Большая часть материи во Вселенной находится в «четвертом состоянии вещества». Но так было не всегда

Отважная пятерка Пять космических аппаратов миссии THEMIS (Time History of Events and Macroscale Interactions during Substorms) на вытянутых околоземных орбитах изучают основные хранилища плазмы вблизи нашей планеты — магнитосферу и ионосферу Земли, а также их взаимодействия с солнечным ветром. Эти взаимодействия вызывают появление полярных сияний и возмущения магнитосферы Земли, что приводит к магнитным бурям и выражается в нарушениях радиосвязи, работы электронных приборов и систем энергоснабжения
Пять аппаратов выстроены в линию для регистрации состояния различных областей магнитосферы при перезамыкании магнитных линий
Хроники Вселенной С момента Большого взрыва события развивались достаточно быстро — за короткое время сменилось несколько ключевых эпох. Чтобы изучить первые моменты существования Вселенной, требуется получить соответствующие этим эпохам огромные энергии. Частично смоделировать такие условия можно с помощью больших ускорителей — таких, как Большой адронный коллайдер (Large Hadron Collider, LHC)

Основное прибежище плазмы на нашей планете — ионосфера. За ее пределами плазма порождается в ходе некоторых природных процессов (например, грозовых разрядов), а также во время работы научных и бытовых приборов и технологических установок (например, дуговых сварочных аппаратов). Ионы имеются даже в пламени обычной спички, но их концентрация составляет ничтожные доли процента, поэтому о настоящей плазме тут не может быть и речи. Зато во Вселенной плазменное состояние обычной (не темной) материи отнюдь не редкость, а самая что ни на есть норма. Космос — это настоящий океан плазмы, она буквально везде — от звездных недр и окрестностей до практически пустого межзвездного пространства.

В последние годы астрофизики и космологи пришли к единой точке зрения относительно того, что происходило в нашей Вселенной, когда ее возраст перевалил за одну микросекунду (более ранние события все еще служат предметом дискуссий). В это время случилась так называемая Великая аннигиляция тогда еще свободных кварковых частиц, которая уничтожила все антикварки, однако пощадила возникший до этого мизерный избыток кварков (как и почему это произошло, рассказано в «ПМ» №3'2010). К тому времени, когда возраст мироздания достиг 10 микросекунд, кварки слились в тройки (порождая барионы — протоны и нейтроны) и пары (нестабильные мезоны, в основном пионы). На каждый барион приходилось около миллиарда высокоэнергетичных фотонов, температура которых в те времена составляла порядка 4 трлн градусов. На десятой микросекунде Вселенная заполнилась сверхгорячей плазмой чудовищной плотности (примерно 100 млн тонн на кубический сантиметр), состоящей в основном из высокоэнергетичных лептонов — электронов и позитронов, порождаемых из-за высокой температуры гамма-квантами. По сей причине эту фазу ранней истории Вселенной называют лептонной эрой (а предшествующую ей — кварковой). Размер наблюдаемой Вселенной тогда был меньше сотни астрономических единиц, то есть сильно уступал размерам современной Солнечной системы.

Лептонная эра продолжалась до тех пор, пока гамма-квантам хватало энергии для порождения электронов и позитронов. По мере расширения Вселенной температура фотонного газа постоянно снижалась и достигла 10 млрд градусов, когда возраст мироздания составлял примерно одну секунду. Образование пар (во все меньшем и меньшем количестве) продолжалось за счет «горячего хвоста» фотонного спектра, однако спустя несколько секунд, когда температура фотонов спустилась ниже 4 млрд градусов, оно полностью прекратилось. К моменту, когда Вселенной исполнилось 10 секунд, лептонная эра уже ушла в прошлое, оставив после себя очень горячую плазму плотностью 5 кг/см3, преимущественно состоящую из фотонов. Началась новая космическая эра, когда плотность электромагнитного излучения превышала плотность вещества. Эту эру так и называют — радиационной.

В истории мироздания очень важна трехминутная отметка. На этой стадии впервые появилась возможность формирования составных ядер — ядер дейтерия (протон плюс нейтрон). Энергия связи такого ядра равна 2,2 МэВ, что соответствует температуре в 25 млрд градусов. Температура упала до этой величины, когда Вселенной было всего четверть секунды. Можно подумать, что дейтерий начал образовываться уже тогда, но такой вывод будет ошибочным. Электромагнитное излучение Вселенной еще долго содержало достаточное количество горячих фотонов, которые разбивали новорожденные ядра дейтерия. Дейтерий смог «выжить», лишь когда доля фотонов с энергией более 2,2 МэВ сократилась до одной миллиардной (общее число фотонов в полтора миллиарда раз превышало число подлежащих объединению барионов!). Это произошло, когда возраст Вселенной достиг одной минуты, а еще через две минуты процесс синтеза дейтерия пошел в полную силу. Новорожденные ядра этого изотопа принялись присоединять по одному протону и одному нейтрону (в любом порядке) — так появились альфа-частицы, ядра гелия. Этот процесс занял всего несколько минут и охватил практически все нейтроны (очень небольшая их часть пошла на не переработанный в гелиевом синтезе дейтерий, гелий-3 и литий-7). Исходное соотношение числа протонов и нейтронов равнялось 7:1, и каждая новая альфа-частица оставляла после себя 12 незадействованных протонов. Так космическое пространство оказалось заполненным ядрами водорода (75% общей массы) и гелия (25%). В наше время эти показатели равны 74% и 24% - оставшиеся 2% приходятся на более тяжелые элементы, порожденные процессами звездного нуклеосинтеза.

При синтезе гелия выделяется изрядная энергия (за счет этого горят звезды и взрываются водородные бомбы). Всего за несколько минут во вселенской термоядерной печи сгорело в сто раз больше водорода, чем потом во всех звездах нашей Вселенной. Однако при этом ничего особенного не произошло — Вселенная лишь немного нагрелась, после чего продолжала остывать входе дальнейшего расширения. Поскольку потепление охватило весь объем космоса, оно не породило компактных областей горячего сжатого газа в более холодной и разреженной среде, которые возникают при детонации любого заряда (хоть химического, хоть атомного). Таким образом, гигантское выделение энергии в ходе первичного нуклеосинтеза практически не сказалось на эволюции Вселенной (к слову, то же самое можно сказать и о двух еще более сильных прогревах космоса во время аннигиляции кварков и антикварков, а затем электронов и позитронов).

Первичный нуклеосинтез вновь преобразовал состав горячей плазмы юной Вселенной. А вот потом в течение 400 000 лет она не претерпевала никаких качественных превращений. Все это время, во‑первых, остывал радиационный фон, причем весьма быстро, пропорционально четвертой степени растущего линейного размера Вселенной. Во‑вторых, уменьшалась плотность и обычной, и темной материи, но несколько медленней (как третья степень). Плотность фотонной энергии падала быстрее, поскольку растяжение пространства не только рассеивало кванты по все большему и большему объему, но и увеличивало длины их волн, тем самым снижая частоты. Когда Вселенной стукнуло 57 000 лет, плотность лучевой энергии сравнялась с плотностью энергии частиц, а потом начала от нее отставать — наступил конец радиационной эры.

Каким тогда казался бы космос разумному наблюдателю, если бы таковой существовал? Когда Вселенной стукнуло 50 000 лет, она впервые засветилась видимым для нас голубым светом (до этого реликтовые фотоны были ультрафиолетовыми, а еще раньше, когда возраст Вселенной двигался от полутора минут к 600 годам, — рентгеновскими). К 200 000 лет цвет фотонного фона сместился от голубого к желтому, еще через 200 000 лет стал оранжевым, а по достижении миллиона лет сделался темно-красным. В возрасте Вселенной 5 млн лет ее температура упала до 600 К, практически все реликтовые фотоны перешли в инфракрасную зону и в космическом пространстве настала беспросветная тьма. Она начала рассеиваться лишь после появления самых первых звезд, где-то через 200 млн лет после Большого взрыва.

Но что же все-таки произошло через 380 000 лет после Большого взрыва? Несколькими десятками тысяч лет ранее электроны начали объединяться с ядрами. Сначала альфа-частицы присоединяли к себе по единственному электрону и превращались в однократно ионизированные атомы, а затем и по второму, так что получались нейтральные атомы гелия. Позднее это же случилось и с протонами, которые положили начало атомам водорода. Подобные слияния стали возможными потому, что в лучевом фоне сократилось количество фотонов с энергией больше энергии ионизации атомов гелия и водорода. Процесс рекомбинации растянулся на 80000 лет и практически завершился, когда температура фотонного фона упала ниже 3000 К. Повторилась трансформация, имевшая место в односекундной Вселенной: тогда пространство стало прозрачным для нейтрино, а теперь — для квантов электромагнитного излучения. Остывшие фотоны уже не могли рассеиваться на нейтральных атомах и, как некогда нейтрино, отправились в беспрепятственное путешествие по космосу. Эти реликтовые фотоны, остывшие с тех пор до 2,7 К, мы называем фоновым микроволновым излучением.

В итоге в космическом пространстве не стало свободных заряженных частиц — то есть плазма, в той или иной форме существовавшая как минимум с микросекундного возраста Вселенной, исчезла! В результате рекомбинации она на многие миллионы лет уступила место нейтральному водородно-гелиевому газу, соседствовавшему (и взаимодействовавшему посредством гравитации!) со столь же нейтральными частицами темной материи. Когда Вселенная состарилась до 100 млн лет, а температура фонового излучения опустилась до 80К, темная материя начала стягиваться за счет собственного тяготения во все более и более плотные сгустки. Еще через 100 млн лет эти сгустки смогли втягивать в себя частицы космического газа, из которых сформировались коллапсирующие облака, положившие начало первым звездам. Уже предшественники первого поколения таких светил, так называемые протозвезды, возродили плазменное состояние материи, которое с тех пор и доминирует в космосе.

Статья «» опубликована в журнале «Популярная механика» (№5, Май 2010).