Мистер Гамов, юная Вселенная и начало алфавита

70 лет назад Джордж (в прошлой жизни Георгий) Гамов, профессор теоретической физики Университета Джорджа Вашингтона, задумался над происхождением химических элементов. Эту задачу пытались решить и раньше, однако Гамов первым связал ее с неравновесными процессами, которые, предположительно, имели место на самой ранней стадии существования Вселенной. Его размышления стали началом обширного каскада исследований, которые привели к появлению современной теории эволюции Вселенной.

Гамов познакомился с моделями нестационарной Вселенной еще на студенческой скамье, когда учился у Александра Фридмана. По окончании Ленинградского университета в 1926 году он посвятил себя ядерной физике и выполнил несколько классических работ, в частности построил теорию альфа-распада и предложил капельную модель ядра. Во второй половине 1930-х годов он вместе с Эдвардом Теллером осуществил анализ протон-протонного взаимодействия при высоких температурах. Тогда же он показал, что при сжатии нейтронного газа возникает новое состояние вещества с плотностью 10¹⁷ кг/м³. Этот результат вполне выдержал испытание временем: по современным данным, средняя плотность нейтронных звезд только в 3–4 раза больше гамовской оценки.

Гамов заинтересовался проблемой космического рождения химических элементов вскоре после переезда в США в 1934 году, однако вплотную занялся ею много позднее. Его первая статья на эту тему была закончена в сентябре 1946 года и опубликована в журнале Physical Review [1] . Именно там был четко сформулирован основной принцип его исследовательской программы: для теоретического вычисления концентрации различных элементов во Вселенной необходимо «предположить наличие какого—то неравновесного процесса, который имел место в течение ограниченного промежутка времени» ([1], p. 572). Вторая ключевая посылка состояла в том, что в начале расширения Вселенной ее барионная материя состояла из одних нейтронов, которые объединялись друг с другом, рождая всё более тяжелые ядра. Используя космологические модели Фридмана и Леметра, он пришел к выводу, что необходимые для этих процессов сверхвысокие плотности вещества существовали лишь в течение очень короткого времени на самой ранней стадии эволюции Вселенной. Это время, которое, согласно Гамову, исчисляется в секундах, неизмеримо меньше периода нейтронного полураспада. Следовательно, продолжает Гамов, плотность и температура нейтронной первоматерии должны были упасть ниже предела осуществимости реакций ядерного синтеза задолго до того, как нейтроны успели бы претерпеть бета-распад и превратиться в протоны. Поэтому «мы можем предположить, что нейтроны из относительно холодного облака постепенно объединялись во всё более крупные нейтральные комплексы, которые затем посредством процессов бета—распада превращались в различные виды атомов» ([1], p. 573). Так что первая гамовская модель первичного нуклеосинтеза вполне обходилась без предположения о сверхвысоких температурах первичного вещества.

Для реализации исследовательской программы Гамова требовалось детально просчитать различные цепочки ядерных реакций. Эту работу выполнил Ральф Ашер Альфер, сотрудник лаборатории прикладной физики Университета Джонса Хопкинса. Гамов предложил ему проблему происхождения элементов в качестве темы для докторской диссертации, которую Альфер успешно защитил 13 апреля 1948 года. Через несколько месяцев Альфер опубликовал свои результаты в Physical Review [2]. Еще до этого появилось очень краткое изложение итогов совместной работы [3]. Любопытно, что в журнальной статье указаны три автора — Альфер, Бете, Гамов, однако второй из них в работе не участвовал. Гамов просто решил обыграть созвучие фамилий с первыми буквами греческого алфавита.

Новые результаты Гамова и Альфера стали большим шагом вперед. Теперь уже в качестве исходного материала для нуклеосинтеза выступал не просто сильно сжатый, но и чрезвычайно нагретый нейтронный газ. В этом газе появляются протоны, которые рождаются в результате распада нейтронов. Когда новорожденные протоны объединяются с нейтронами, возникают ядра дейтерия плюс гамма-кванты. Эти ядра присоединяют новые нейтроны и дают начало ядрам с еще большим числом нуклонов. При этом некоторые из захваченных нейтронов уже в составе этих ядер претерпевают бета-распад и превращаются в протоны. При каждом таком акте заряд ядра возрастает и рождается новый элемент.

В результате они получили гладкую кривую, которая правильно описывала генеральную тенденцию к уменьшению концентрации элементов с увеличением их массы. Однако этот результат был справедлив разве что в среднем, поскольку наблюдаемые астрономами величины сильно отличались в обе стороны от расчетных значений. Эта неувязка особенно относится к самым легким элементам периодической системы.

Причин здесь немало, но главная в том, что Альфер вслед за Гамовым оперировал лишь одним механизмом образования составных ядер – захватом нейтронов с возможным последующим бета-распадом. Однако есть и другие каналы, которые, как мы теперь знаем, в основном и были задействованы в эпоху первичного нуклеосинтеза. Например, ядро дейтерия может поглотить протон с образованием гелия-3 и гамма-кванта; два ядра дейтерия могут слиться с образованием либо ядра гелия-3 и нейтрона, либо ядра трития и протона. Но даже если бы гамовская гипотеза полностью объясняла рождение дейтерия, трития и обоих стабильных изотопов гелия, дальше она бы не работала. Присоединение нейтрона к ядру гелия-4 с последующим бета-распадом или без него давало бы абсолютно нестабильные ядра с временем жизни порядка 10^—21 секунды. Это означает, что гамовский процесс в любом случае остановился бы на синтезе гелия.

Модель Гамова — Альфера могла претендовать только на объяснение уже известных сведений об элементном составе Вселенной. Однако в том же 1948 году уже без участия Гамова была выполнена работа, которая предсказала действительно новое явление, еще не известное астрономам [4]. Она принадлежала Альферу и его коллеге по Лаборатории прикладной физики Роберту Герману.

Еще в диссертации Альфера было отмечено, что частицы юной Вселенной погружены в море фотонов, чья суммарная энергия очень сильно превосходит энергию частиц. Альфер и Герман использовали стандартное уравнение, описывающее эволюцию масштабного фактора Вселенной, для сравнения плотности частиц и плотности энергии фотонов в разные эпохи. При расширении Вселенной первая падает в обратной пропорции к кубу масштабного фактора, в то время как вторая из-за космологического красного смещения уменьшается обратно пропорционально его четвертой степени. Отсюда следует, что, хотя энергия излучения в начале расширения Вселенной неизмеримо превосходила энергию частиц, со временем они сравнялись, после чего разница между ними стала расти в пользу материи. Согласно вычислениям Гамова и Альфера, в тот момент температура фотонов, имевших чисто планковский спектр, составила 600 кельвинов (К) (на самом деле намного больше), а к современной эпохе она упала до 5 К. В итоге они пришли к выводу, что космическое пространство заполнено изотропным микроволновым излучением, чей спектр должен совпадать со спектром абсолютно черного тела, нагретого до 5 К. Как известно, это предсказание полностью оправдалось, за исключением не такой уж большой поправки на температуру излучения. Именно в нем состоит самый фундаментальный результат, полученный первыми разработчиками гамовской гипотезы.

Альфер и Герман еще не раз шлифовали модель первичного нуклеосинтеза, индуцированного захватом нейтронов. Венцом их усилий стала совместная статья с Джеймсом Фоллином [5]. В ней впервые получена почти правильная оценка отношения числа протонов к числу нейтронов к началу первичного нуклеосинтеза, которое тогда еще не было установлено на основе астрономических наблюдений. Это второй фундаментальный результат после предсказания космического микроволнового излучения.

Статья Альфера, Фоллина и Германа выглядит на удивление современно. В качестве отправной точки они берут эпоху, которая началась при возрасте Вселенной в 10^-4 секунды и температуре первичной плазмы 1,2х10¹² К. Это дает возможность рассматривать процессы с участием обширного набора частиц, включая электрон-позитронные пары, мезоны и нейтрино. В итоге авторы прослеживают историю превращений материи вплоть до завершения нуклеосинтеза на 30-минутной отметке и далее до возраста Вселенной в 100 млн лет, когда, по их мнению, могло начаться рождение первых звезд и формирование первых галактик. Эта оценка возраста начала звездообразования в целом хорошо согласуется с современными воззрениями научного сообщества.

Великолепная работа Альфера, Фоллина и Германа оказалась финалом первой стадии разработки модели горячей Вселенной. В середине 1950-х Георгий Гамов увлекся расшифровкой генетического кода и практически отошел от астрофизики. Тогда же Альфер и Герман перешли на работу в промышленные корпорации и тоже оставили фундаментальную науку. В космологии вошла в моду концепция стационарной Вселенной (Steady State Cosmology), выдвинутая в конце 1940-х годов Фредом Хойлом и его коллегами по Кембриджскому университету Германом Бонди и Томасом Голдом. Эта теория считала нашу Вселенную вечной, а космическое пространство хотя и расширяющимся, но чисто евклидовым. Наконец, во второй половине 1950-х были разработаны основы современной теории звездного нуклеосинтеза, которая блестяще объяснила рождение металлов (так в астрофизике называют элементы тяжелее гелия) в звездных ядрах. В итоге работы Гамова и его помощников были сочтены анахронизмом и преданы забвению.

Гамов и его партнеры понимали, что мощнейшим аргументом в пользу их модели стало бы открытие микроволнового фонового излучения с предсказанными Альфером и Германом характеристиками. Они пытались убедить радиоастрономов приступить к его поискам, но успеха не имели. В те времена немногие принимали гамовскую модель и никто не желал тратить силы и время на ее подтверждение. К тому же радиометрические методы были еще довольно примитивными, поэтому поиски предсказанного излучения не обещали легкого успеха.

Это излучение было открыто Арно Пензиасом и Робертом Вильсоном только в 1964 году и вполне случайно. После этого акции теории Большого взрыва (так в 1949 году окрестил гамовскую модель Хойл) резко пошли вверх, и на рубеже шестидесятых и семидесятых годов она стала общепринятой парадигмой астрономической науки. На ее основе со временем была разработана общая теория возникновения и эволюции Вселенной, которую принято называть Стандартной космологической моделью или Lambda-Cold Dark Matter (общепринятая аббревиатура — ΛCDM).

Возрождение и последующее развитие теории горячей Вселенной имело место в совершенно ином контексте, нежели ее рождение. Новые измерения параметра Хаббла показали, что возраст Вселенной никак не меньше 10 млрд лет, и это сняло критическое расхождение между космологией первой половины XX века и астрофизикой. Физика микромира претерпела радикальные изменения благодаря появлению теории кварков и разработке Стандартной модели элементарных частиц. Получила ряд подтверждений концепция темной материи, которая в середине 1950-х была чисто теоретической гипотезой. В 1960-е были открыты первые астрономические объекты (квазары и пульсары), которые невозможно понять без привлечения Общей теории относительности. Наука о Вселенной обогатилась инфляционной космологией и открытием темной энергии. Были разработаны чрезвычайно эффективные методы математического моделирования космологических процессов, основанные на использовании мощных компьютеров. Last but not least, изменился коллективный менталитет астрономического сообщества, которое стало с куда большей готовностью рассматривать нестационарные процессы. Жаль только, что Гамов не дожил до триумфальной победы своей модели.

1. Gamov G. Expanding Universe and the Origin of Elements // Physical Review. 1946. N 70. P. 572–573.

2. Alpher R. A. A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements // Physical Review. 1948. N 74. P. 1577–1589.

3. Alpher R. A., Bethe H., and Gamov G. The Origin of the Chemical Elements // Physical Review. 1948. N 73. P. 803–804.

4. Alpher R. A., and Herman R. C. Evolution of the Universe, // Nature. 1948. N 162. P. 774–775.

5. Alpher R. A., Follin J. W., and Herman R. C. Physical Conditions in the Initial Stages of the Expanding Universe // Physical Review. 1953. N 92. P. 1347–1361.