Мир множества миров. Физики в поисках иных вселенных - страница 14

Для каждого типа частиц есть античастицы с такой же массой и противоположным электрическим зарядом. Частицы и античастицы часто рождаются парами. Например, два фотона с энергиями больше той, что соответствует массе электрона (по формуле E = mc^>2), могут столкнуться и превратиться в электрон и его античастицу, называемую позитроном. Обратный процесс называется аннигиляцией пары: электрон и позитрон сталкиваются и превращаются в два фотона.

При температурах свыше 10 миллиардов градусов энергии частиц становятся достаточными для порождения электрон-позитронных пар. Как результат, огненный шар наполняется газом из электронов и позитронов, плотность которого примерно равна плотности фотонного газа. При еще более высоких температурах появляются все более тяжелые частицы. Физики занесли в свои реестры целый зоопарк различных частиц с массами, распределенными в весьма широком диапазоне. На верхнем конце этого диапазона располагаются W- и Z-частицы, которые в 300 000 раз массивнее электрона, и топ-кварк, масса которого еще вдвое больше. Это самые тяжелые частицы, полученные к сегодняшнему дню на ускорителях. Они существуют в огненном шаре при температурах выше 3000 триллионов градусов. По мере приближения к этим температурам наши знания о частицах становятся все более приблизительными, а представления об устройстве первичного огненного шара – все менее и менее надежными.

Уравнения Фридмана можно использовать для определения температуры и плотности огненного шара в любой момент времени. Например, спустя одну секунду после Большого взрыва температура составляет 10 миллиардов градусов, а плотность – около 1 тонны на кубический сантиметр. Чтобы не повторять каждый раз слова “после Большого взрыва”, я буду использовать сокращение ПБВ. Самая насыщенная событиями часть истории огненного шара, для которой характерна быстрая смена поколений экзотических частиц, приходится как раз на первую секунду его существования. W-, Z- и более тяжелые частицы широко распространены только в первую 0,00000000001 секунды ПБВ. Мюоны – частицы, похожие на электроны, но в 200 раз более тяжелые, – аннигилируют со своими античастицами около 0,0001 секунды. Примерно в то же время триплеты кварков соединяются вместе, образуя нуклоны. Последними аннигилируют электрон-позитронные пары. Они исчезают около 1 секунды ПБВ. Чтобы в наше время осталось некоторое количество электронов и нуклонов, в тот период должен иметь место небольшой избыток кварков по сравнению с антикварками и электронов по сравнению с позитронами.[21] По истечении первой секунды в составе космического супа остаются нуклоны, электроны и фотоны.[22]

Частицы вроде кварков W и Z не были известны во времена Гамова, он не слыхал даже об электрон-позитронных парах. Больше всего его интересовала история космоса после 1 секунды ПБВ. Еще в начале своей карьеры Гамов увлекся проблемой происхождения атомов. В природе обнаруживаются 92 различных типа атомов, или химических элементов. Некоторые из них, такие как водород или гелий, распространены очень широко, тогда как другие, например золото или уран, встречаются крайне редко. Гамов хотел понять причину этого: чем определяется распространенность элементов?