Спросите Итана: Как возникли атомы?

Сегодня Вселенная, какой мы её знаем, превратилась в сложное, пригодное для жизни место, потому что на раннем этапе истории Вселенной смогли сформироваться нейтральные атомы. Однако без точно определённых квантовых свойств и согласованного набора законов и правил, которым нужно следовать, образование стабильных нейтральных атомов было состоялось бы значительно позжде или вообще могло бы не произойти. Источник: Adobe Stock / icholakov / Big Think

Из первичного супа частиц в конечном итоге возникли атомы. Что произошло, чтобы это стало возможным, и могло ли всё сложиться иначе?

Итан Сигел, 18 сентября 2026

Ключевые тезисы:

• Нашей Вселенной в настоящее время 13,8 миллиардов лет, и атомы существовали почти всю её космическую историю, за исключением лишь первых нескольких сотен тысяч лет.

• Мы можем проследить космическую историю того, как нейтральные атомы в конечном итоге образовались из ядер и электронов, как ядра образовались из протонов и нейтронов, и как протоны и нейтроны до этого образовались из кварков.

• Но не обязательно всё должно было сложиться именно так. Вселенная могла быть иной настолько, чтобы нейтральные атомы никогда бы не сформировались. И вот подробности, которых вы больше нигде не услышите!

В основе всего, к чему мы когда-либо прикасались, что видели или с чем взаимодействовали здесь, на Земле, лежит одна и та же скромная физическая структура: атом. Каждое человеческое тело содержит около 10²⁸ атомов, и они представлены чуть менее чем 100 различными видами, или элементами, возникшими в природных процессах, кроме того, мы синтезировали ещё несколько десятков в лабораторных экспериментах. Соединяясь вместе, атомы образуют невообразимо сложные, комплексные структуры как в микроскопических, так и в макроскопических масштабах, и составляют каждый живой и неживой объект, известный в настоящее время человечеству.

Но атомы существовали не всегда: они образовались только после горячей ранней стадии нашей Вселенной, известной как горячий Большой взрыв. Как они возникли, и что сделало их существование возможным? Это вопрос Дэйва Дрюса, который хочет знать:

«Как возникли атомы из первобытного супа после Большого взрыва? Как возникли протоны и нейтроны, чтобы образовать атомы? Существовали ли свободно плавающие кварки, соединяющиеся в правильных комбинациях, чтобы сформировать протоны и нейтроны? Как возникли кварки? Были ли свободные глюоны, которые соединились, чтобы создать их? Свободные электроны летали вокруг, но что заставило их связаться с протонами, чтобы создать атомы водорода, и так далее?..»

Давайте начнём с изложения нашей собственной космической истории, которая и привела к образованию атомов, а затем оглянемся на ключевые этапы, сделавшие их повсеместное существование возможным.

При высоких температурах, достигаемых в очень молодой Вселенной, не только частицы и фотоны могут спонтанно создаваться при наличии достаточной энергии, но и античастицы и нестабильные частицы, что приводит к первичному супу из частиц и античастиц. Однако даже в этих условиях могут возникать лишь несколько определённых состояний, или частиц, и к моменту, когда прошло несколько секунд, Вселенная становится намного больше, чем была на самых ранних стадиях. По мере расширения Вселенной плотность, температура и скорость расширения Вселенной также быстро падают. Источник: Брукхейвенская национальная лаборатория

В начале горячего Большого взрыва у нас вообще не было атомов. У нас даже не было их основных составляющих: атомных ядер, не было даже протонов или нейтронов. Электроны присутствовали, как и их аналоги из антивещества, позитроны, а также все фундаментальные частицы и античастицы Стандартной модели. Условия в те времена были слишком горячими, плотными и энергичными для образования каких-либо связанных структур; как только любые две частицы пытались связаться вместе, экстраординарные условия того времени приводили к тому, что другая квантовая частица взаимодействовала с ними и разрывала их.

Однако со временем Вселенная расширялась, и по мере этого она также остывала, охлаждалась. Это охлаждение означает, что фотоны и другие безмассовые частицы испытывают красное смещение, их длины волн удлиняются, и они теряют энергию. Массивные частицы аналогично теряют энергию: вы можете думать о них как о волнах материи (волнах де Бройля), длины волн которых удлиняются, или вы можете думать о них как о частицах, путешествующих через расширяющееся пространство, и чем больше пространства нужно пройти, тем медленнее они через него движутся, теряя в этом процессе кинетическую энергию.

Когда всё расширяется и охлаждается до некоторого уровня, нестабильные частицы распадаются, более тяжёлые пары частица-античастица аннигилируют в частицы с более низкой энергией, но уже не могут образоваться заново путём аннигиляции более лёгких видов (поскольку достаточная для этого энергия больше недоступна, согласно E=mc²), и выживают только самые низкоэнергетические, наиболее стабильные виды частиц.

В очень ранней Вселенной существовало огромное количество кварков, лептонов, антикварков и антилептонов всех видов. После того как с момента горячего Большого взрыва прошла лишь крошечная доля секунды, большинство этих пар материя-антиматерия аннигилируют, оставляя очень маленький избыток материи над антиматерией. Как возник этот избыток — загадка, известная как бариогенез, и это одна из величайших нерешённых проблем современной физики. Источник: E. Siegel/Beyond the Galaxy

В какой-то момент (и мы не знаем точно, когда и как это произошло) две равные и противоположные асимметрии возникли на раннем этапе нашего космического прошлого. Примерно на каждые 550 миллионов присутствовавших антикварков приходилось такое же количество кварков плюс один, и примерно на каждые 3,3 миллиарда присутствовавших позитронов приходилось такое же количество электронов плюс один. Когда Вселенная достаточно охладилась, так что кварки и антикварки аннигилировали, осталось небольшое количество лишних кварков. Когда космос достаточно охладился, эти лишние кварки связались в адроны, в конечном итоге приведя к протонам и нейтронам. (Никаких дополнительных глюонов не потребовалось; связанные состояния кварков обеспечивают себя сами!)

Аналогично, хотя и немного позже, электроны и позитроны аннигилируют, и они оставляют избыток электронов: один электрон примерно на каждые шесть избыточных кварков. Поскольку половина адронов была протонами, а другая половина — нейтронами, а протоны и нейтроны состоят из шести кварков каждый, это оставляет электрически нейтральную Вселенную. После этого протоны и нейтроны взаимодействуют и взаимопревращаются через слабые взаимодействия, преобразуя баланс протонов/нейтронов с 50/50 до примерно 85/15, прежде чем слабые взаимодействия полностью заморозятся (или станут неэффективными). (Это также изменяет количество электронов, поскольку каждый нейтрон, превращённый в протон, теряет одно чистое нейтрино и приобретает один чистый электрон.) Часть нейтронов радиоактивно распадается, и затем, к моменту, когда Вселенной чуть больше трёх минут, фоновое излучение достаточно охлаждается, чтобы первые атомные ядра могли синтезироваться, не будучи немедленно разорванными: период нуклеосинтеза Большого взрыва.

На этом графике показано содержание лёгких элементов с течением времени, по мере расширения и охлаждения Вселенной в течение различных фаз нуклеосинтеза Большого взрыва. К моменту образования первых звёзд начальные соотношения водорода, дейтерия, гелия-3, гелия-4 и лития-7 фиксируются этими ранними ядерными процессами. Источник: M. Pospelov & J. Pradler, Annual Review of Nuclear and Particle Science, 2010

Хотя у нас есть Вселенная со множеством составляющих, включая нейтрино, антинейтрино, тёмную материю и тёмную энергию, на этом этапе (после завершения периода нуклеосинтеза) для образования атомов важны только три вещи:

• Первичные атомные ядра, которые составляют (по количеству) около 92% водород с одним протоном, 8% гелия-4, около 0,01% дейтерия, около 0,01% гелия-3 и около 0,0000001% лития-7.

• Электроны, которые, будучи отрицательно заряженными, хотели бы связаться с атомными ядрами, которые все положительно заряжены, поскольку электростатические (кулоновские) силы чрезвычайно сильны.

• И фотоны, которые, хотя Вселенная расширилась и резко охладилась с момента её самого горячего состояния, всё ещё достаточно горячи, чтобы ионизировать любой нейтральный атом, пытающийся сформироваться.

Требуется десятки тысяч лет, чтобы Вселенная достаточно охладилась, и первый ион, даже с одним связанным электроном, мог стабильно сформироваться: дважды ионизированный литий. Следом идут однократно ионизированный литий и однократно ионизированный гелий, а затем нейтральный гелий, когда Вселенной чуть больше 100 000 лет, становится первым стабильным видом нейтрального атома. Атомы водорода становятся нейтральными в среднем через 380 000 лет после Большого взрыва, а литий прибывает на вечеринку последним, требуя более миллиона лет, прежде чем этот третий и последний электрон свяжется с ним. Наконец, нейтральные атомы сформировались, и Вселенная может продолжать эволюционировать, создавая звёзды, галактики, планеты, живые существа и даже людей.

По мере охлаждения Вселенной формируются атомные ядра, а при дальнейшем охлаждении — нейтральные атомы. Все эти атомы (практически) состоят из водорода или гелия, которые образуются всего через несколько минут после Большого взрыва. Процесс, позволяющий им стабильно формировать нейтральные атомы, занимает сотни тысяч лет для своего завершения. Источник: E. Siegel/Beyond the Galaxy

Это было краткое изложение космической истории о том, как возникли атомы. Но наша Вселенная не обязательно должна была обладать свойствами, которые привели к существованию атомов, тем более к существованию стабильных, нейтральных, долгоживущих атомов. Даже при тех же самых законах физики крошечное различие в условиях, с которых началась Вселенная, могло привести к Вселенной без атомов множеством способов. Давайте разберём, как это могло бы произойти.

Вселенная, где расширение и плотность энергии не сбалансированы

Один из самых замечательных фактов о нашей Вселенной (хотя мы часто не считаем его замечательным) заключается в том, что если мы суммируем общую плотность энергии всех различных видов энергии, существующих в космосе:

• тёмная материя,

• тёмная энергия,

• обычная материя,

• излучение,

• нейтрино,

• чёрные дыры,

и всё остальное, что существует, мы получим величину, которая точно соответствует критической плотности, которая представляет собой значение плотности, заданное текущей скоростью расширения Вселенной.

Эти значения не просто равны сегодня, но были равны в каждый момент космической истории, вплоть до Большого взрыва. В те ранние, первобытные стадии, если бы эти два значения не были точно равны, а имели бы лишь крошечное несоответствие, скажем, 1 часть на триллион, или 0,0000000001%, атомы никогда бы не образовались. Если бы плотность энергии была больше критической плотности, заданной скоростью расширения, Вселенная сколлапсировала бы задолго до того, как смог бы образоваться хотя бы один атом. Если бы плотность энергии была меньше этой критической плотности, Вселенная расширялась бы так быстро, что ни один протон и ни один электрон никогда бы не встретились, делая атомы невозможными в любом случае. Только в случае, когда общая плотность энергии и скорость расширения находятся в идеальном балансе, атомы могут формироваться во Вселенной: ситуация, которая, как оказалось, сохраняется даже сегодня, спустя 13,8 миллиардов лет.

Если бы Вселенная имела чуть более высокую плотность материи (красный), она была бы замкнутой и уже сколлапсировала бы; если бы она имела чуть более низкую плотность (и отрицательную кривизну), она расширялась бы гораздо быстрее и стала бы гораздо больше. Большой взрыв сам по себе не даёт объяснения, почему начальная скорость расширения в момент рождения Вселенной так идеально балансирует общую плотность энергии, не оставляя места для пространственной кривизны вообще и делая Вселенную идеально плоской. В областях с повышенной плотностью расширение может быть преодолено. Источник: Ned Wright's cosmology tutorial

Вселенная с недостаточным (или отсутствующим) бариогенезом

В какой-то момент космической истории Вселенная создала фундаментальную общую асимметрию: она каким-то образом произвела больше материи, чем антиматерии. Многие параметры всё ещё сохранялись: электрический заряд, энергия, линейный и угловой моменты и несколько других фундаментальных квантовых величин. Но «сохранение барионного числа» было нарушено, как и «сохранение лептонного числа» в равных количествах, что привело к Вселенной, где на каждый созданный дополнительный чистый протон создавался также дополнительный электрон. (Теоретически, на каждый созданный дополнительный чистый нейтрон также создавалось дополнительное нейтрино, но у нас нет способа проверить это.)

Количество бариогенеза, которое у нас было, означает, что на каждые 1,6 миллиарда фотонов, которые у нас были на ранних стадиях Большого взрыва, мы получили один избыточный барион. Если бы асимметрии не было, то почти каждый барион аннигилировал бы с почти каждым антибарионом. Они бы аннигилировали, аннигилировали и аннигилировали, пока не осталось бы так мало барионов и антибарионов в такой огромной, расширяющейся Вселенной, что они практически никогда не нашли бы друг друга.

Это оставило бы нас с примерно 1 барионом и 1 антибарионом на каждые 1 секстиллион фотонов: с такой крошечной величиной плотности, что случайные электроны или позитроны, которые всё ещё существовали, практически никогда не нашли бы их. Отсутствие бариогенеза означает, что сохраняется чрезвычайно низкая плотность протонов (и антипротонов), и в такой разреженной Вселенной (с менее чем одним протоном на кубический километр пространства) ядра и электроны просто не могут найти друг друга, и, следовательно, атомы не образуются.

По мере расширения и охлаждения Вселенной нестабильные частицы и античастицы распадаются, в то время как пары материя-антиматерия аннигилируют, и фотоны больше не могут сталкиваться с достаточно высокими энергиями, чтобы создавать новые частицы. Антипротоны будут сталкиваться с эквивалентным числом протонов, аннигилируя их, как и антинейтроны с нейтронами. После всей этой бойни каким-то образом остаётся больше материи, чем антиматерии: свидетельство большой начальной асимметрии. Если бы такой асимметрии не было, во Вселенной было бы менее одного протона или антипротона на кубический километр. Источник: E. Siegel/Beyond the Galaxy

Вселенная, где сильное ядерное взаимодействие было бы немного слабее

Один из фундаментальных фактов о нашей Вселенной заключается в том, что самая сильная из сил — это сильное ядерное взаимодействие, а электромагнитная сила лишь немного слабее его. Слабое ядерное взаимодействие гораздо слабее (а также имеет невероятно короткий радиус действия), в то время как гравитационная сила, безусловно, самая слабая из всех. Тот факт, что сильное ядерное взаимодействие действует как пружина, обеспечивая нулевую силу на кратчайших расстояниях, но увеличивая силу на больших расстояниях, это то, что позволяет существовать таким частицам, как протон, и существовать с определённым размером и массой.

Но если мы уменьшим силу сильного ядерного взаимодействия, всё станет сложным, и быстро. Если мы уменьшим эту силу примерно на 50%, мы смогли бы иметь только атомы водорода с нулём, одним или (временно) двумя нейтронами в его ядре; сверх этого сила электромагнитного отталкивания предотвратила бы существование даже второго протона в ядре. Пойдём немного дальше и уменьшим силу примерно до 1% от её текущего значения, и «пружинная» природа сильного взаимодействия будет настолько слабой, что даже сами протоны не смогут образоваться, поскольку отталкивание между одноимённо заряженными кварками в ядре будет достаточно сильным, чтобы вообще предотвратить образование протона. Без протонов нет атомов; во Вселенной со слишком слабым сильным ядерным взаимодействием в периодической таблице не было бы ни одного элемента.

При высоких энергиях (малых расстояниях) сила взаимодействия сильного взаимодействия падает до нуля. На больших расстояниях она быстро возрастает. Это идея асимптотической свободы, которая была экспериментально подтверждена с высокой точностью и применяется к кваркам в любых и всех связанных состояниях. Сильное взаимодействие должно быть достаточно сильным, чтобы преодолеть силу электромагнитного отталкивания между одноимённо заряженными кварками; если бы оно не было таковым, протоны, нейтроны и другие барионы вообще не могли бы образоваться. Источник: S. Bethke, Progress in Particle and Nuclear Physics, 2007

Вселенная, слишком богатая излучением

Аналогично, более поздний этап, ключевой для образования нейтральных атомов, — это позволить электронам стабильно связываться с протонами и другими атомными ядрами. Однако важно помнить следующее: наша Вселенная не образует стабильные нейтральные атомы водорода до тех пор, пока оставшийся фоновый радиационный фон от Большого взрыва (известный как космическое микроволновое фоновое излучение) не достигнет температуры около 3000 К. Однако если мы переведём температуру 3000 К в энергию (используя постоянную Больцмана), мы не получим энергию ионизации атома водорода, которая составляет 13,6 эВ. Вместо этого мы получим гораздо меньшую величину: что-то около 0,3 эВ.

Всё потому, что в нашей Вселенной буквально более 1 миллиарда фотонов на каждый атом, и фотоны по их энергии следуют распределению Максвелла-Больцмана. Проще говоря, это означает, что даже если у них есть средняя температура и средняя энергия, в этой «ванне» есть несколько фотонов, которые имеют энергию гораздо выше средней, и пока существует столько же фотонов с энергией выше энергии ионизации данного вида атома, сколько атомов этого вида, ионизация будет происходить всегда, и образование нейтральных атомов не произойдёт.

Даже сегодня, когда температура Вселенной охладилась до 3 К, если бы у нас имелось достаточное общее количество фотонов (их число было бы очень большим, но не бесконечным), вокруг летало бы количество высокоэнергетических фотонов на высокотемпературном «краю» распределения Максвелла-Больцмана, достаточное, чтобы ионизировать каждый отдельный атом, делая образование стабильных нейтральных атомов невозможным даже сегодня.

Эта симуляция показывает частицы в газе со случайным начальным распределением скоростей/энергий, сталкивающихся друг с другом и приближающихся к распределению Максвелла-Больцмана. Состояние достижения теплового равновесия — это когда все части системы могут свободно обмениваться энергией, сталкиваться и взаимодействовать со всеми другими частями системы, и его легко достичь для замкнутой, изолированной, неизменной системы. Напротив, расширяющаяся Вселенная сильно неравновесна. Источник: Dswartz4/Wikimedia Commons

Вселенная, где не соблюдались бы симметрии между барионами и лептонами

Согласно Стандартной модели физики элементарных частиц, не существует строгой симметрии, которая гласит: «барионное число должно сохраняться». Также нет правила, которое предписывает «лептонное число должно сохраняться», хотя в обоих случаях мы никогда не наблюдали ни одной реакции, нарушающей любое из них.

Однако есть правило, которое гласит, по крайней мере, в рамках одной только Стандартной модели, что комбинация «B - L», или барионное число минус лептонное число, должна сохраняться. Другими словами, всякий раз, когда мы создаём или уничтожаем барион, мы также должны создать или уничтожить лептон.

Но что, если бы у нас не было этой симметрии? Что, если бы мы могли создавать или уничтожать барионы, не создавая или не уничтожая лептон? Это привело бы к сценарию, в котором у нас могло бы быть чистое барионное число, но не чистое лептонное число: например, большое количество протонов, но не равное количество противоположных ему электронов.

Это сложный сценарий, чтобы его представить, поскольку даже если бы мы создали, скажем, отрицательно заряженные пионы (для сохранения электрического заряда) вместо электронов, отрицательные пионы распадаются на отрицательные мюоны, а затем отрицательные мюоны распадаются на электроны; нам пришлось бы вмешаться во всю цепочку распада, а также иметь какую-то частицу, отличную от электрона (или другого лептона), которая была бы самой лёгкой заряженной частицей. Тем не менее, если бы у нас была Вселенная, наполненная протонами, но не электронами, нейтральные атомы не смогли бы возникнуть.

Гипотетически было бы возможно для идентичных частиц, таких как нейтроны, образовывать связанные состояния друг с другом, если бы было достаточно энергии связи, чтобы сделать это. К сожалению, единственное место, где это может происходить в течение более чем ничтожной доли секунды, — это внутри нейтронной звезды, где гравитационная сила добавляет дополнительную энергию связи к (недостаточной) ядерной энергии связи через сильное ядерное взаимодействие. Однократное обнаружение состояния тетранейтрона, датируемое 2016 годом, было окончательно воспроизведено в 2022 году, показав, что состояния динейтрона и тетранейтрона могут временно существовать вне нейтронной звезды. Источник: C.A. Bertulani & V. Zelevinsky, Nature, 2016

Существует множество других сценариев, которые можно придумать, чтобы сделать существование нейтральных атомов патологической невозможностью. Примеры включают:

• Если бы тёмная энергия была значительно сильнее, ускоряя частицы в направлении друг от друга слишком рано, тогда атомные ядра и электроны никогда не нашли бы друг друга.

• Если бы правила квантовой механики были другими, или Вселенная вообще не была бы квантовой, тогда сами атомы могли бы быть нестабильными, и электроны спирально упали бы в атомное ядро, как предупреждал Резерфорд до появления боровской модели атома.

• Если бы разница масс между протоном и нейтроном была чуть меньше, атомы снова были бы нестабильными, и любое состояние атома распалось бы просто в комок связанных вместе нейтронов: состояние, известное как нейтроний, или «элемент ноль» в периодической таблице.

• Если бы барионов было так много, что ядерный синтез произошёл бы немедленно и до конца в ранней Вселенной, приведя к катастрофе нейтронной звезды (или чёрной дыры): где нейтральные атомы никогда не получили бы шанса возникнуть.

Тот факт, что нейтральные атомы существуют, что так много видов нейтральных атомов стабильны, и что условия, присутствующие во Вселенной, позволяют широкому разнообразию атомов естественным образом синтезироваться в звёздах, звёздных катаклизмах и в событиях с участием звёздных остатков, — это то, что напрямую создало условия для существования сложных молекул, каменистых планет, биохимических реакций и всех форм жизни.

Если бы наша Вселенная была хоть немного другой в любом из множества возможных отношений, атомы были бы невозможны, и существа, подобные нам, тоже. И всё же, вот мы здесь: продукт 13,8 миллиардов лет космической эволюции в космосе, который действительно позволил существовать нейтральным атомам и невероятно сложным и замысловатым комбинациям атомов, которые делают всё возможным под Солнцем и даже больше. Это заставляет нас задаться вопросом: учитывая все возможные комбинации, которые допускает природа, что ещё может скрываться в великой бездне космоса?