Дамы, специально для вас раскопала в библиотеке одного НИИ книжку, адаптированную для школьников, по которой сама когда-то училась. Наслаждайтесь^^

1. После Большого взрыва

“ В одном мгновении видеть вечность…”
Уильям Блейк

   О том, как устроена Вселенная, мы можем судить благодаря созданным человеком приборам, позволяющим заглянуть на невообразимо далёкие расстояния, которые трудно представить. Если сравнить их с принятой в астрономии единицей длины – световым годом (1 световой год = 9.5*10^12 км или ~0.3 парсека (1 парсек ~ 3.1*10^13 км)), то расстояния до видимых приборами источников можно оценить в 5000 миллионов парсек или 15 миллиардов световых лет! Наблюдаемая сегодня Вселенная - огромные объединения звёзд – галактики, мелкими вкраплениями заполняющие, на первый взгляд, пустое пространство. Но, на самом деле, всё пространство Вселенной заполнено тем, что мы называем веществом и излучением.
    Вначале о веществе. Вещество состоит из атомных ядер – нуклидов. В ядре находятся протоны и нейтроны. Их называют нуклонами. Число протонов определяет заряд ядра (Z), а общее число протонов и нейтронов (N) – массовое число, или массу ядра (А), т.е Z + N = A Фактически эти два параметра ядра – Z и A - определяют характеристики нуклида и самого вещества.
    Так, например, водород, наиболее распространённый и лёгкий элемент во Вселенной, имеет Z = 1, а среди наиболее тяжёлых и редких – уран имеет Z = 92. Одной из задач астрофизики как раз и является выяснение происхождения и распространённости отдельных нуклидов во Вселенной, а их примерно 300.
    История Вселенной насчитывает более чем 10 миллиардов лет. Как она возникла?

1.1. Убегающие галактики

“Космос проходит бесконечные циклы Больших взрывов и расширений.
Возможно, Большой взрыв – не начало времени,
а лишь начало последнего цикла из бесконечной серии нагреваний,
расширения, застоев, опустошения и вновь расширения”.
П. Стейнхард

“История космологии – это история наших заблуждений…
Мы находимся на маленькой планете во Вселенной,
не можем никуда выйти и поставить эксперимент.
Всё, что мы можем сделать, это взять немного света,
который достиг нас и понять, что из себя представляет Вселенная”.

М. Чаун

    Великим физикам прошлого И. Ньютону и А. Эйнштейну. Вселенная представлялась статичной. “Опасаясь” неминуемого её гравитационного схлопывания, И. Ньютон предположил, что галактик бесконечно много. А. Эйнштейн в своей теории относительности искусственно ввел “космологический член”, обеспечивающий силы отталкивания небесных тел c большими массами. Это было в 1917 г. Но в том же переломном 1917 американец В. Слайфер опубликовал работу о разбегании космических туманностей и вслед за ним советский физик А. Фридман в 1924 г. выступил с теорией “разбегающихся” галактик – расширяющейся Вселенной. Это было революционным переворотом в физическом представлении о нашем мире.
    Прошло еще несколько лет, и американец Э. Хаббл открыл в 1929 г. эффект разбегания галактик. Гипотеза А. Фридмана получила экспериментальное подтверждение по наблюдениям красного смещения скорости движения галактик. Оказалось, что скорость разбегания галактик пропорциональна расстоянию до них. Из экспериментального факта разбегания галактик был оценён возраст Вселенной. Он оказался равным не много не мало – около 15 миллиардов лет! Так началась эпоха современной космологии.
    Естественно возникает вопрос: а что было в начале? Всего около 20 лет понадобилось ученым, чтобы вновь полностью перевернуть представления о Вселенной.

Ответ предложил наш соотечественник – выдающийся физик Г. Гамов в 40-ые годы. История нашего мира началась с Большого взрыва (рис.1.1). Именно так думает большинство астрофизиков и cегодня.
    Большой взрыв – это стремительное падение изначально огромной плотности, температуры и давления вещества, сконцентрированного в очень малом объёме Вселенной. В начальный момент Вселенная имела гигантскую плотность и температуру. На первой секунде своего существования мир имел плотность ~ 10^5 г/cм^3 и температуру 10^10 К. Современная температура ближайшей к нам звезды – Солнца в тысячу раз меньше.
    В течение короткого промежутка времени после Большого взрыва – всего 10^(-36) сек – крохотная Вселенная была заполнена фундаментальными частицами. Эти частицы, в отличие от нуклидов, протонов и нейтронов – неделимы. Из них и состоят, собственно, протоны и нейтроны – основа ядерной материи. Это – фундаментальные фермионы, взаимодействующие друг с другом посредством единого, на тот период развития Вселенной, фундаментального взаимодействия. Как происходило такое взаимодействие? Через частицы. Они называются бозонами. Их четыре: фотон (гамма-квант), глюон и два бозона – W и Z. А сами фундаментальные частицы, т.е. фермионы – это шесть видов кварков и шесть видов лептонов.
    Именно эта группа частиц из 12 фермионов, взаимодействующих друг с другом посредством 4-х бозонов, по сути и есть зародыш Вселенной. Но это ещё неполная картина. Среди кварков и лептонов были их антиподы – античастицы, отличавшиеся от обычных частиц знаком некоторых характеристик взаимодействия. В простейшем случае – это электрический заряд (см. рис. 1.2). Например, один из лептонов – электрон (е-) может быть как отрицательно заряженным, так и положительно (в этом случае его называют позитроном (е+)). Античастицы существуют почти у всех частиц, за исключением  фотона (гамма) и некоторых других. Для них античастицами являются они сами.


А взаимодействие нейтрино со своей античастицей приводило вновь к появлению электрона и позитрона.
    Взаимные превращения частиц в условиях сверхвысоких температур напоминали “кипящий суп”, в котором число частиц и античастиц было равным. Это означает, что наряду с Вселенной существовала и Антивселенная. Сейчас, через многие миллиарды лет после этого момента, делаются попытки найти её или то, что от неё осталось. Но об этом - в последующих главах книги.
    А пока вернёмся к расширяющейся Вселенной первых мгновений её существования.
    Современная физика полагает, что частицы – фермионы и бозоны, появившиеся сразу после Большого взрыва, неделимы. “Полагает” - означает, что нет пока никаких сведений об их внутреннем строении. Фермионы и бозоны были безмассовыми где-то вплоть до 10-10 сек развития Вселенной и составляли, так называемый “кипящий суп”, крохотной Вселенной. Они взаимодействовали друг с другом по единому закону Великого объединения.
    На 10-36 сек эпоха Великого объединения рухнула. Характер взаимодействия частиц начал меняться. Слияние частиц и образование более тяжёлых было невозможным, пока Вселенная имела высокую температуру.
    Охлаждение Вселенной продолжалось в течение 1 микросекунды. За это время частицы, наполняющие крохотную, размером не более 10^(-14) см, Вселенную, приобретают массу, их энергия увеличивается, и появляются новые частицы – “настоящие” кварки – с массой – кирпичики той материи, из которой и состоит современная Вселенная. Стало возможным слияние кварков в более массивные частицы – адроны и антиадроны.
    Но Вселенная продолжала остывать, и это привело к уменьшению числа адронов по сравнению с числом лептонов. Среди лептонов имеются нейтрино. В этот период жизни Вселенной (на этот момент ей исполнилось примерно 10 сек) нейтрино, практически не обладающие массой, оказались на свободе: их расширение происходило независимо от всех остальных частиц. Это – реликтовые нейтрино. Ожидается, что они сохранились до сих пор ( более подробно о них будет рассказано позже).
    Тем временем, аннигиляция частиц продолжалась, что вызвало увеличение числа фотонов. Вселенная стала состоять практически из одного излучения – фотонов и нейтрино. Это была радиационная эра в её развитии. Дальнейшее уменьшение температуры за счёт расширения Вселенной и уменьшение энергии излучения привело к тому, что через десятки тысяч лет после Большого взрыва вещество начинало преобладать над изучением, и практически перестало взаимодействовать с излучением. А через сотни тысяч лет после Большого взрыва Вселенная как будто “забыла” о своём исходном состоянии.
    Но нам остались “свидетели” той эпохи – это реликтовые нейтрино и реликтовые фотоны. Если вторые уже “пойманы” (о них пойдёт речь ниже), то задача экспериментального обнаружения реликтовых нейтрино – чрезвычайно сложная, и её не удаётся пока решить.

Продолжение следует...