(Если книга не упала, срочно найдите ближайшего астрофизика и сообщите ему о чрезвычайной ситуации космического масштаба.)
Правда, в первые мгновения существования ранней Вселенной не было ни книг, ни десятилетних баскетболистов. Не существовало даже самих планет, на которые могла бы влиять гравитация. Сила тяготения лучше всего действует на большие объекты, а в ранней Вселенной все еще было невообразимо маленьким.
Но это только в самом начале.
Космос продолжал расти.
Следующим шагом стало отделение друг от друга трех остальных главных сил природы[1].
Для этих сил главное – управлять мельчайшими частицами или зернышками вещества, которое заполняет космос.
А смогли бы вы забросить сверху мяч в баскетбольную корзину на Марсе?
Допустим, что вы действительно сумели добраться до Марса – а это не так-то легко – и что ваш скафандр настолько удобен, что в нем можно прыгать. Сила тяжести на планете зависит от ее массы. Так как Марс гораздо менее массивен, чем Земля, сила тяжести на нем всего-навсего чуть больше трети земного тяготения. Поэтому у вас будет шанс подпрыгнуть достаточно высоко. Но надеюсь, что, если вам и вправду удастся однажды попасть на Марс, вы не станете тратить время на баскетбол. Там будет на что посмотреть и чем заняться – поинтереснее, чем забрасывать мячи в корзину.
И как только все четыре силы разделились, появилось все необходимое для создания Вселенной.
От начала мира прошла одна триллионная доля секунды.
Вселенная все еще была невероятно маленькой, горячей, и в ней начало становиться тесно от частиц. В этот момент существовало два вида частиц: кварки – рифмуется с «шкварки» – и лептоны. Кварки – прикольная вещь. Кварк никогда нельзя поймать в одиночку – он всегда крепко держится за другие кварки. Наверняка у вас есть по крайней мере один друг или одноклассник, кто ведет себя примерно так же. Кварки похожи на детей, которые ничего не соглашаются делать одни, без компании, даже в туалет ходить.
У материи много имен
Меня предупреждали, что молодых читателей не стоит перегружать большим количеством названий и терминов. Поэтому я удержусь от искушения рассказать во всех подробностях обо всех типах кварков, существующих во Вселенной: верхних, нижних, странных и очарованных. Но я все-таки думаю, кое-что о кварках и лептонах вам надо знать. Ведь из них построена вся видимая Вселенная. В том числе и вы. К тому же я замечал, что дети запросто запоминают сложнейшие названия разных динозавров. Понятно, некоторые динозавры такие злые и страшные с виду, что запомнить, как они называются, нетрудно. Но ведь и мы говорим ни больше, ни меньше как о частицах, из которых состоит вся Вселенная! Частицы, хотя они и не такие страшные с виду, как динозавры, тоже бывают очень интересными. И без этих частиц не появилось бы и самих динозавров.
Сила, которая удерживает вместе два кварка или более, увеличивается по мере того, как вы их разъединяете – как будто они связаны какой-то микроскопической невидимой резинкой. Если все же разъединить их до определенного предела, эта «резинка» лопается, и освободившаяся энергия ее натяжения создает с каждого конца пары новый кварк, который тут же присоединяется к уже существующему. Представьте, что было бы, если бы это произошло с вашими одноклассниками-«прилипалами», о которых мы говорили, и все они обзавелись бы «дублями». Ваши учителя точно бы удивились.
А вот лептоны, наоборот, одиночки. Сила, которая удерживает вместе кварки, на них не действует, и они не сбиваются в группы. Самый известный лептон – это электрон.
Но в космосе были не только эти частицы. Он буквально пылал энергией. Содержалась она в маленьких волнообразных пакетах или пучках световой энергии – фотонах.
И вот тут начинаются странности.
Антивещество
Все основные частицы Вселенной, в том числе кварки и лептоны, с которыми мы только что познакомились, имеют двойников из антивещества, во всем им противоположных. Возьмем электрон, самый популярный представитель семейства частиц-лептонов. У электрона заряд отрицательный, а его античастица, позитрон, заряжена положительно. Но что-то мы не очень-то много видим вокруг себя антивещества! Дело в том, что, как только его частица образуется, она тут же ищет свою «пару» – частицу вещества, а встречи их добром никогда не кончаются: частицы уничтожают друг друга, превращаясь во вспышку энергии. (Смотрите в главе 3 придуманную физиком Георгием Гамовым историю о мистере Томкинсе.) Сейчас ученые создают частицы антивещества в ходе экспериментов на гигантских установках, где атомы с огромной скоростью врезаются друг в друга. Мы наблюдаем их образование и при высокоэнергетических столкновениях частиц в космосе. Но проще всего найти антивещество, вероятно, в научной фантастике. Оно служит топливом знаменитому звездолету «Энтерпрайз» в телевизионном шоу «Звездный путь» и кинофильмах, снятых по его мотивам. Да и в комиксах оно частенько появляется.
Вселенная была такой горячей, что фотоны постоянно превращались в пары частиц вещества и антивещества. Частицы каждой пары сталкивались друг с другом и исчезали, снова преобразуясь в фотоны. Но по каким-то таинственным причинам в одном из каждого миллиарда таких превращений образовывалась только одна частица вещества, без своего антидвойника. Не будь этих редких исключений, когда образовавшаяся частица не исчезала, во Вселенной никакого вещества бы не появилось. Так что очень хорошо, что все случилось именно так. Ведь мы-то все состоим из вещества.
Время шло, и космос продолжал расширяться и охлаждаться. Когда он стал больше, чем наша нынешняя Солнечная система, температура вдруг быстро упала. Вселенная все еще была невероятно горячей, но ее температура снизилась до значений менее триллиона градусов Кельвина.
От начала мира прошла одна миллионная доля секунды.
Итак, за это время Вселенная выросла от мельчайшей частицы точки в конце этого предложения до размеров нынешней Солнечной системы. А это область размером почти триста миллиардов километров, или более ста восьмидесяти миллиардов миль в поперечнике.
Как мы измеряем температуру
Может, вы уже знаете, что есть несколько различных способов измерять температуру. В Соединенных Штатах мы пользуемся градусами Фаренгейта, в Европе и большей части остального мира привыкли к градусам Цельсия[2]. Астрофизики применяют шкалу Кельвина – на ней ноль градусов – это настоящий ноль, ниже него температура быть не может. Так что триллион градусов Кельвина – это чуть побольше, чем триллион градусов Фаренгейта или Цельсия. Нет, я не имею ничего против других температурных шкал – в повседневной жизни меня вполне устраивает Фаренгейт. Но, когда я думаю о Вселенной, мне нужны только Кельвины.
Триллион градусов Кельвина – это во много раз горячее поверхности Солнца. Но по сравнению с самым первым мгновением после Большого взрыва его можно считать прохладой. Тепленькая Вселенная уже не была достаточно горячей и плотной, чтобы образовывать новые кварки, а все уже созданные крепко обхватили своих партнеров и стали объединяться в более тяжелые частицы. Такие комбинации кварков вскоре привели к появлению знакомых нам форм вещества: протонов и нейтронов.
К этому времени от начала мира прошла одна секунда.
Вселенная разрослась до размера в несколько световых лет – примерно на таком расстоянии от ближайших к нему звезд сейчас находится Солнце. Температура ее упала до миллиарда градусов, и в ней все еще очень жарко – достаточно жарко, чтобы приготовить маленькие электроны и их античастицы, позитроны. Эти частицы внезапно возникают, аннигилируют друг с другом и снова исчезают. Но то же самое правило, которое действовало для других частиц, справедливо и для электронов: один на миллиард все-таки выживает.
