Początek. Jim Baggott
Читать онлайн книгу.
procent masy całej materii we Wszechświecie (widzialnej i niewidzialnej), ciemna materia to dla nas, szczerze mówiąc, prawdziwy ambaras.
Uważa się, że niewielki odsetek ciemnej materii istnieje w postaci egzotycznych obiektów astronomicznych złożonych ze zwykłej materii, która emituje bardzo niewiele lub w ogóle nie emituje promieniowania (i dlatego wydaje się „ciemna”). Są to tak zwane masywne zwarte obiekty halo, czyli MACHO (z ang. Massive Astrophysical Compact Halo Objects).
Panuje pogląd, że zdecydowana większość ciemnej materii składa się z nieznanych jeszcze, tak zwanych słabo oddziałujących masywnych cząstek (z ang. WIMP34, Weakly Interacting Massive Particles). Mają one wiele właściwości neutrin, ale konieczność posiadania znacznie większej masy sprawia, że zdecydowanie wolniej poruszają się w czasoprzestrzeni.
ERA KWARKOWA: OD 10–12 DO 10–6 SEKUNDY
Tak więc mamy już cały budulec widzialnego (i niewidzialnego) Wszechświata. Sama czasoprzestrzeń przesycona jest energią próżni, zwaną przez nas ciemną energią, która da odczuć swoją obecność za jakieś 9 miliardów lat. Cztery siły natury mają postać, jaką znamy obecnie. Znaczący ułamek materii we Wszechświecie to ciemna materia, podatna na wpływ grawitacji, oddziaływań słabych i niewiele więcej. To właściwie wszystko, co w tej chwili możemy powiedzieć, ponieważ, cóż, zwyczajnie nic więcej na ten temat nie wiemy.
Wobec tego skupmy się na materii widzialnej, która i tak będzie dla nas bardziej interesująca – kwarkach, leptonach i cząstkach przenoszących oddziaływania, które znajdują się w Modelu Standardowym.
We Wszechświecie końca Ery Elektrosłabej wciąż jeszcze panuje zawrotnie wysoka temperatura 1015 kelwinów. Mimo że energia izolowanego ładunku kolorowego teoretycznie jest nieskończona, we Wszechświecie nadal jest zbyt dużo energii, by kwarki mogły wygodnie osiąść w wiązaniu z antykwarkami (w mezonach) czy też w większych cząstkach, takich jak protony i neutrony (określanych zbiorczym mianem barionów). Właściwie mezony (z greckiego mésos, co znaczy „pośredni”) i bariony ( z greckiego barys, czyli „ciężki”) są podkategoriami klasy cząstek zwanej hadronami (z greckiego hadros, czyli „ciężki” lub „gruby”)35.
Zamiast tego zawartość Wszechświata zdominowana jest przez musującą plazmę kwarków, gluonów, leptonów, neutrin i fotonów. Dookoła jest wystarczająco dużo energii, by powstały trzy generacje leptonów, kwarków i ich antycząstek, a między kwarkami gorączkowo, w tę i z powrotem, uwijają się gluony, próbujące zasłonić eksponowane ładunki kolorowe. Powstanie jakiejkolwiek większej cząstki momentalnie kończy się jej rozerwaniem.
To Era Kwarkowa.
Niewiele wiadomo o plazmie kwarkowo-gluonowej, lecz w należącym do CERN Wielkim Zderzaczu Hadronów trwają już najnowsze eksperymenty, których celem jest wytworzenie takiej plazmy i zbadanie jej właściwości. Choć wysiłki CERN ogniskowały się przede wszystkim na poszukiwaniach bozonu Higgsa, to w chwilach, gdy zderzacz nie roztrzaskiwał w tym celu protonów, był wykorzystywany do zderzania jąder ołowiu. Jąder ołowiu? Istnieją cztery naturalnie występujące izotopy36 ołowiu (symbol Pb). Jeden z nich, 206Pb, zawiera 82 protony i 124 neutrony. Tak więc zderzenie ze sobą dwóch jąder ołowiu o energiach porównywalnych z tymi, które dominowały w Erze Kwarkowej, powoduje naprawdę niezły bałagan.
I to właśnie bada pracujący w CERN detektor ALICE37. Znajdujące się wewnątrz zderzanych jąder ołowiu protony i neutrony „topią się”, uwalniając kwarki i gluony, które, na ułamek chwili, odtwarzają plazmę kwarkowo-gluonową o temperaturze 5,5 × 1012 kelwinów. Ta błyskawicznie ochładza się, tworząc istną zamieć egzotycznych cząstek materii i „dżetów”, wysokoenergetycznych strumieni kwarków i gluonów, które kondensują, produkując mezony i inne cząstki.
Jedno z pierwszych spostrzeżeń, jakich dostarczyły badania CERN i innych ośrodków, mówi, że plazma kwarkowo-gluonowa bardziej niż gaz przypomina ultragorącą ciecz o niskiej lepkości.
Jednak Wszechświat kontynuuje ekspansję i stygnięcie, wobec czego około jednej mikrosekundy (10–6 sekundy) od Wielkiego Wybuchu temperatura spada do poziomu blisko 3 × 1012 kelwinów, co jest już wystarczająco niską wartością, by „zamknąć” kwarki w mezonach i barionach. Raz zamknięte w większych cząstkach już tam pozostają, gdyż brak wystarczającej energii, żeby je od siebie oderwać.
ERA HADRONOWA: OD 10–6 SEKUNDY DO 1 SEKUNDY
Materia we Wszechświecie jest teraz zdominowana przez hadrony i ich antymaterialne odpowiedniki. Wśród cząstek materii znajdują się znane nam już protony i neutrony, a także mniej znane piony, obdarzony ładunkiem elektrycznym π+ (zbudowany z kwarka górnego i antykwarka dolnego), π– (zbudowany z kwarka dolnego i antykwarka górnego) oraz obojętny, π0 (mieszanina kwarków i antykwarków górnych oraz kwarków i antykwarków dolnych). Bardziej egzotyczne kwarki drugiej i trzeciej generacji zniknęły, czy to rozpadając się na cząstki o większej stabilności, czy ulegając „anihilacji”, reakcji towarzyszącej zderzeniu materii z antymaterią.
W mieszaninie cząstek znajdują się również elektrony, miony, stowarzyszone z nimi neutrina i ich antymaterialne odpowiedniki oraz fotony. Taony trzeciej generacji anihilowały. Neutrina są bardzo lekkimi cząstkami podróżującymi z prędkością praktycznie dorównującą prędkości światła. Skoro tylko zaprzestały oddziaływania z innymi cząstkami, „odłączyły się”, ignorując większość pozostałej materii i antymaterii, i po prostu ekspandowały wraz z czasoprzestrzenią.
Nie ma już odsłoniętych ładunków kolorowych – kwarki i gluony tkwią bezpiecznie ukryte wewnątrz hadronów. Oddziaływanie silne zostało w pewnym sensie „uwewnętrznione”; przejawia swoją obecność tylko wewnątrz dużych cząstek. Jedyne siły, jakie odgrywają rolę w powstałej plazmie naładowanych cząstek, to oddziaływanie słabe i (dominujący) elektromagnetyzm.
Temperatura nadal się obniża. Kiedy spadnie do wartości poniżej 1012 kelwinów, hadrony i antyhadrony anihilują. Anihilacji ulegną również cząstki π+ i π–, a cząstki π0 rozpadną się na fotony. W wyniku anihilacji protonów i antyprotonów powstaną strumienie mezonów, które z kolei rozpadną się na fotony. Protony ulegną anihilacji z antyneutronami, a antyprotony z neutronami.
To całe mnóstwo anihilacji. Prawdę mówiąc, tego rodzaju reakcje anihilacji materii z antymaterią zachodziły cały czas, tylko że w wyższych temperaturach powstałe w wyniku anihilacji fotony miały wystarczająco dużo energii, by spontanicznie odtwarzać pary materia–antymateria, wobec czego bilans strat i zysków wychodził na zero. Teraz, gdy temperatura spadła, nie ma już odwrotu.
Prosta logika podpowiada, że cały proces powinien toczyć się sprawiedliwie i zamieniająca się w światło materia i antymateria muszą znikać w równych ilościach. Tymczasem Wszechświat, który obserwujemy dzisiaj, jak się wydaje, zawiera tylko materię. Niewykluczone, że gdzieś w kosmosie znajdują się wielkie kawałki antymaterii – być może w odległych gromadach antymaterialnych galaktyk. Praktycznie niemożliwe jest odróżnienie, czy gwiazdy w takiej galaktyce składają się z materii czy z antymaterii, na podstawie pomiarów dokonywanych przez nasze instrumenty, i to zarówno te znajdujące się na powierzchni Ziemi, jak i na orbicie wokółziemskiej.
Jednak, choć w tej chwili nie potrafimy tego udowodnić, pomysł, że „gdzieś tam” znajdują się wielkie kawałki antymaterii, wydaje się nieco sztuczny. Nie pozostaje nam więc nic innego, jak zaakceptować fakt, że po zakończeniu całej tej anihilacji hadronów w kosmosie przetrwała niewielka, szczątkowa ilość materii. To może być ślepy przypadek. Jeżeli istnieje