Первые три минуты

Что происходит с отдельным фотоном, пока он путешествует сквозь Вселенную? Ничего особенного, если только подразумевается сегодняшняя Вселенная. Свет от объектов, удаленных чуть не на 10 миллиардов световых лет, по-видимому, прекрасно доходит до нас. Значит, какая бы материя ни присутствовала в межгалактическом пространстве, она должна быть достаточна прозрачна, чтобы фотоны смогли путешествовать в течение времени, составляющего значительную часть возраста Вселенной, не будучи рассеянными или поглощенными.

Однако красные смещения далеких галактик говорят нам, что Вселенная расширяется, так что ее составные части должны были быть когда-то более сжатыми, чем сейчас. Температура произвольной жидкости в общем случае растет, когда жидкость сжимается, поэтому мы можем также заключить, что вещество Вселенной было в прошлом много горячее. В действительности, мы полагаем, был период времени, который, как мы увидим, длился, вероятно, в течение первых 700 000 лет существования Вселенной, когда содержимое Вселенной было столь горячим и плотным, что не могло еще собраться в звезды и галактики, и даже атомы были все еще разбиты на составляющие их ядра и электроны.

В этих мало приятных условиях фотон не мог путешествовать на заметные расстояния без помех, как он может это делать в сегодняшней Вселенной. Фотон должен был находить на своем пути огромное количество свободных электронов, которые могли эффективно рассеивать или поглощать его [21]. Если фотон рассеивается электроном, то он в общем случае либо отдает немного энергии электрону, либо получает от него немного энергии в зависимости от того, имел ли начальный фотон энергию больше или меньше, чем у электрона. «Среднее свободное время», в течение которого фотон может путешествовать, прежде чем он поглотится или испытает заметное изменение энергии, должно было быть очень малым, значительно меньше характерного времени расширения Вселенной. Соответствующее среднее свободное время для других частиц (электронов и атомных ядер) должно было быть еще короче. Таким образом, хотя в определенном смысле Вселенная вначале расширялась очень быстро, для отдельного фотона, электрона либо ядра это расширение занимало значительное время, такое, которого было достаточно для того, чтобы каждая частица многократно рассеялась, или поглотилась, или вновь испустилась.

Предполагается, что любая система такого рода, в которой отдельные частицы имеют время для многократных взаимодействий, приходит в состояние равновесия. Количество частиц, характеристики которых (положение, энергия, скорость, спин и др.) находятся в определенном интервале значений, должно стать таким, чтобы каждую секунду из этого интервала выбивалось и вносилось обратно равное число частиц. Таким образом, свойства подобной системы определяются не какими бы то ни было начальными условиями, а лишь условием достижения равновесия. Конечно, «равновесие» здесь не означает, что частицы замерзли — каждая из них непрерывно ударяется о своих соседей. Скорее, равновесие статистическое — это распределение частиц по положению, энергии и т. п., причем такое распределение, которое не меняется или меняется очень медленно.

Равновесие подобного статистического рода обычно называют «тепловым равновесием», так как такое состояние всегда характеризуется определенной температурой, которая должна быть одинакова во всей системе. В действительности, строго говоря, только в состоянии теплового равновесия и можно точно определить саму температуру. Мощная и глубокая ветвь теоретической физики, известная как статистическая механика, дает математические средства для расчета свойств любой системы в тепловом равновесии.

Достижение теплового равновесия происходит так, что это несколько напоминает предположительное действие механизма цен в классической экономике. Если спрос превышает предложение, то цена товаров будет расти, ограничивая эффективный спрос и поощряя увеличение производства. Если предложение превышает спрос, то цены падают, увеличивая эффективный спрос и приостанавливая дальнейшее производство. В обоих случаях спрос и предложение достигнут равенства. Точно так же, если имеется слишком много или слишком мало частиц с энергиями, скоростями и другими характеристиками в определенном интервале значений, то скорость, с которой они покидают этот интервал, будет больше или меньше скорости, с которой они попадают в него, пока не установится равновесие.

Конечно, механизм цен не всегда работает точно так, как это предполагается в классической экономике, но и здесь имеется аналогия — большинство физических систем в реальном мире весьма далеко от теплового равновесия. В центрах звезд имеется почти идеальное тепловое равновесие, так что мы можем с определенной уверенностью оценить, каковы там условия, но поверхность Земли ни в какой мере не близка к равновесию, и мы совершенно не уверены в том, будет завтра дождь или нет. Вселенная никогда не была в состоянии идеального теплового равновесия, так как помимо всего прочего она расширяется. Однако в ранний период, когда скорости рассеяния и поглощения отдельных частиц были много больше скорости космического расширения, Вселенную можно рассматривать как «медленно» переходящую от одного состояния почти идеального теплового равновесия к другому.

Решающим для всей аргументации в этой книге является то, что Вселенная когда-то прошла через состояние теплового равновесия. Согласно выводам статистической механики, свойства любой системы в тепловом равновесии полностью определяются, как только заданы температура системы и плотности нескольких сохраняющихся величин (о которых будет сказано чуть больше в следующей главе). Поэтому Вселенная имеет лишь очень ограниченные воспоминания о своих начальных условиях. Это грустно, если мы хотим реконструировать самое начало, но в то же время потеря компенсируется тем, что мы можем вывести ход событий с самого начала без слишком большого числа произвольных предположений.

Мы видели, что микроволновое излучение, открытое Пензиасом и Вилсоном, считается оставшимся от того времени, когда Вселенная находилась в состоянии теплового равновесия. Поэтому, чтобы понять, каковы ожидаемые свойства наблюдаемого фона микроволнового излучения, мы должны задать вопрос: каковы общие свойства излучения, находящегося в тепловом равновесии с веществом?

Случилось так, что именно этот вопрос исторически породил квантовую теорию и интерпретацию излучения в терминах фотонов. К 90-м годам девятнадцатого века стало известно, что свойства излучения в состоянии теплового равновесия с веществом зависят только от температуры. Более точно, количество энергии в единичном объеме такого излучения в любом заданном интервале длин волн дается универсальной формулой, содержащей только длину волны и температуру. Эта же формула дает количество излучения внутри ящика с непроницаемыми стенками, поэтому радиоастроном может использовать ее для интерпретации наблюдаемой им интенсивности радиошума с помощью понятия эквивалентной температуры. Эта же формула определяет количество излучения, испущенного за секунду с одного квадратного сантиметра полностью поглощающей поверхности на любой длине волны, так что излучение такого рода общеизвестно как «излучение черного тела». Таким образом, излучение черного тела характеризуется некоторым распределением энергии по длинам волн, даваемым универсальной формулой, зависящей только от температуры. Самый острый вопрос, с которым столкнулись физики-теоретики 90-х годов, был в том, чтобы найти эту формулу.

Правильная формула для излучения черного тела была найдена в последние недели девятнадцатого века Максом Карлом Эрнстом Людвигом Планком. Точный вид результата Планка показан на рис. 7 для температуры наблюдаемого космического микроволнового шума ЗК. Качественно формула Планка может быть описана следующим образом: в ящике, заполненном излучением черного тела, энергия в любом интервале длин волн плавно растет с увеличением длины волны, достигает максимума, а затем плавно падает. Это «распределение Планка» универсально и не зависит от природы вещества, с которым взаимодействует излучение, а зависит только от его температуры. В используемом в наши дни смысле, термин «излучение черного тела» означает любое излучение, в котором распределение энергии по длинам волн подчиняется формуле Планка независимо от того, действительно ли оно испущено черным телом или нет. Таким образом, в течение первого миллиона лет или около того, когда излучение и вещество находились в состоянии теплового равновесия, Вселенная должна была быть заполнена излучением черного тела с температурой, равной температуре того вещества, из которого она состояла.

21

Поглощение фотона свободным электроном невозможно (из-за закона сохранения энергии-импульса), и это оказывается существенным (см. дополнение редактора 3). — Прим. ред.