10-7) часть электромагнитной силы между двумя электронами, сталкивающимися при той же энергии.
Несмотря на слабость слабых взаимодействий, уже давно считается, что должна существовать глубокая связь между слабыми и электромагнитными силами. В 1967 году мною и независимо в 1968 году Абдусом Саламом была предложена теория поля, объединяющая эти две силы[52]. Эта теория предсказывает существование нового класса слабых взаимодействий, так называемых нейтральных токов, что было экспериментально подтверждено в 1973 году. Теория получила дальнейшую поддержку в результате открытия в 1974 году целого семейства новых адронов. Ключевая идея теории состоит в том, что природа имеет очень высокую степень симметрии, которая связывает различные частицы и силы друг с другом, но затемняется в обычных физических явлениях. Теории поля, используемые с 1973 года для описания сильных взаимодействий, принадлежат к тому же математическому типу (неабелевы калибровочные теории), и сейчас многие физики верят, что калибровочные теории могут обеспечить единую основу для понимания всех сил в природе: слабых, электромагнитных, сильных и, возможно, гравитационных. Эта точка зрения подтверждается свойством единых калибровочных теорий, о котором догадывались Салам и я, но которые впервые доказали в 1971 году Герард Тофт и Бенжамен Ли: вклады сложных фейнмановских диаграмм, хотя и кажутся бесконечными, дают конечные результаты для вероятностей всех физических процессов.
Как отметили в 1972 году Д.А. Киржниц и А.Д. Линде из Физического института им. Лебедева в Москве, важным моментом в калибровочных теориях, относящимся к изучению ранней Вселенной, является то, что в таких теориях возникает фазовый переход, нечто вроде замерзания, при «критической температуре» 3000 миллионов миллионов градусов (3 х 1015 К). При температуре ниже критической Вселенная была такая же, как сейчас: слабые взаимодействия были слабыми и короткодействующими. При температуре выше критической стало явным существенное единство слабых и электромагнитных взаимодействий: слабые взаимодействия подчинялись тому же закону обратных квадратов, что и электромагнитные взаимодействия, и имели примерно ту же интенсивность.
Здесь полезна аналогия с замерзающей в стакане водой. Выше точки замерзания жидкая вода проявляет высокую степень однородности: вероятность обнаружить молекулу воды в одной точке внутри стакана такая же, как в любой другой точке. Однако, когда вода замерзает, эта симметрия между различными точками в пространстве частично теряется: лед образует кристаллическую решетку, причем молекулы воды занимают определенные, регулярно расположенные в пространстве положения, и вероятность обнаружения молекул воды где-нибудь в другом месте почти равна нулю. Подобным образом, когда Вселенная «замерзает», как только температура падает ниже 3000 миллионов миллионов градусов, теряется симметрия, но не пространственная однородность, как в нашем стакане со льдом, а симметрия между слабыми и электромагнитными взаимодействиями.
Оказывается, можно провести аналогию еще дальше. Как знает каждый, когда вода замерзает, она обычно образует не идеальный кристалл льда, а нечто значительно более сложное: огромную путаницу кристаллических областей, разделенных разными типами кристаллических нерегулярностей. Не образовались ли подобные области и при замерзании Вселенной? Живем ли мы в одной из таких областей, где симметрия между слабыми и электромагнитными взаимодействиями нарушилась определенным образом, и обнаружим ли мы когда-нибудь другие области?
До сих пор наше воображение довело нас до температуры 3000 миллионов миллионов градусов, и мы имели дело с сильными, слабыми и электромагнитными взаимодействиями. Что можно сказать о другом известном в физике важном классе взаимодействий — о гравитационном взаимодействии? Гравитация, конечно, играет в нашей истории важную роль, так как она контролирует связь между плотностью Вселенной и скоростью ее расширения. Однако до сих пор не обнаружено, что тяготение имело какое-то влияние на внутренние свойства любой части ранней Вселенной. Это объясняется чрезвычайной слабостью силы тяготения; к примеру, сила тяготения между электроном и протоном в атоме водорода слабее электрической силы на множитель 10 в 39-й степени.
(Одной из иллюстраций слабости гравитации является процесс образования частиц в гравитационных полях. Леонард Паркер из университета в Висконсине отметил, что «приливные» эффекты гравитационного поля Вселенной были достаточно велики в момент времени около одной миллионной миллионной миллионной миллионной доли секунды 10-24 с) после начала, чтобы породить из пустого пространства пары частица-античастица. Однако при тех температурах гравитация была все же так слаба, что число частиц, образованных таким способом, составило пренебрежимо малую добавку к частицам, уже находившимся в тепловом равновесии.)
Тем не менее мы можем, по крайней мере, вообразить момент времени, когда гравитационные силы были столь же велики, как и сильные ядерные взаимодействия, обсуждавшиеся выше. Гравитационные поля порождаются не только массой частиц, но и всеми формами энергии. Земля вращается вокруг Солнца несколько быстрее, чем она вращалась бы, если бы Солнце было не таким горячим, так как энергия солнечного тепла дает небольшой вклад в источник тяготения. При сверхвысоких температурах энергия частиц в тепловом равновесии может стать так велика, что силы тяготения между ними станут такими же большими, как и любые другие силы. Можно оценить, что такое положение будет достигнуто при температуре около 100 миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов градусов (1032 К).
При этой температуре должны происходить всевозможные странные вещи. Не только гравитационные силы будут большими и образование частиц гравитационными полями обильным — сама идея «частицы» не будет еще иметь какого-то смысла. «Горизонт», т. е. то расстояние, из-за которого невозможно принять никакого сигнала, будет в этот момент времени ближе, чем одна средняя длина волны частицы в тепловом равновесии. Вольно выражаясь, каждая частица будет почти такой же большой, как вся наблюдаемая Вселенная!
Мы слишком мало знаем о квантовой природе гравитации даже для того, чтобы делать разумные предположения об истории Вселенной до этого времени. Можно сделать грубую оценку, что температура 1032 К была достигнута где-то через 10-43 секунды после начала, но, на самом деле, неясно, имеет ли эта оценка какой-то смысл. Таким образом, хотя мы, быть может, и приподняли другие завесы, остается все же одна завеса при температуре 1032 К, все еще заслоняющая от нашего взора более ранние времена.
Однако ни одна из этих неопределенностей не является существенной для астрономии в году от Рождества Христова тысяча девятьсот семьдесят шестом. Дело в том, что в течение всей первой секунды Вселенная, по-видимому, находилась в состоянии теплового равновесия, в котором количество и распределение всех частиц, даже нейтрино, определялись законами статистической механики, а не деталями их предыдущей истории. Когда мы сегодня измеряем распространенность гелия, или фон микроволнового излучения, или даже количество нейтрино, мы наблюдаем реликты состояния теплового равновесия, закончившегося в конце первой секунды. Насколько мы знаем, ничто из того, что мы можем наблюдать, не зависит от истории Вселенной до этого времени. (В частности, ничто из того, что мы сейчас наблюдаем, не зависит от того, была ли Вселенная изотропна и однородна до первой секунды, за исключением, возможно, самого отношения числа фотонов к числу ядерных частиц.) Это напоминает то, как если бы с большим старанием приготовили обед — свежайшие продукты, весьма заботливо выбранные специи, нежнейшие вина, — а затем все свалили в огромный котел, где это несколько часов кипело. Даже самому разборчивому едоку трудно было бы узнать, что ему подали.
Есть одно возможное исключение. Явление гравитации, как и явление электромагнетизма, может проявляться в форме волн, так же как и в более привычной форме статического действия на расстоянии. Два электрона в состоянии покоя отталкиваются друг от друга со статической электрической силой, зависящей от расстояния между ними, но если мы начнем дергать один электрон туда-сюда, то другой не будет чувствовать никакого изменения действующей на него силы до тех пор, пока новости об изменении расстояния не донесутся до него на электромагнитной волне. Едва ли нужно говорить, что эти волны движутся со скоростью света — они и есть свет, хотя и не обязательно видимый. Таким же образом, если бы какой-то неблагоразумный великан стал дергать туда-сюда Солнце, мы на Земле не чувствовали бы никакого эффекта в течение восьми минут, т. е. того времени, которое требуется волне, чтобы пробежать со скоростью света от Солнца к Земле. Это не световая волна, т. е. не волна колеблющихся электрического и магнитного полей, а гравитационная волна, когда колебания происходят в гравитационных полях. Как и в случае электромагнитных волн, мы объединяем гравитационные волны всех длин термином «гравитационное излучение».
Гравитационное излучение взаимодействует с веществом значительно слабее электромагнитного излучения или даже нейтрино. (Поэтому, хотя мы достаточно уверены в теоретическом обосновании существования гравитационного излучения, по-видимому, провалились самые энергичные попытки детектировать гравитационные волны от любого источника.) По этой причине гравитационное излучение вышло из теплового равновесия с другим содержимым Вселенной очень рано, когда температура была около 1032 К. С тех пор эффективная температура гравитационного излучения падала просто обратно пропорционально размеру Вселенной. Это в точности такой же закон уменьшения, какому подчиняется температура оставшейся части содержимого Вселенной, с той лишь разницей, что аннигиляция кварк-антикварковых и лептон-антилептонных пар нагревала все остальное содержимое Вселенной, кроме гравитационного излучения. Поэтому сегодня Вселенная должна быть заполнена гравитационным излучением при температуре, чуть меньше той, которую имеют нейтрино или фотоны, — возможно, около 1 К. Детектирование этого излучения явилось бы прямым наблюдением самого раннего момента истории Вселенной, который только может рассматривать сегодняшняя теоретическая физика. К сожалению, представляется, что в предвидимом будущем нет ни малейшего шанса детектировать одноградусный фон гравитационного излучения.
С помощью хорошей порции весьма спекулятивной теории мы смогли экстраполировать историю Вселенной назад по времени к моменту бесконечной плотности. Но это оставляет нас неудовлетворенными. Мы, естественно, хотим знать, что было перед этим моментом, прежде, чем Вселенная начала расширяться и охлаждаться.
Одна возможность заключается в том, что на самом деле никогда не было состояния бесконечной плотности. Теперешнее расширение Вселенной могло начаться в конце предыдущей эры сжатия, когда плотность Вселенной достигала какого-то очень большого, но конечного значения. Я хочу немного сказать об этой возможности в следующей главе.
Однако, хотя мы и не знаем, правильно ли это, по крайней мере, логически возможно, что начало было и что само время до этого момента не имеет смысла. Мы все привыкли к идее абсолютного нуля температуры. Невозможно охладить что-то ниже —273,16 °C, и не потому, что это чересчур сложно или никто не придумал достаточно умного холодильника, а потому, что температура ниже абсолютного нуля просто не имеет смысла — мы не можем иметь меньше тепла, чем полное отсутствие тепла. Подобным образом мы можем прийти к идее абсолютного нуля времени — момента в прошлом, раньше которого в принципе невозможно проследить любую цепь причин и следствий. Вопрос открыт и может остаться открытым всегда.
По моему мнению, наиболее удовлетворительным итогом этих гипотез об очень ранней Вселенной является возможная параллель между историей Вселенной и ее логической структурой. Сейчас природа демонстрирует великое многообразие типов частиц и типов взаимодействий. Несмотря на это, мы научились видеть то, что скрывается за этим многообразием, пытаемся представить различные частицы и взаимодействия как разные аспекты простой единой калибровочной теории поля. Нынешняя Вселенная так холодна, что симметрии между различными частицами и взаимодействиями заслонены чем-то вроде замерзания; они не проявляются в обычных явлениях, но должны выражаться математически в наших калибровочных теориях поля. То, что мы сейчас делаем с помощью математики, было сделано в очень ранней Вселенной с помощью тепла — физические явления непосредственно демонстрировали существенную простоту природы. Но там не было никого, кто бы это увидел.
Вайнберг Стивен
(в сокращении)
https://www.wikireading.ru/about-us
****************
Материалы из Сети подготовил Вл.Назаров
Нефтеюганск
13 февраля 2024 года.