Тут, однако, нужно прежде всего разъяснить, а чем, собственно, интересен дейтерий и что это такое?
Дейтерий — это тяжелый изотоп водорода, присутствующий, например, в так называемой тяжелой воде. Если атом обычного водорода состоит из одной положительно заряженной частицы — протона и одного электрона, то ядро атома дейтерия включает, кроме протона, еще и другую ядерную частицу — нейтральный нейтрон (он чуть тяжелее протона). Заряд ядра от этого, понятно, не меняется, и для нейтральности атома в целом по- прежнему достаточно одного электрона (стало быть, химические свойства дейтерия такие же, как обычного водорода), но вес ядра и атома в целом вдвое «с хвостиком» больше, чем у обычного водорода. Поэтому дейтерий и называется его тяжелым изотопом.
Остается сказать, в чем состоит его значение для науки о Вселенной. Оно состоит в том, что дейтерий — «живой свидетель» самых ранних этапов ее эволюции. Практически весь дейтерий, существующий в природе, образовался на этих этапах. Те ядра дейтерия, которые содержатся сегодня в норвежской «тяжелой воде», — почти ровесники Большого Взрыва. Им двенадцать миллиардов лет, если не больше. Это уникальные по древности образования частички вещества. Поэтому их изучение вводит исследователей прямиком в ту загадочную область, которая называется «первичным этапом эволюции Вселенной».
Теоретические расчеты показывают, что примерно через секунду после Большого Взрыва Вселенная имела температуру порядка десяти миллиардов градусов (в тысячу раз больше, чем в центре Солнца). При такой температуре уже возникали комплексы мельчайших частиц — кварков и глюонов, которые складывались в протоны и нейтроны, но эти комплексы были неустойчивы, и в результате протоны и нейтроны непрерывно превращались друг в друга. Однако при дальнейшем понижении температуры весь этот «суп» постепенно стал переходить в наиболее низкое (наиболее устойчивое) состояние, а так как протоны чуть легче нейтронов (то есть их внутренняя энергия чуть меньше), то они чуть устойчивее, и основная масса вещества превратилась в протоны. По тем же расчетам, протонов в этой ранней Вселенной было примерно в семь раз больше, чем нейтронов.
Когда со времени Большого Взрыва прошло уже несколько минут, температура упала до одного миллиарда градусов. Теперь протоны и нейтроны двигались уже настолько медленно, что могли слипаться друг с другом. Каждый нейтрон находил себе свободный протон и, объединяясь с ним ядерными силами, создавал «дейтрон», или ядро атома дейтерия (именно ядро, а не атом, поскольку электроны при такой температуре еще не могли устойчиво связываться с ядрами: энергия их электрического притяжения была меньше энергии хаотического теплового движения). Почти все такие дейтроны тут же слипались по двое, образуя ядра гелия. К тому времени, когда это превращен и е завершилось, плотность вещества во Вселенной оказалась такой малой, что никакие другие реакции уже идти не могли: более тяжелые ядра не возникали, и почти все нейтроны остались в составе первичного гелия. Каждый из них был связан там со своим протоном; но так как изначально протонов было в семь раз больше, чем нейтронов, то лишь один из каждых семи протонов нашел себе нейтронного партнера. Шесть седьмых всех протонов остались в одиночестве и со временем образовали атомы водорода. Эта эволюция привела к тому, что около четверти всей обычной массы Вселенной оказалось в состоянии гелия, а три четверти — в виде водорода (приходится оговариваться: именно «обычной массы», так как сегодня считают, что во Вселенной существует еще некое особое «темное вещество», о составе и законах возникновения которого наука пока ничего толком не знает). А поскольку водород — это главное топливо звездных термоядерных реакций, то именно это его преобладание в природе как раз и обеспечило нас звездным (и солнечным) светом, а также всеми более тяжелыми элементами, которые возникли уже позже в недрах водородно-гелиевых звезд.
Как показывает теория, в результате всех этих первичных процессов во Вселенной осталось крайне мало свободных дейтронов, не слипшихся в ядра гелия, — примерно один на каждые десять тысяч. еще меньшее их количество успело слиться в чуть более тяжелые, чем у гелия, ядра лития. Это привело к определенному соотношению количества гелия, дейтерия и лития в первичной Вселенной. Согласно теории, это количество зависело только от одной характеристики начальной Вселенной — отношения числа «барионов» в ней (то есть всех протонов и нейтронов вместе) к числу фотонов (квантов электромагнитного излучения, или, проще, света), наполнявших тогдашнее пространство космоса. Это отношение, как утверждает теории, установилось уже на первых этапах эволюции Вселенной и затем уже практически не менялось; оно составляет примерно одну миллиардную (один барион на каждый миллиард фотонов, что дает представление о том, насколько разреженной — в смысле вещества — была, да и осталась Вселенная). Количество фотонов в нынешней Вселенной можно измерить непосредственно — это около 411 «штук» на каждый кубический сантиметр пространства. Выходит, барионов должно быть в миллиард раз меньше — около 0,4 бариона на каждый кубометр космоса. Впрочем, все эти подсчеты являются качественными и варьируют в довольно широких пределах — от вдесятеро больших до вдесятеро меньших.