[Перевод] Как были обнаружены первые атомы во Вселенной
Мы не знаем, как появляется звезда, но хотим узнать, как появляются 10 миллиардов звёзд
— Карлос Френк
Заглядывая в удалённые части Вселенной, мы смотрим в её прошлое. Чем дальше объект, тем дольше его свет шёл до наших глаз. И каждый раз, когда нам удаётся заглянуть дальше, чем получалось раньше, мы заглядываем в более глубокое прошлое — всё ближе к Большому взрыву.
Самое раннее из увиденного нами — это, конечно, реликтовое излучение, остаточное свечение от Большого взрыва. Когда мы наблюдаем это фоновое излучение, испущенное в то время, когда Вселенная окончательно остыла до температур, позволяющих формироваться атомам, мы получаем снимок Вселенной в возрасте 380 000 лет! 
Но существует теоретическое предсказание, касающееся Большого взрыва, происходящее из даже более ранних времён. Это, возможно, самое раннее из всех предсказаний, которое можно проверить! Большой взрыв не только говорит о том, когда атомы должны были сформироваться впервые, но и о том, какие это должны были быть атомы.
Каким же это образом? Перенесёмся к самым ранним этапам, о которых мы можем рассуждать, и на которых мы ещё на 100% уверены в правильности физики.
Вспомните, что Вселенная расширяется и охлаждается, что означает, что она была горячее и плотнее в прошлом! Конечно, когда Вселенной было меньше 380 000 лет, она была слишком горячей для нейтральных атомов, но что, если мы пойдём ещё дальше?
В какой-то момент она была слишком горячей и плотной даже для ядер, а ещё раньше — слишком энергичной для существования протонов и нейтронов! Когда возраст Вселенной не превышал малой доли секунды, у нас было лишь море кварков, глюонов, лептонов, антилептонов и сверхгорячего излучения, и всё это плавало в первичном супе ранней Вселенной!
В таком состоянии всё сталкивается чрезвычайно быстро и находится в тепловом равновесии. Создание и аннигиляция пар частиц/античастиц происходит очень быстро. Однако, почти все частицы нестабильны. С расширением и охлаждением Вселенной тяжёлые лептоны и кварки распадаются, лишняя материя и антиматерия встречаются и аннигилируют, и оставшиеся кварки (верхние и нижние в примерно равных количествах) остывают достаточно для того, чтобы сконденсироваться в отдельные протоны и нейтроны. К тому времени, когда возраст Вселенной достигает 10 микросекунд, протонов и нейтронов оказывается примерно равное количество.
Однако Вселенная также наполнена электронами и антиэлектронами, более известными, как позитроны. Каждый раз, когда протон сталкивается с достаточно энергичным электроном, рождается нейтрон (и нейтрино), а каждый раз, когда нейтрон сталкивается с достаточно энергичным позитроном, рождается протон (и антинейтрино). Изначально эти реакции идут примерно с одной скоростью, и мы получаем Вселенную с нормальной материей, на 50% состоящей из протонов и на 50% из нейтронов.
Но из-за того, что протоны легче нейтронов, становится более выгодно энергетически увеличить число протонов и уменьшить число нейтронов. К тому времени, когда возраст Вселенной составляет 3 секунды и все превращения практически остановились, во Вселенной уже 85% протонов и 15% нейтронов. И в это время она всё ещё достаточно горячая и плотная для того, чтобы протоны и нейтроны попытались запустить ядерный синтез дейтерия, первого тяжёлого изотопа водорода!
Но во Вселенной больше миллиарда фотонов на каждый протон или нейтрон, и температура пока ещё слишком высока для того, чтобы полученный дейтерий не был сразу же уничтожен. Так что мы ждём, ждём, и ждём, пока Вселенная не охладится до того, чтобы создавать дейтерий и не разбивать его сразу же. А пока что неприятность состоит в том, что нейтрон нестабилен, и некоторые нейтроны распадаются на протоны, электроны и антинейтрино.
Наконец, между 3 и 4 минутой существования Вселенной, фотоны охлаждаются достаточно для того, чтобы не разбивать дейтерий быстрее, чем его могут создавать протоны и нейтроны. Вселенная проходит через узкое место, связанное с дейтерием. В этот момент, благодаря распадам, во Вселенной есть из 88% протонов и 12% нейтронов.
Когда у Вселенной начинает получаться дейтерий, она без промедлений добавляет к нему протоны и/или нейтроны, взбираясь по лестнице элементов до трития или гелия-3, а после этого — до крайне стабильного гелия-4!
Почти все нейтроны оказались в атомах гелия-4, составляющего 24% от всех атомов по массе после этого нуклеосинтеза. Ядра водорода — просто отдельные протоны — составляли оставшиеся 76%. Также существовала малая доля (от 0,001% до 0,01%) гелия-3, трития (распадающегося до гелия-3) и дейтерия, и ещё меньшая доля разных форм лития и бериллия, появившихся в результате нуклеосинтеза с ядром гелия-4.
Но из-за комбинации факторов — недостатка стабильных ядер массой 5 или 8, сравнительно низкой температуры и плотности Вселенной к этому времени, и сильного электрического отталкивания тяжёлых изотопов — не сформировалось ничего более тяжёлого.
И вот такие элементы были предсказаны теорией Большого взрыва. С нашими знаниями о реликтовом излучении мы можем определить — с невероятной точностью — сколько конкретно гелия-4, гелия-3, дейтерия и лития-7 должно быть в наши дни. Это предсказание — изначальное изобилие лёгких элементов — одно из величайших предсказаний, появившихся из модели Большого взрыва.
После этого Вселенная просто расширяется и охлаждается, а нестабильные изотопы (типа трития) распадаются на стабильные, пока эти атомные ядра — созданные в ядерной топке Большого взрыва — не поймают электроны и не превратятся в нейтральные атомы.
Конечно, увидеть эти атомы и измерить их изобилие — особо трудная задача. Почему? Давайте посмотрим на то, что можно увидеть, если заглянуть в раннюю Вселенную.
Мы хотим увидеть самые первые атомы: те, что существовали в тёмные времена космоса. Но это чрезвычайно трудно.
Мы определяем наличие элементов во Вселенной из их атомных переходов. Они либо демонстрируют линии испускания, если атомы достаточно горячие, и их возбуждённые электроны перемещаются на более низкое энергетическое состояние, либо линии поглощения, если атомы находятся в холодном состоянии с малой энергией, но за ними есть горячий источник, фотоны которого на нужном уровне энергии поглощаются атомами.
Проблема, конечно же, в том, что эти атомы «тёмных веков» сами по себе слишком холодны, чтобы выдавать линии испускания, а излучение, находящееся за ними, слишком маломощное, чтобы вызывать линии поглощения! Поэтому нам приходится ждать, пока гравитация не сделает своё дело и не притянет достаточное их количество в одно место, чтобы мы могли использовать что-то достаточно энергичное для того, чтобы вызывать у них линии поглощения!
После достаточно сильного гравитационного коллапса Вселенная местами становится достаточно плотной для того, чтобы впервые сформировать звёзды! Регионы, быстрее других становящиеся плотными, формируют звёзды первыми — через 50–150 млн лет после Большого взрыва –, а другие регионы остаются нейтральными, свободными от звёзд и нетронутыми.
Первая проблема в том, что когда эти первые звёзды создаются, свет от них блокируется нейтральными атомами, точно так же, как звёздный свет блокируется плотным облаком межзвёздного газа.
Поэтому нам нужно, если мы хотим увидеть свет этих звёзд (или любого источника света), избавиться от этих нейтральных атомов. Для этого необходимо сформировать во Вселенной достаточно звёзд для того, чтобы реионизировать большую часть (99%+) нейтральных атомов. К счастью, Вселенная делает это самостоятельно, и меньше чем за миллиард лет.
Другая проблема в том, что когда происходит гравитационный коллапс, и появляются первые звёзды, они не только засоряют Вселенную создаваемыми ими тяжёлыми элементами, но и уничтожают эти скудные лёгкие элементы — дейтерий, литий, гелий-3 — которые мы хотим измерить!
Так что вы можете подумать, что здесь работает уловка-22. Как мы можем измерить эти первые, нетронутые атомы, если мы можем измерить их только через миллиард лет, когда всё происходящее загрязнит атомы Вселенной?
Но надежда есть.
Во Вселенной существуют — хотя их и трудно найти — изолированные галактики ультрамалой массы, такие, как карликовая галактика Насос (из созвездия Насос), изображённая выше.
Теоретически, чрезвычайно изолированные куски материи, чья масса составляет примерно 0,0001% от массы нашей Галактики Млечный путь, могли выжить, не сформировав вообще никаких звёзд, и не загрязниться находившейся рядом с ними постзвёздной массой, в течение более миллиарда лет. Но чтобы найти такой кусок, нам должно было очень повезти.
Ну что же, нам повезло именно так, как мы надеялись.
Самые яркие и светлые объекты, видимые на дальних окраинах Вселенной, это квазары, большая часть которых видима на самом последнем этапе реионизации — когда материя становится прозрачной для света — во Вселенной. Счастливый случай позволил, после 58 лет спектроскопического исследования квазаров, указанной команде Фумагали, Омеара и Прочаска обнаружить два облака нетронутого, незагрязнённого газа, сохранившихся с Большого взрыва, в спектрах из квазаров!
На верхней части изображения, взятого из работы Фумагали и других, изображён спектр квазара. Провал на зигзагообразном графике — это признак линии поглощения! В данном случае, линии поглощения показывают характеристики облака нейтрального водородного газа с красным смещением немногим больше 3, то есть, по времени где-то через 2 млрд лет после Большого взрыва (и примерно через 1 млрд лет после того, как первый свет покинул этот квазар). Однако обычно присутствующих признаков жизнедеятельности предыдущих звёзд — таких «загрязняющих» элементов, как углерод, кислород, кремний, и т.п. — не просто мало, а очень мало, меньше 0,01% от количества, содержащегося в нашем Солнце. Это если учесть что следующее по «чистоте» облако, обнаруженное нами во Вселенной содержит уже больше 0,1% от количества тяжёлых элементов, находящихся в Солнце.
Так что, это не только наименее загрязнённый и наиболее нетронутый набор из найденных нами атомов, это также наилучший из всех тестов того, что изобилие легких элементов — судя по силе их спектральных линий поглощения — совпадает с предсказаниями теории Большого взрыва!
Каковы же результаты? Взгляните на самую нетронутую, самую левую точку на графике; это самые достоверные данные, когда-либо полученные нами по этой теме!
В работе написано:
На линии видимости квазаров, измеренный log (D/H) = −4.55 ± 0.03 пересчитывается в Ωb,0h2(BBN) = 0.0213 ± 0.0010, что полностью совпадает с количеством, следующим из спектра мощности реликтового излучения, Ωb,0h2 (CMB) = 0.02249 ± 0.00057. Это прекрасное совпадение между двумя независимыми экспериментами отмечает триумф теории Большого взрыва.
А что лучше всего — если мы захотим лучше измерить элементы, найденные в этих облаках газа, нам нужно просто изучать их чуть больше времени! Да, нам может повезти и мы можем найти ещё больше этих нетронутых газовых облаков (эмпирическое правило гласит, что один случай — случайность, а два — уже возможная закономерность), но даже если мы их не найдём, нам нужно просто дольше и внимательнее смотреть на эти квазары, и мы сможем ещё лучше уточнить количество элементов, находящихся в них!
Вот так мы и обнаружили самые первые атомы Вселенной, и то, как они доказали правильность ещё одного предсказания теории Большого взрыва.
