Краткая история представления о вселенной. Происхождение вселенной Эпоха рождения вселенной

Как она в кажущееся на первый взгляд бесконечное пространство превратилась? И чем она спустя многие миллионы и миллиарды лет станет? Эти вопросы терзали (и продолжают терзать) умы философов и ученых, кажется, еще с начала времен, породив при этом множество интересных и порой даже безумных теорий

Сегодня большинство астрономов и космологов пришли к общему согласию относительно того, что вселенная, которую мы знаем, появилась в результате гигантского взрыва, породившего не только основную часть материи, но явившегося источником основных физических законов, согласно которым существует тот космос, который нас окружает. Все это называется теорией большого взрыва.

Основы теории большого взрыва относительно просты. Таким образом, если кратко, согласно ей вся существовавшая и существующая сейчас во вселенной материя появилась в одно и то же время - около 13, 8 миллиарда лет назад. В тот момент времени вся материя существовала в виде очень компактного абстрактного шара (или точки) с бесконечной плотностью и температурой. Это состояние носило название сингулярности. Неожиданно сингулярность начала расширяться и породила ту вселенную, которую мы знаем.

Стоит отметить, что теория большого взрывая является лишь одной из многих предложенных гипотез возникновения вселенной (например, есть еще теория стационарной вселенной), однако она получила самое широкое признание и популярность. Она не только объясняет источник всей известной материи, законов физики и большую структуру вселенной, она также описывает причины расширения вселенной и многие другие аспекты и феномены.

Хронология событий в теории большого взрыва.

Основываясь на знаниях о нынешнем состоянии вселенной, ученые предполагают, что все должно было начаться с единственной точки с бесконечной плотностью и конечным временем, которые начали расширяться. После первоначального расширения, как гласит теория, вселенная прошла фазу охлаждения, которая позволила появиться субатомным частицам и позже простым атомам. Гигантские облака этих древних элементов позже, благодаря гравитации, начали образовывать звезды и галактики.

Все это, по догадкам ученых, началось около 13, 8 миллиарда лет назад, и поэтому эта отправная точка считается возрастом вселенной. Путем исследования различных теоретических принципов, проведения экспериментов с привлечением ускорителей частиц и высокоэнергетических состояний, а также путем проведения астрономических исследований дальних уголков вселенной ученые вывели и предложили хронологию событий, которые начались с большого взрыва и привели вселенную в конечном итоге к тому состоянию космической эволюции, которое имеет место быть сейчас.

Ученые считают, что самые ранние периоды зарождения вселенной - продлившиеся от 10-43 до 10-11 секунды после большого взрыва, - по прежнему являются предметом споров и обсуждений. Внимание! Только в том случае, если учесть, что те законы физики, которые нам сейчас известны, не могли существовать в это время, то очень сложно понять, каким же образом регулировались процессы в этой ранней вселенной. Кроме того, экспериментов с использованием тех возможных видов энергий, которые могли присутствовать в то время, до сих пор не проводилось. Как бы там ни было, многие теории о возникновении вселенной в конечном итоге согласны с тем, что в какой-то период времени имелась отправная точка, с которой все началось.

Эпоха сингулярности.

Также известная как планковская эпоха (или планковская эра) принимается за самый ранний из известных периодов эволюции вселенной. В это время вся материя содержалась в единственной точке бесконечной плотности и температуры. Во время этого периода, как считают ученые, квантовые эффекты гравитационного взаимодействия доминировали над физическим, и ни одна из физических сил не была равна по силе гравитации.

Планковская эра предположительно длилась от 0 до 10-43 секунды и названа она так потому, что измерить ее продолжительность можно только планковским временем. Ввиду экстремальных температур и бесконечной плотности материи состояние вселенной в этот период времени было крайне нестабильным. После этого произошли периоды расширения и охлаждения, которые привели к возникновению фундаментальных сил физики.

Приблизительно в период с 10-43 до 10-36 секунды во вселенной происходил процесс столкновения состояний переходных температур. Считается, что именно в этот момент фундаментальные силы, которые управляют нынешней вселенной, начали отделяться друг от друга. Первым шагом этого отделения явилось появление гравитационных сил, сильных и слабых ядерных взаимодействий и электромагнетизма.

В период примерно с 10-36 до 10-32 секунды после большого взрыва температура вселенной стала достаточно низкой (1028 к), что привело к разделению электромагнитных сил (сильное взаимодействие) и слабого ядерного взаимодействия (слабого взаимодействия.

Эпоха инфляции.

С появлением первых фундаментальных сил во вселенной началась эпоха инфляции, которая продлилась с 10-32 секунды по планковскому времени до неизвестной точки во времени. Большинство космологических моделей предполагают, что вселенная в этот период была равномерно заполнена энергией высокой плотности, а невероятно высокие температура и давление привели к ее быстрому расширению и охлаждению.

Это началось на 10-37 секунде, когда за фазой перехода, вызвавшей отделение сил, последовало расширение вселенной в геометрической прогрессии. В этот же период времени вселенная находилась в состоянии бариогенезиса, когда температура была настолько высокой, что беспорядочное движение частиц в пространстве происходило с околосветовой скоростью.

В это время образуются и сразу же сталкиваясь разрушаются пары из частиц - античастиц, что, как считается, привело к доминированию материи над антиматерией в современной вселенной. После прекращения инфляции вселенная состояла из кварк - глюоновой плазмы и других элементарных частиц. С этого момента вселенная стала остывать, начала образовываться и соединяться материя.

Эпоха охлаждения.

Со снижением плотности и температуры внутри вселенной начало происходить и снижение энергии в каждой частице. Это переходное состояние длилось до тех пор, пока фундаментальные силы и элементарные частицы не пришли к своей нынешней форме. Так как энергия частиц опустилась до значений, которые можно сегодня достичь в рамках экспериментов, действительное возможное наличие этого временного периода вызывает у ученых куда меньше споров.

Например, ученые считают, что на 10-11 секунде после большого взрыва энергия частиц значительно уменьшилась. Примерно на 10-6 секунде кварки и глюоны начали образовывать барионы - протоны и нейтроны. Кварки стали преобладать над антикварками, что в свою очередь привело к преобладанию барионов над антибарионами.

Так как температура была уже недостаточно высокой для создания новых протонно - антипротонных пар (или нейтронно - антинейтронных пар), последовало массовое разрушение этих частиц, что привело к остатку только 1/1010 количества изначальных протонов и нейтронов и полному исчезновению их античастиц. Аналогичный процесс произошел спустя около 1 секунды после большого взрыва. Только "Жертвами" на этот раз стали электроны и позитроны. После массового уничтожения оставшиеся протоны, нейтроны и электроны прекратили свое беспорядочное движение, а энергетическая плотность вселенной была заполнена фотонами и в меньшей степени нейтрино.

В течение первых минут расширения вселенной начался период нуклеосинтеза (синтез химических элементов. Благодаря падению температуры до 1 миллиарда кельвинов и снижения плотности энергии примерно до значений, эквивалентных плотности воздуха, нейтроны и протоны начали смешиваться и образовывать первый стабильный изотоп водорода (дейтерий), а также атомы гелия. Тем не менее большинство протонов во вселенной остались в качестве несвязных ядер атомов водорода.

Спустя около 379 000 лет электроны объединились с этими ядрами водорода и образовали атомы (опять же преимущественно водорода), в то время как радиация отделилась от материи и продолжила практически беспрепятственно расширяться через пространство. Эту радиацию принято называть реликтовым излучением, и она является самым древнейшим источником света во вселенной.

С расширением реликтовое излучение постепенно теряло свою плотность и энергию и в настоящий момент его температура составляет 2, 7260 0, 0013 к (- 270, 424 C), а энергетическая плотность 0, 25 эВ (или 4, 005x10-14 Дж/м? ; 400-500 Фотонов/см. Реликтовое излучение простирается во всех направлениях и на расстояние около 13, 8 миллиарда световых лет, однако оценка его фактического распространения говорит примерно о 46 миллиардах световых годах от центра вселенной.

Эпоха структуры (иерархическая эпоха).

В последующие несколько миллиардов лет более плотные регионы почти равномерно распределенной во вселенной материи начали притягиваться друг к другу. В результате этого они стали еще плотнее, начали образовывать облака газа, звезды, галактики и другие астрономические структуры, за которыми мы можем наблюдать в настоящее время. Этот период название иерархической эпохи носит. В это время та вселенная, которую мы видим сейчас, начала приобретать свою форму. Материя начала объединяться в структуры различных размеров - звезды, планеты, галактики, галактические скопления, а также галактические сверхскопления, разделенные межгалактическими перемычками, содержащими всего лишь несколько галактик.

Детали этого процесса могут быть описаны согласно представлению о количестве и типе материи, распределенной во вселенной, которая представлена в виде холодной, теплой, горячей темной материи и барионного вещества. Однако современной стандартной космологической моделью большого взрыва является модель лямбда - CDM, согласно которой частицы темной материи двигаются медленнее скорости света. Выбрана она была потому, что решает все противоречия, которые появлялись в других космологических моделях.

Согласно этой модели на холодную темную материю приходится около 23 процентов всей материи/энергии во вселенной. Доля барионного вещества составляет около 4, 6 процента. Лямбда - CDM ссылается на так называемую космологическую постоянную: теорию, предложенную Альбертом Эйнштейном, которая характеризует свойства вакуума и показывает соотношение баланса между массой и энергией как постоянную статичную величину. В этом случае она связана с темной энергией, которая служит в качестве акселератора расширения вселенной и поддерживает гигантские космологические структуры в значительной степени однородными.

Долгосрочные прогнозы относительно будущего вселенной.

Гипотезы относительно того, что эволюция вселенной обладает отправной точкой, естественным способом подводят ученых к вопросам о возможной конечной точке этого процесса. Только в том случае, если вселенная начала свою историю из маленькой точки с бесконечной плотностью, которая вдруг начала расширяться, не означает ли это, что расширяться она тоже будет бесконечно или же однажды у нее закончится экспансивная сила и начнется обратный процесс сжатия, конечным итогом которого станет все та же бесконечно плотная точка?

Ответы на эти вопросы были основной целью космологов с самого начала споров о том, какая же космологическая модель вселенной является верной. С принятием теории большого взрыва, но по большей части благодаря наблюдению за темной энергией в 1990-х годах, ученые пришли к согласию в отношении двух наиболее вероятных сценариев эволюции вселенной.

Согласно первому, получившему название "Большое Сжатие", вселенная достигнет своего максимального размера и начнет разрушаться. Такой вариант развития событий будет возможен, если только плотность массы вселенной станет больше, чем сама критическая плотность. Другими словами, если плотность материи достигнет определенного значения или станет выше этого значения (1-3x10-26 кг материи на м), вселенная начнет сжиматься.

Альтернативой служит другой сценарий, который гласит, что если плотность во вселенной будет равна или ниже значения критической плотности, то ее расширение замедлится, однако никогда не остановится полностью. Согласно этой гипотезе, получившей название "Тепловая Смерть Вселенной", расширение продолжится до тех пор, пока звездообразования не перестанут потреблять межзвездный газ внутри каждой из окружающих галактик. То есть полностью прекратится передача энергии и материи от одного объекта к другому. Все существующие звезды в этом случае выгорят и превратятся в белых карликов, нейтронные звезды и черные дыры.

Постепенно черные дыры будут сталкиваться с другими черными дырами, что привет к образованию все более и более крупных. Средняя температура вселенной приблизится к абсолютному нулю. Черные дыры в итоге "Испарятся", выпустив свое последнее излучение хокинга. В конце концов термодинамическая энтропия во вселенной максимальной станет. Тепловая смерть наступит.

Современные наблюдения, которые учитывают наличие темной энергии и ее влияние на расширение космоса, натолкнули ученых на вывод, согласно которому со временем все больше и больше пространства вселенной будет проходить за пределами нашего горизонта событий и станет невидимым для нас. Конечный и логичный результат этого ученым пока не известен, однако "Тепловая Смерть" вполне может оказаться конечной точкой подобных событий.

Есть и другие гипотезы относительно распределения темной энергии, а точнее, ее возможных видов (например фантомной энергии. Согласно им галактические скопления, звезды, планеты, атомы, ядра атомов и материя сама по себе будут разорваны на части в результате ее бесконечного расширения. Такой сценарий эволюции носит название "Большого Разрыва". Причиной гибели вселенной согласно этому сценарию является само расширение.

История теории большого взрыва.

Самое раннее упоминание большого взрыва относится к началу 20-го века и связано с наблюдениями за космосом. В 1912 году американский астроном весто слайфер провел серию наблюдений за спиральными галактиками (которые изначально представлялись туманностями) и измерил их доплеровское красное смещение. Почти во всех случаях наблюдения показали, что спиральные галактики отдаляются от нашего млечного пути.

В 1922 году выдающийся российский математик и космолог Александр Фридман вывел из уравнений Эйнштейна для общей теории относительности так называемые уравнения Фридмана. Несмотря продвижения Эйнштейном теории в пользу наличия космологической постоянной, работа Фридмана показала, что вселенная скорее находится в состоянии расширения.

В 1924 году измерения Эдвина хаббла дистанции до ближайшей спиральной туманности показали, что эти системы на самом деле являются действительно другими галактиками. В то же время хаббл приступил к разработке ряда показателей для вычета расстояния, используя 2, 5-метровый телескоп хукера в обсерватории маунт Вилсон. К 1929 году хаббл обнаружил взаимосвязь между расстоянием и скоростью удаления галактик, что впоследствии стало законом хаббла.

В 1927 году бельгийский математик, физик и католический священник Жорж леметр независимо пришел к тем же результатам, какие показывали уравнения Фридмана, и первым сформулировал зависимость между расстоянием и скоростью галактик, предложив первую оценку коэффициента этой зависимости. Леметр считал, что в какой-то период времени в прошлом вся масса вселенной была сосредоточена в одной точке (атоме.

Эти открытия и предположения вызывали много споров между физиками в 20-х и 30-х годах, большинство из которых считало, что вселенная находится в стационарном состоянии. Согласно устоявшейся в то время модели, новая материя создается наряду с бесконечным расширением вселенной, равномерно и равнозначно по плотности распределяясь на всей ее протяженности. Среди ученых, поддерживающих ее, идея большого взрыва казалась больше теологической, нежели научной. В адрес леметра звучала критика о предвзятости на основе религиозных предубеждений.

Следует отметить, что в то же время существовали и другие теории. Например, модель вселенной Милна и циклическая модель. Обе основывались на постулатах общей теории относительности Эйнштейна и впоследствии получили поддержку самого ученого. Согласно этим моделям вселенная существует в бесконечном потоке повторяющихся циклов расширений и коллапсов.

1. Эпоха сингулярности (планковская). Ее принято считать первичной, в качестве раннего эволюционного периода Вселенной. Материя была сосредоточена в одной точке, имеющей свою температуру и бесконечную плотность. Ученые утверждают, что эта эпоха характерна для доминирования квантовых эффектов, принадлежащих гравитационному взаимодействию над физическими, причем ни одна физическая сила из всех существовавших в те далекие времена по своей силе не была идентична гравитации, то есть не была ей равна. Время продолжительности планковской эры сосредотачивается в интервале от 0 до 10-43 секунды. Она получила такое название по причине того, что полноценно измерить ее протяженность смогло лишь планковское время. Этот временной интервал считается очень нестабильным, что в свою очередь тесным образом связано с экстремальной температурой и безграничной плотностью материи. Следом за эпохой сингулярности произошел период расширения, а вместе с ним и охлаждения, приведшие к формированию основных физических сил.

Как зарождалась Вселенная. Холодное рождение

Что было до Вселенной. Модель «Спящей» Вселенной

«Возможно, до Большого взрыва Вселенная представляла собой некое очень компактное, медленно эволюционирующее статичное пространство», - теоретизируют такие физики, как Курт Хинтербихлер, Остин Джойс и Джастин Хури.

Эта «предвзрывная» Вселенная должна была обладать метастабильным состоянием, то есть быть стабильной до того момента, пока не появится еще более стабильное состояние. По аналогии представьте обрыв, на краю которого в состоянии вибрации находится валун. Любое касание до валуна приведет к тому, что он сорвется в пропасть или - что ближе к нашему случаю – произойдет Большой взрыв. Согласно некоторым теориям «предвзрывная» Вселенная могла существовать в ином виде, например, в форме сплюснутого и очень плотного пространства. В итоге этот метастабильный период подошел к концу: она резко расширилась и приобрела форму и состояние того, что мы видим сейчас.

«В модели «спящей» Вселенной, однако, тоже имеются свои проблемы», - говорит Кэрролл.

«Она тоже предполагает наличие у нашей Вселенной появления низкого уровня энтропии и при этом не объясняет, почему это так».

Однако Хинтербихлер, физик-теоретик из Университета Кейс Вестерн Резерв, не считает появление низкого уровня энтропии проблемой.

«Мы просто ищем объяснение динамики, происходившей до Большого взрыва, которая объясняет, почему мы видим то, что мы видим сейчас. Пока это лишь единственное, что нам остается», - говорит Хинтербихлер.

Кэрролл, тем не менее, считает, что есть еще одна теория «предвзрывной» Вселенной, которая способна объяснить низкий уровень энтропии, имеющийся в нашей Вселенной.

Как появилась Вселенная из ничего. Как работает Вселенная

Поговорим о том, как на самом деле устроена физика, по нашим понятиям. Со времён Ньютона парадигма фундаментальной физики не менялась; в неё входит три части. Первое – «пространство состояний»: по сути, список всех возможных конфигураций, в которых может находиться Вселенная. Второе - определённое состояние, представляющее Вселенную в какой-то момент времени, обычно в текущий. Третье – некое правило, по которому Вселенная развивается во времени. Дайте мне Вселенную на сегодня, и законы физики скажут, что станет с ней в будущем. Такой способ мышления не менее верен для квантовой механики или ОТО или квантовой теории поля, чем для ньютоновой механики или максвелловской электродинамики.

Квантовая механика, в частности - особенная, но очень многосторонняя реализация этой схемы. (Квантовая теория поля – просто определённый пример квантовой механики, а не новый способ мышления). Состояния – это «волновые функции», а набор всех возможных волновых функций определённой системы называется “ гильбертовым пространством “. Его преимущество в том, что оно сильно ограничивает набор возможностей (потому что это векторное пространство: замечание для экспертов). Как только вы сообщите мне его размер (количество измерений), вы полностью определите ваше Гильбертово пространство. Это кардинально отличается от классической механики, в которой пространство состояний может стать чрезвычайно сложным. А ещё есть машинка – “ гамильтониан ” – указывающая, как именно развиваться из одного состояния в другое с течением времени. Повторюсь, что разновидностей гамильтонианов бывает не много; достаточно записать определённый список величин (собственных значений энергии – уточнение для вас, надоедливые эксперты).

Как появилась жизнь на Земле. Жизнь на Земле

Жизнь, использующая химию, отличную от нашей, может возникнуть на Земле более одного раза. Возможно. И если мы найдем доказательства наличия такого процесса, это означает, что существует большая вероятность, что жизнь будет возникать во многих местах Вселенной независимо друг от друга, также как возникла жизнь на Земле. Но с другой стороны, представьте, что мы почувствуем, если в конце концов обнаружим жизнь на другой планете, возможно, вращающейся вокруг далекой звезды, и окажется, что она имеет идентичную химию и, возможно, даже идентичную нашей структуру ДНК.

Шансы на то, что жизнь на Земле возникла абсолютно самопроизвольно и случайно кажутся очень небольшими. Шансы возникновения точно такой же жизни в другом месте невероятно малы, и практически равны нулю. Но на эти вопросы есть возможные ответы, которые английские астрономы Фред Хойл и Чандра Викрамасингхе изложили в своей необычной книге, написанной в 1979 году - « Life cloud» .

Учитывая крайне маловероятный шанс, что жизнь на Земле появилась сама по себе, авторы предлагают другое объяснение. Оно заключается в том, что появление жизни произошло где-то в космосе, а затем распространилась по всей Вселенной посредством панспермии. Микроскопическая жизнь, застрявшая в мусоре, возникшем в результате космических столкновений, может путешествовать, находясь в неактивном состоянии в течение очень долгого времени. После чего, когда она прибудет в пункт назначения, где снова начнет развиваться. Таким образом, вся жизнь во Вселенной, в том числе и жизнь на Земле, на самом деле является одной и той же жизнью.

Видео Как появилась Вселенная

Как появилась Вселенная из ничего. Холодное рождение

Однако пути к подобному объединению можно обдумать на качественном уровне, и здесь появляются весьма интересные перспективы. Одну из них рассмотрел известный космолог, профессор Аризонского университета Лоуренс Краусс в своей недавно изданной книге «A Universe From Nothing» («Вселенная из ничего»). Его гипотеза выглядит фантастической, но отнюдь не противоречит установленным законам физики.

Считается, что наша Вселенная возникла из очень горячего начального состояния с температурой порядка 1032 кельвинов. Однако возможно представить и холодное рождение вселенных из чистого вакуума - точнее, из его квантовых флуктуаций. Хорошо известно, что такие флуктуации порождают великое множество виртуальных частиц, буквально возникших из небытия и впоследствии бесследно исчезнувших. Согласно Крауссу, вакуумные флуктуации в принципе способны давать начало столь же эфемерным протовселенным, которые при определенных условиях переходят из виртуального состояния в реальное.

Вопрос о том, как появилась Вселенная, всегда волновал людей. Это и не удивительно, ведь каждому хочется знать свои истоки. Над этим вопросом уже несколько тысячелетий бьются ученые, священники и писатели. Этот вопрос будоражит умы не только специалистов, но и каждого простого человека. Однако сразу стоит сказать, что стопроцентного ответа на вопрос о том, как появилась Вселенная, нет. Есть только теория, которую поддерживает большинство ученых.

• Вот ее мы и разберем.

Поскольку все, что окружает человека, имеет свое начало, то не удивляет тот факт, что с древних времен человек пытался найти начало Вселенной. У человека эпохи Средневековья ответ на этот вопрос был достаточно прост – Вселенную создал Бог. Однако с развитием науки ученые начали подвергать сомнению не только вопрос о Боге, но и вообще о том, что Вселенная имеет начало.

В 1929 году благодаря американскому астроному Хабблу ученые вернулись к вопросу о корнях Вселенной. Дело в том, что Хаббл доказал, что галактики, из которых состоит Вселенная, постоянно двигаются. Кроме движения они еще и могут увеличиваться, а значит, увеличивается и Вселенная. А если она растет, выходит так, что был когда-то этап старта этого роста. А это означает, что у Вселенной есть начало.

Чуть позже уже британский астроном Хойл выдвинул сенсационную гипотезу: Вселенная возникла в момент Большого Взрыва. Его теория так и вошла в историю под таким названием. Суть идеи Хойла проста и сложна одновременно. Он считал, что когда-то существовал этап, который называют состоянием космической сингулярности, то есть время стояло на отметке нуль, а плотность и температура равнялись бесконечности. И в один момент случился взрыв, в результате которого нарушилась сингулярность, а следовательно плотность и температура изменились, начался рост материи, а значит время начало свой отчет. Позже сам Хойл назвал свою теорию малоубедительной, однако это не помешало ей стать самой популярной гипотезой происхождения Вселенной.

Когда случилось то, что Хойл назвал Большим Взрывом? Ученые проводили множество расчетов, в результате большинство сошлось на цифре 13,5 миллиардов лет. Именно тогда из ничего начала появляться Всего за долю секунды Вселенная приобрела размер меньше атома, и процесс разрастания был запущен. Ключевую роль сыграла гравитация. Самое интересное, что если бы она была чуть сильнее, то ничего бы не возникло, максимум черная дыра. А если бы гравитация была немного слабее, то ничего бы не возникло вообще.
Через несколько секунд после Взрыва температура во Вселенной немного уменьшилась, что дало толчок созданию вещества и антивещества. В результате начали появляться атомы. Так Вселенная перестала быть однотонной. Где-то атомов было больше, где-то меньше. В одних частях было горячее, в других температура была ниже. Атомы начали сталкиваться друг с другом, образовывая соединения, затем новые вещества, а позже тела. Часть объектов обладала большой внутренней энергией. Это были звезды. Они начали собирать вокруг себя (благодаря силе притяжения) другие тела, которые мы называем планетами. Так возникли системы, одной из которых является наша Солнечная.

Большой взрыв. Проблемы модели и их разрешение

1. Проблема крупномасштабности и изотропности Вселенной может быть разрешена благодаря тому, что на стадии инфляции расширение происходило необычайно высокими темпами. Из этого следует, что всё пространство наблюдаемой Вселенной – результат одной причинно-связанной области эпохи, предшествующей инфляционной.
2. Разрешение проблемы плоской Вселенной. Это возможно потому, что на стадии инфляции происходит увеличение радиуса кривизны пространства. Эта величина такова, что позволяет современным параметрам плотности иметь значение, близкое к критическому.
3. Инфляционное расширение ведёт к возникновению колебаний плотности с определённой амплитудой и формой спектра. Это даёт возможность развития этих колебаний (флуктуаций) в нынешнюю структуру Вселенной, сохраняя крупномасштабную однородность и изотропность. Это разрешение проблемы крупномасштабной структуры Вселенной.

Основным недостатком инфляционной модели можно считать её зависимость от теорий, которые ещё не доказаны и разработаны не до конца.

Например, модель базируется на теории единого поля, которая пока является просто гипотезой. Её невозможно проверить экспериментально в лабораторных условиях. Ещё один недостаток модели – непонятность, откуда взялась перегретая и расширяющаяся материя. Здесь рассматриваются три возможности:

1. Стандартная теория Большого взрыва предполагает начало инфляции на самой ранней стадии эволюции Вселенной. Но тогда не разрешается проблема сингулярности.
2. Вторая возможность – возникновение Вселенной из хаоса. Разные участки её имели различную температуру, поэтому в одних местах происходило сжатие, а в других – расширение. Инфляция должна была возникнуть в области Вселенной, которая была перегрета и расширялась. Но не ясно, откуда взялся первичный хаос.
3. Третий вариант – квантово-механический путь, посредством которого возник сгусток перегретой и расширяющейся материи. Фактически, Вселенная возникла из ничего.

***Первые 10 в -43 секунды после Большого Взрыва называют этапом квантового хаоса. Природа мироздания на этом этапе существования не поддается описанию в рамках известной нам физики. Происходит распад непрерывного единого пространства-времени на кванты.

***Планковский момент – момент окончания квантового хаоса, который выпадает на 10 в -43 секунду. В этот момент параметры Вселенной равнялись планковским величинам, вроде планковской температуры (около 1032 К). В момент планковской эпохи все четыре фундаментальные взаимодействия (слабое, сильное, электромагнитное и гравитационное) являлись объединенными в некое одно взаимодействие. Рассматривать планковский момент как некоторый продолжительный период – не представляется возможным, так как с параметрами меньше планковских современная физика не работает.

***Стадия инфляции. Следующей стадией истории Вселенной стала инфляционная стадия. В первый момент инфляции от единого суперсимметричного поля (ранее включающего поля фундаментальных взаимодействий) отделилось гравитационное взаимодействие. В этот период вещество обладает отрицательным давлением, что вызывает экспоненциальный рост кинетической энергии Вселенной. Проще говоря, в данный период Вселенная стала очень быстро раздуваться, а ближе к концу энергия физических полей переходит в энергию обычных частиц. В конце данной стадии значительно повышается температура вещества и излучения. Вместе с окончанием стадии инфляции выделяется и сильное взаимодействие. Также в этот момент возникает барионная асимметрия Вселенной.
[Барионная асимметрия Вселенной – наблюдаемое явление преобладания вещества над антивеществом во Вселенной]

***Стадия радиационного доминирования. Следующая стадия развития Вселенной, которая включает несколько этапов. На этой стадии температура Вселенной начинает понижаться, образуются кварки, затем адроны и лептоны. В эпоху нуклеосинтеза происходит образование начальных химических элементов, синтезируется гелий. Однако, излучение все еще преобладает над веществом.

***Эпоха доминирования вещества. Спустя 10 000 лет энергия вещества постепенно превосходит энергию излучения и происходит их разделения. Вещество начинает доминировать над излучением, возникает реликтовый фон. Также разделение вещества с излучением значительно усилило изначальные неоднородности в распределении вещества, в результате чего начали образовываться галактики и сверхгалактики. Законны Вселенной пришли к тому виду, в котором мы наблюдаем их сегодня.

Вышеописанная картина сложена из нескольких основополагающих теорий и дает общие представление о формировании Вселенной на ранних этапах ее существования.

Сегодня мне хочется рассказать об истории нашей вселенной. О том, как из маленькой точки мироздание превратилось в то, что мы сейчас наблюдаем вокруг себя.

Ну что, поехали.

Вселенная существует почти 14 миллиардов лет. За этот очень длинный промежуток времени, она преодолела несколько эпох своей истории. Сейчас идёт 13--ый этап развития Вселенной, который называется "эра вещества".

Как же называются все фазы эволюции Вселенной, сколько они длились, что при них происходило? Как развивался окружающий нас мир?

Данная статья ответит Вам на эти вопросы.

Я опишу все этапы истории Вселенной в порядке с самого раннего до современного. Поэтому, начнём с "августинской эпохи".

Августинская эпоха.

Эта эпоха включает в себя состояние вселенной "до" и в момент Большого Взрыва. О данном этапе развития мира ничего толком не известно - существуют лишь гипотезы - так как современные физические теории не могут описать события до "планковской эпохи". Учёные знают лишь то, что в самом конце данной эры произошёл Большой взрыв - внезапано началось расширение пространства. К началу этого поистине грандиозного события, Вселенная была заточена в очень маленькую точку, обладая бесконечными плотностью и температурой, т.е. находилась в состоянии "космологической сингулярности".

Планковская эпоха.

Это самый ранний этап развития Вселенной, о котором существуют какие-либо теоретические предположения и описания. Данная фаза началась сразу после большого Взрыва и длилась в течение т.н. "планковского времени" от 0 до 10 -43 секунд после рождения Вселенной.

В то время (происходило чёрт знает что) размеры Вселенной были очень малы. Настолько, что квантовые эффекты - явления, происходящие с частицами - преобладали над физическими взаимодействиями.

Вселенная в эту эпоху также обладала планковской температурой (10 32 Кельвинов), энергией (10 19 миллиардов электронвольт), радиусом (10 -35 метров, что равно планковской длине) и плотностью (10 97 кг/м 3).

Все четыре типа взаимодействия частиц и состоящих из них тел (их ещё называют "фундаментальными") - сильное ядерное и слабое ядерное, электромагнитное, гравитационное - были тогда неотличимы друг от друга и объединены. Но так длилось недолго. Всему помешала очень высокая температура и плотность материи.

Эпоха великого объединения.

Эта фаза развития Вселенной началась с 10 -43 секунд и завершилась спустя 10 -35 секунд после Большого Взрыва. В самом её начале произошёл фазовый переход материи (схожий на конденсацию жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам). Это случилось из-за отделения гравитации от "единого фундаментального взаимодействия".

Эпоха Великого объединения закончилась очередным разделением. Вселенная охладилась до отметки в 10 28 Кельвинов и сильное взаимодействие стало самостоятельным. Теперь только электромагнитные и слабые ядерные силы представляли единое целое.

Такое событие повлекло за собой новый фазовый переход. Благодаря ему в следующей эпохе истории Вселенной появились новые частицы, а пространство-время начало масштабное и резкое расширение. Пошли серьёзные изменения в плотности распределении вещества.

Инфляционная стадия.

Фаза инфляции расположена на временной шкале между 10 -35 и 10 -32 секунд после Большого Взрыва. В ту эпоху Вселенная увеличила свои размеры во множество раз. Раньше радиус всего мира был равен "планковской длине", а теперь космос расширился до размеров аж целого апельсина. И далее продолжал разрастаться с ускорением.

Образовалось несколько видов частиц. Это были кварки (фундаментальные частицы, из которых состоят адроны - например, протоны и нейтроны), электроны, гипероны и нейтрино (нейтральные фундаментальные частицы из класса лептонов).

Через некоторое время температура Вселенной снизилось, благодаря чему произошёл еще один фазовый переход. Из-за этого случилось т.н. "нарушение СР-инвариантности" и начались первые процессы такого явления, как "бариогенезис".

Бариогенезис - это объединение кварков и глюонов в новые, составные частицы - адроны.

Кроме того, возникла ещё и загадочная "барионная асимметрия Вселенной" - преобладание материи над анти-материей. Ученые до сих пор не смогли объяснить причины её возникновения.

Помимо выше написанного, у физиков и космологов есть предположения, что в данную эру Вселенная прошла через несколько циклов повторных нагревании и охлаждении.

К концу эпохи инфляции, строительным материалом Вселенной стала плазма из кварков, анти-кварков и глюонов (переносчиков сильного взаимодействия).

Дальнейшее снижение температуры Вселенной привело к очередному фазовому переходу. Он заключается в образовании физических сил, фундаментальных взаимодействий и элементарных частиц в их современной форме.

Данный фазовый переход уместился аж в три эпохи и закончился "первичным нуклеосинтезом".

Электрослабая эпоха.

Между 10 -32 и 10 -12 секунд после рождения мироздания. Электромагнитное и слабое взаимодействия до сих пор представляли единое электрослабое, т.к. температура Вселенной всё еще очень высока. тогда появились бозоны Хиггса (те самые которые 3 года назад нашли на Большом Андронном Коллайдере), W - и Z - базоны.

Помимо новых экзотических частиц и кварк-глюонной плазмы, космос был заполнен фотонами (фундаментальными частицами, или квантами, электромагнитного излучения) и лептонами.

Эпоха кварков.

Данная фаза расположена в период от 10 -12 до 10 -6 секунд после Большого Взрыва. Тогда случилось нарушение "электрослабой симметрии". Теперь все фундаментальные взаимодействия существуют отдельно друг друга.

В кварковой эпохе температура и энергия всё ещё слишком высоки, чтобы кварки окончательно слились в адроны.

Знаменательное превращение произойдёт только на следующем этапе развития мира.

Эпоха Адронов.

Между 10 -6 и 100 секунд после рождения Вселенной. Наконец-то кварк-глюонная плазма охладилась до такой степени, что бариогенезис завершился и на свет появились адроны и антиадроны. Однако большинство из этих частиц аннигилировали (взаимоуничтожаются). Сохранился лишь их малый остаток.

Вскоре Вселенная охладилась и расширилась настолько, что её температуры хватило всего лишь на создание лептонов и антилептонов. Эти частицы быстро становятся преобладающей массой во Вселенной.

Эпоха Лептонов.

В период от 100 секунд до 3 минут после Большого Взрыва расположилась эпоха лептонов. Тогда Вселенная стала прозрачной для нейтрино.

Космос продолжает охлаждаться. В конце эпохи температура снизилась до отметки, при которой образование новых лептонов стало невозможным. И пар "лептон-антилептон" настигает участь адронов. Большинство из них взаимоуничтожаются. Во вселенной осталось совсем небольшое количество лептонов, благодаря чему наступило доминирование фотонов.

Эпоха Нуклеосинтеза.

Одновременно с эпохой лептонов шёл и данный этап истории Вселенной. Благодаря достаточному охлаждению материи, выжившие адроны объединились в атомные ядра тяжелее водорода. Этот процесс и называют "первичным нуклеосинтезом".

В течение данной фазы возник первичный состав звёздного вещества: 75% водорода, почти 25% гелия, немного лития, дейтерия и бора.

Протонная Эра.

Началась с 3 минут после Большого взрыва и окончилась через 380.000 лет. Вещество стало доминировать над излучением.

В конце эпохи произошла рекомбинация (процесс, обратный ионизации) водорода. Из-за дальнейшего снижения температуры и расширения Вселенной, гравитация стала доминирующей силой.

Спустя 379.000 лет после Большого Взрыва, при температуре Вселенной в 3000 Кельвинов, произошло знаменательное событие - ядра атомов и электроны объединились в первые атомы. Началась "первичная рекомбинация". Это был поворотный момент: материя перешла из плазмы, непрозрачной для электромагнитного излучения в газообразное состояние. Вселенная наконец-то стала прозрачной.

В прошлые 379.000 лет фотоны страдали как могли. Различные заряженные элементарные частицы, коих раньше было вагон и маленькая тележка, препятствовали свету. Кванты света с ними взаимодействовали, из-за чего испытывали постоянные "пинки" и "толчки" со стороны "собратьев". Фотоны всё время отклонялись, либо поглощались заряженными частицами. В итоге, свет очень сильно рассеивался. Если бы наблюдатель попал в эту эпоху, он бы увидел перед собой один лишь густой туман.

Фотоны, как известно, взаимодействуют только с положительно и отрицательно заряженными частицами. И в конце "протонной эры" кванта света наконец-то обернулась удача. Отрицательные электроны и положительные протоны сгруппировались вместе с нейтронами в нейтрально заряженные атомы. Благодаря новым составным частицам, фотоны смогли свободно двигаться в пространстве и почти не взаимодействовать с веществом.

Реликтовое излучение и есть те самые фотоны, испущенные плазмой в сторону будущего расположения Земли и в связи с рекомбинацией избежавшие рассеяния. Они и до сих пор достигают нас, преодолевая расширяющееся пространство.

Тёмные века.

Наступили сразу после "протонной эры" и продлились 550 млн. лет. Вселенная настолько остыла, что после протонной эры, когда она переливалась красными оттенками, космос был ввергнут в черноту.

Это была скучная эпоха полной тьмы. Источников света (звезд или галактик) не было. Планет и астероидов уж подавно. Космос был заполнен преимущественно водородом, гелием и микроволновым реликтовым излучением.

Реионизация.

Часть истории Вселенной, которая началась сразу после Тёмных Веков и длилась 250 миллионов лет. По сравнению с прошлой, данная эра была повеселее и красочнее.

Начали образование кластеры - обособленные скопления пыли межзвёздного газа, которые возникали благодаря силам притяжения. Первыми плотными объектами стали квазары. Потом вспыхнули первые звёзды, появились газопылевые туманности.

Под силой гравитации они объединились в звёздные скопления, те - в галактики. Последние сформировали собственные скопления и сверхскопления.

Тогда, в недрах звёзд, в больших количествах образовались тяжелые элементы. Взрывы сверхновых разнесли их по Вселенной, из которых после сформировались холодные планеты, астероиды, метеорные тела, и, в конце концов, живые организмы.

Эра вещества.

Начиная с 800 миллионов лет после Большого Взрыва. Данная Эпоха идёт до сих пор.

Через несколько миллиардов лет после "реионизации" началось формирование планет и планетарных систем, в том числе и Солнечной Системы. Чуть более 8.4 миллиардов лет после Большого взрыва сформировалась Земля, а через ещё 500 миллионов лет на ней возникла жизнь.

Казалось маловероятным, что эхо событий, происходивших в первые миллисекунды рождения Вселенной, может дойти до нас. Однако это оказалось возможным.

Космология, строение Вселенной, прошлое, настоящее и будущее нашего мира - эти вопросы всегда занимали лучшие умы человечества. Для развития космологии, да и науки в целом, крайне важно понимание Вселенной как единого целого. Особую роль играют экспериментальная проверка абстрактных построений, подтверждение их наблюдательными данными, осмысление и сопоставление результатов исследований, адекватная оценка тех или иных теорий. Сейчас мы находимся на середине пути, который ведет от решения уравнений Эйнштейна к познанию тайны рождения и жизни Вселенной.

Очередной шаг на этом пути сделал создатель теории хаотической инфляции, воспитанник Московского государственного университета, ныне профессор Стэнфордского университета Андрей Дмитриевич Линде, внесший существенный вклад в понимание самой ранней стадии развития Вселенной. Многие годы он проработал в одном из ведущих академических российских институтов - Физическом институте им. Лебедева Академии наук (ФИАН), занимался следствиями современных теорий элементарных частиц, работая вместе с профессором Давидом Абрамовичем Киржницем.

В 1972 г. Киржниц и Линде пришли к выводу, что в ранней Вселенной происходили своеобразные фазовые переходы, когда различия между разными типами взаимодействий вдруг исчезали: сильные и электрослабые взаимодействия сливались в одну единую силу. (Единая теория слабого и электромагнитного взаимодействий, осуществляемых кварками и лептонами посредством обмена безмассовыми фотонами (электромагнитное взаимодействие) и тяжелыми промежуточными векторными бозонами (слабое взаимодействие), создана в конце 1960-х гг. Стивеном Вайнбергом, Шелдоном Глэшоу и Абдусом Саламом.) В дальнейшем Линде сосредоточился на изучении процессов на еще более ранних стадиях развития Вселенной, в первые 10 –30 с после ее рождения. Раньше казалось маловероятным, что до нас может дойти эхо событий, происходивших в первые миллисекунды рождения Вселенной. Однако в последние годы современные методы астрономических наблюдений позволили заглянуть в далекое прошлое.

Проблемы космологии

Рассматривая теорию Большого взрыва, исследователи сталкивались с проблемами, ранее воспринимавшимися как метафизические. Однако вопросы неизменно возникали и требовали ответов.

Что было тогда, когда ничего не было? Если Вселенная родилась из сингулярности, значит, когда-то ее не существовало. В «Теоретической физике» Ландау и Лифшица сказано, что решение уравнений Эйнштейна нельзя продолжить в область отрицательного времени, и потому в рамках общей теории относительности вопрос «Что было до рождения Вселенной?» не имеет смысла. Однако вопрос этот продолжает волновать всех нас.

Пересекаются ли параллельные линии? В школе нам говорили, что нет. Однако когда речь заходит о космологии, ответ не столь однозначен. Например, в замкнутой Вселенной, похожей на поверхность сферы, линии, которые были параллельными на экваторе, пересекаются на северном и южном полюсах. Так прав ли Евклид? Почему Вселенная кажется плоской? Была ли она такой с самого начала? Чтобы ответить на эти вопросы, необходимо установить, что представляла собой Вселенная на самом раннем этапе развития.

Почему Вселенная однородна? На самом деле это не совсем так. Существуют галактики, звезды и иные неоднородности. Если посмотреть на ту часть Вселенной, которая находится в пределах видимости современных телескопов, и проанализировать среднюю плотность распределения вещества в космических масштабах, окажется, что она одинакова во всех направлениях с точностью до 10 –5 . Почему же Вселенная однородна? Почему в разных частях Вселенной действуют одни и те же законы физики? Почему Вселенная такая большая? Откуда взялась энергия нужная для ее возникновения?

Сомнения возникали всегда, и чем больше ученые узнавали о строении и истории существования нашего мира, тем больше вопросов оставалось без ответов. Однако люди старались о них не думать, воспринимая большую однородную Вселенную и непересекающиеся параллельные линии как данность, не подлежащую обсуждению. Последней каплей, заставившей физиков пересмотреть отношение к теории ранней Вселенной, явилась проблема реликтовых монополей.

Существование магнитных монополей было предложено в 1931 г. английским физиком-теоретиком Полем Дираком. Если такие частицы действительно существует, то их магнитный заряд должен быть кратен некоторой заданной величине, которая, в свою очередь, определяется фундаментальной величиной электрического заряда. Почти на полвека эта тема была практически забыта, но в 1975 г. было сделано сенсационное заявление о том, что магнитный монополь обнаружен в космических лучах. Информация не подтвердилась, но сообщение вновь пробудило интерес к проблеме и способствовало разработке новой концепции.

Согласно новому классу теорий элементарных частиц, возникшему в 70-е гг., монополи могли появиться в ранней Вселенной в результате фазовых переходов предсказанных Киржницем и Линде. Масса каждого монополя в миллион миллиардов раз больше массы протона. В 1978–1979 гг. Зельдович, Хлопов и Прескилл обнаружили, что таких монополей рождалось довольно много, так что сейчас на каждый протон приходилось бы по монополю, а значит, Вселенная была бы очень тяжелой и должна была быстро сколлапсировать под своим собственным весом. Тот факт, что мы до сих пор существуем, опровергает такую возможность.

Пересмотр теории ранней Вселенной

Ответ на большую часть перечисленных вопросов удалось получить только после возникновения инфляционной теории.

Инфляционная теория имеет долгую историю. Первую теория такого типа предложил в 1979 году член-корреспондент РАН Алексей Александрович Старобинский. Его теория была довольно сложной. В отличие от последующих работ, она не пытались объяснить, почему Вселенная большая, плоская, однородная, изотропная. Тем не менее, она имела многие важные черты инфляционной космологии.

В 1980 г. сотрудник Массачусетского технологического института Алан Гус (Alan Guth ) в статье «Раздувающаяся Вселенная: возможное решение проблемы горизонта и плоскостности» изложил интересный сценарий раздувающейся Вселенной. Основным его отличием от традиционной теории Большого взрыва стало описание рождения мироздания в период с 10 –35 до 10 –32 с. Гус предположил, что в это время Вселенная была в состоянии так называемого «ложного» вакуума, при котором ее плотность энергии была исключительно велика. Поэтому расширение происходило быстрее, чем по теории Большого взрыва. Эта стадия экспоненциально быстрого расширения и была названа инфляцией (раздуванием) Вселенной. Затем ложный вакуум распадался, и его энергия переходила в энергию обычной материи.

Теория Гуса была основана на теории фазовых переходов в ранней Вселенной развитой Киржницем и Линде. В отличие от Старобинского, Гус ставил своей целью с помощью одного простого принципа объяснить, почему Вселенная большая, плоская, однородная, изотропная, а также почему монополей нет. Стадия инфляции могла бы решить эти проблемы.

К сожалению, после распада ложного вакуума в модели Гуса Вселенная оказывалась либо очень неоднородной, либо пустой. Дело в том, что распад ложного вакуума, как кипение воды в чайнике, происходил за счет образования пузырьков новой фазы. Для того чтобы выделяемая при этом энергия перешла в тепловую энергию Вселенной, необходимо было столкновение стенок огромных пузырей, а это должно было бы приводить к нарушению однородности и изотропности Вселенной после инфляции, что противоречит поставленной задаче.

Несмотря на то, что модель Гуса не работала, она стимулировала разработку новых сценариев раздувающейся Вселенной.

Новая инфляционная теория

В середине 1981 г. Линде предложил первый вариант нового сценария раздувающейся Вселенной, основывающийся на более детальном анализе фазовых переходов в модели Великого объединения. Он пришел к выводу, что в некоторых теориях экспоненциальное расширение не заканчивается сразу после образования пузырьков, так что инфляция может идти не только до фазового перехода с образованием пузырьков, но и после, уже внутри них. В рамках этого сценария наблюдаемая часть Вселенной считается содержащейся внутри одного пузырька.

В новом сценарии Линде показал, что разогрев после раздувания происходит за счет рождения частиц во время колебаний скалярного поля (см. ниже). Таким образом, соударения стенок пузырьков, порождающих неоднородности, стали не нужны, и тем самым была решена проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной.

Новый сценарий содержал два ключевых момента: во-первых, свойства физического состояния внутри пузырьков должен меняться медленно, чтобы обеспечивалось раздувание внутри пузырька; во-вторых, на более поздних стадиях должны происходить процессы, обеспечивающие разогрев Вселенной после фазового перехода. Спустя год исследователь пересмотрел свой подход, предложенный в новой инфляционной теории, и пришел к выводу, что фазовые переходы вообще не нужны, равно как переохлаждение и ложный вакуум, с которого начинал Алан Гус. Это был эмоциональный шок, т. к. предстояло отказаться от считавшихся истинными представлений о горячей Вселенной, фазовых переходах и переохлаждении. Необходимо было найти новый способ решения проблемы. Тогда была выдвинута теория хаотической инфляции.

Хаотическая инфляция

Идея, лежащая в основе теории хаотической инфляции Линде, очень проста, но для того чтобы ее объяснить, нужно ввести понятие скалярного поля. Существуют направленные поля - электромагнитное, электрическое, магнитное, гравитационное, но может быть по крайней мере еще одно - скалярное, которое никуда не направлено, а представляет собой просто функцию координат.

Самым близким (хотя и не точным) аналогом скалярного поля является электростатический потенциал. Напряжение в электрических сетях США - 110 В, а в России - 220 В. Если бы человек одной рукой держался за американский провод, а другой - за российский, его бы убила разница потенциалов. Если бы напряжение везде было одинаковым, не было бы разницы потенциалов и ток бы не тек. Так вот в постоянном скалярном поле разницы потенциалов нет. Поэтому мы не можем увидеть постоянное скалярное поле: оно выглядит как вакуум, который в некоторых случаях может обладать большой плотностью энергии.

Считается, что без полей такого типа очень трудно создать реалистичную теорию элементарных частиц. В последние годы были обнаружены практически все частицы, предсказанные теорией электрослабых взаимодействий, кроме скалярной. Поиск таких частиц - одна из основных целей огромного ускорителя, строящегося сейчас в ЦЕРНе, Шейцария.

Скалярное поле присутствовало практически во всех инфляционных сценариях. Гус предложил использовать потенциал с несколькими глубокими минимумами. Новой инфляционной теории Линде требовался потенциал с почти плоской вершиной, но позже, в сценарии хаотической инфляции, оказалось, что достаточно взять обычную параболу, и все срабатывает.

Рассмотрим простейшее скалярное поле, плотность потенциальной энергии которого пропорциональна квадрату его величины, подобно тому как энергия маятника пропорциональна квадрату его отклонения от положения равновесия:

Маленькое поле ничего не будет знать про Вселенную и станет колебаться вблизи своего минимума. Однако если поле будет достаточно велико, то оно будет скатываться вниз очень медленно, разгоняя Вселенную за счет своей энергии. В свою очередь, скорость движения Вселенной (а не какие-либо частицы) будет затормаживать падение скалярного поля.

Таким образом, большое скалярное поле приводит к большой скорости расширения Вселенной. Большая скорость расширения Вселенной мешает полю спадать и тем самым не дает плотности потенциальной энергии уменьшаться. А большая плотность энергии продолжает разгонять Вселенную со все большей скоростью. Этот самоподдерживающийся режим и приводит к инфляции, экспоненциально быстрому раздуванию Вселенной.

Чтобы объяснить этот удивительный эффект, необходимо совместно решить уравнение Эйнштейна для масштабного фактора Вселенной:

и уравнение движения для скалярного поля:

Здесь Н - так называемая постоянная Хаббла, пропорциональная плотности энергии скалярного поля массы m (эта постоянная на самом деле зависит от времени); G - гравитационная постоянная.

Исследователи уже рассматривали, как скалярное поле будет вести себя в окрестностях черной дыры и во время коллапса Вселенной. Но почему-то режим экспоненциального расширения не был найден. А следовало лишь написать полное уравнение для скалярного поля, которое в стандартном варианте (то есть без учета расширения Вселенной) выглядело как уравнение для маятника:

Но вмешался некоторый дополнительный член - сила трения, который был связан с геометрией; его сначала никто не учитывал. Он представляет собой произведение постоянной Хаббла на скорость движения поля:

Когда постоянная Хаббла была большой, трение тоже было велико, и скалярное поле уменьшалось очень медленно. Поэтому и постоянная Хаббла, являющаяся функцией скалярного поля, долгое время почти не менялась. Решение уравнения Эйнштейна с медленно меняющейся постоянной Хаббла описывает экспоненциально быстро расширяющуюся Вселенную.

Эта стадия экспоненциально быстрого расширения Вселенной и называется инфляцией.

Чем отличается этот режим от обычного расширения Вселенной заполненной обычным веществом? Предположим, что Вселенная, заполненная пылью, расширилась в 2 раза. Тогда ее объем вырос в 8 раз. Значит, в 1 см 3 стало в 8 раз меньше пыли. Если решить уравнение Эйнштейна для такой Вселенной, то окажется, что после Большого взрыва плотность вещества быстро падала, а скорость расширения Вселенной быстро уменьшалась.

То же самое было бы и со скалярным полем. Но пока поле оставалось очень большим, оно само себя поддерживало, как барон Мюнхгаузен, вытаскивающий себя из болота за косичку. Это было возможным за счет силы трения, которая была существенна при больших значениях поля. В соответствии с теориями нового типа Вселенная быстро расширялась, а поле почти не менялось; соответственно, не менялась и плотность энергии. Значит, расширение шло экспоненциально.

Постепенно поле уменьшилось, постоянная Хаббла тоже уменьшилась, трение стало маленьким, и поле начало колебаться, порождая элементарные частицы. Эти частицы сталкивались, обменивались энергией и постепенно пришли в состояние термодинамического равновесия. В результате Вселенная стала горячей.

Раньше считалось, что Вселенная была горячей с самого начала. К этому выводу приходили, изучая микроволновое излучение, которое интерпретировали как следствие Большого взрыва и последующего остывания. Затем стали думать, что сначала Вселенная была горячей, потом произошла инфляция, и после нее Вселенная вновь стала горячей. Однако, в теории хаотической инфляции первая горячая стадия оказалась ненужной. Но зачем нам понадобилась стадия инфляции, если в конце этой стадии Вселенная все равно стала горячей, как и в старой теории Большого взрыва?

Экспоненциальное расширение

Есть три простейшие модели Вселенной: плоская, открытая и замкнутая. Плоская Вселенная похожа на поверхность ровного стола; параллельные линии в такой Вселенной всегда остаются параллельными. Открытая Вселенная похожа на поверхность гиперболоида, а замкнутая Вселенная похожа на поверхность шара. Параллельные линии в такой Вселенной пересекаются на ее северном и южном полюсах.

Предположим, что мы живем в замкнутой Вселенной, которая сначала была маленькой как шарик. По теории Большого взрыва, она вырастала до порядочных размеров, но все равно оставалась относительно небольшой. А согласно инфляционной теории, крошечный шарик в результате экспоненциального взрыва за очень короткое время стал огромным. Находясь на нем, наблюдатель увидел бы плоскую поверхность.

Представим себе Гималаи, где существует множество различных уступов, расщелин, пропастей, ложбин, каменных глыб, т. е. неоднородностей. Но вдруг кто-то или что-то совершенно невероятным образом увеличил горы до гигантских размеров, или мы уменьшились, как Алиса в Стране чудес. Тогда, находясь на вершине Эвереста, мы увидим, что она совершенно плоская - ее как бы растянули, и неоднородности перестали иметь какое-либо значение. Горы остались, но для того чтобы подняться хотя бы на один метр, нужно уйти невероятно далеко. Таким образом, может быть решена проблема однородности. Этим же объясняется, почему Вселенная плоская, почему параллельные линии не пересекаются и почему не существуют монополи. Параллельные линии могут пересекаться, и монополи могут существовать, но только так далеко от нас, что мы не можем этого увидеть.

Возникновение галактик

Маленькая Вселенная стала колоссальной, и все стало однородным. Но как же быть с галактиками? Оказалось, что в ходе экспоненциального расширения Вселенной маленькие квантовые флуктуации, существующие всегда, даже в пустом пространстве, из-за квантово-механического принципа неопределенности, растягивались до колоссальных размеров и превращались в галактики. Согласно инфляционной теории, галактики - это результат усиления квантовых флуктуаций, т. е. усиленный и замерзший квантовый шум.

Впервые на эту поразительную возможность указали сотрудники ФИАН Вячеслав Федорович Муханов и Геннадий Васильевич Чибисов в работе, основанной на модели, предложенной в 1979 г. Старобинским. Вскоре после этого, аналогичный механизм был обнаружен в новом инфляционном сценарии и в теории хаотической инфляции.

Небо в крапинку

Квантовые флуктуации приводили не только к рождению галактик, но и к возникновению анизотропии реликтового излучения с температурой примерно 2,7 К, приходящего к нам из дальних областей Вселенной.

Исследовать реликтовое излучение ученым помогают современные искусственные спутники Земли. Самые ценные данные удалось получить с помощью космического зонда WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ), названного так в честь астрофизика Дэвида Уилкинсона (David Wilkinson ). Разрешающая способность его аппаратуры в 30 раз больше, чем у его предшественника - космического аппарата COBE.

Ранее считалось, что температура неба всюду равна 2,7 К, однако WMAP смог измерить ее с точностью до 10 –5 К с высокой угловой разрешающей способностью. Согласно данным, полученным за первые 3 года наблюдений, небо оказалось неоднородным: где-то горячее, а где-то холоднее. Простейшие модели инфляционной теории предсказали рябь на небе. Но пока телескопы не зафиксировали его пятнистость, наблюдалось только трехградусное излучение, служившее мощнейшим подтверждением теории горячей Вселенной. Теперь же выяснилось, что теории горячей Вселенной не хватает.

Удалось получить фотографии раздутых квантовых флуктуаций, которые появились спустя 10 –30 с после рождения мироздания и сохранились до наших дней. Исследователи не только обнаружили пятнистость неба, но и изучили спектр пятен, т. е. интенсивность сигнала на разных угловых направлениях.

Результаты проведенных с помощью WMAP высокоточных измерений поляризации излучения подтвердили теорию расширения Вселенной и позволили установить, когда произошла ионизация межгалактического газа, вызванная самыми первыми звездами. Полученная со спутника информация подтвердила положение инфляционной теории о том, что мы живем в большой плоской Вселенной.

На рисунке красной линией показано предсказание инфляционной теории, а черные точки соответствуют экспериментальным данным WMAP. Если бы Вселенная не была плоской, то пик графика находился бы правее или левее.

Вечная и бесконечная

Посмотрим еще раз на рисунок, показывающий простейший потенциал скалярного поля (см. выше). В области, где скалярное поле мало, оно осциллирует, и Вселенная не расширяется экспоненциально. В области, где поле достаточно велико, оно медленно спадает, и на нем возникают маленькие флуктуации. В это время происходит экспоненциальное расширение и идет процесс инфляции. Если бы скалярное поле было еще больше (на графике отмечено голубым цветом), то за счет огромного трения оно бы почти не уменьшалось, квантовые флуктуации были бы огромны, и Вселенная могла стать фрактальной.

Представим, что Вселенная быстро расширяется, а в каком-то месте скалярное поле, вместо того чтобы катиться к минимуму энергии, из-за квантовых флуктуаций подскакивает вверх (см. выше). В том месте, где поле подскочило, Вселенная расширяется экспоненциально быстрее. Низкорасположенное поле вряд ли подскочит, но чем выше оно будет находиться, тем больше вероятность такого развития событий, а значит, и экспоненциально большего объема новой области. В каждой из таких ровных областей поле тоже может подскочить наверх, что приводит к созданию новых экспоненциально растущих частей Вселенной. В результате этого, вместо того чтобы быть похожей на один огромный растущий шар, наш мир становится похожим на вечно растущее дерево, состоящее из многих таких шаров.

Инфляционная теория дает нам единственное известное сейчас объяснение однородности наблюдаемой части Вселенной. Парадоксальным образом эта же теория предсказывает, что в предельно больших масштабах наша Вселенная абсолютно неоднородна и выглядит как огромный фрактал.

На рисунке схематически показано, как одна раздувающаяся область Вселенной порождает все новые и новые ее части. В этом смысле она становится вечной и самовосстанавливающейся.

Свойства пространства-времени и законы взаимодействия элементарных частиц друг с другом в разных областях Вселенной могут быть различны, равно как и размерности пространства, и типы вакуума.

Этот факт заслуживает более детального объяснения. Согласно простейшей теории с одним минимумом потенциальной энергии, скалярное поле катится вниз к этому минимуму. Однако более реалистические версии допускают множество минимумов с разной физикой, что напоминает воду, которая может находиться в разных состояниях: жидком, газообразном и твердом. Разные части Вселенной также могут пребывать в разных фазовых состояниях; это возможно в инфляционной теории даже без учета квантовых флуктуаций.

Следующим шагом, основанным на изучении квантовых флуктуаций, является теория самовосстанавливающейся Вселенной. В этой теории учитывается процесс постоянного воссоздания раздувающихся областей и квантовые скачки из одного вакуумного состояния в другое, перебирающие разные возможности и размерности.

Так Вселенная становится вечной, бесконечной и многообразной. Вся Вселенная никогда не сколлапсирует. Однако это не означает, что отсутствуют сингулярности. Напротив, значительная часть физического объема Вселенной все время находится в состоянии, близком к сингулярному. Но так как различные объемы проходят его в разное время, единого конца пространства-времени, после которого все области исчезают, не существует. И тогда вопрос о множественности миров во времени и в пространстве приобретает совершенно другое звучание: Вселенная может самовоспроизводиться бесконечно во всех своих возможных состояниях.

Это утверждение, в основе которого лежали работы Линде сделанные им в 1986 году, прибрело новое звучание несколько лет назад, когда специалисты по теории струн (лидирующий кандидат на роль теории всех фундаментальных взаимодействий) пришли к выводу что в этой теории возможно 10 100 –10 1000 различных вакуумных состояний. Эти состояния отличаются за счет необычайного разнообразия возможного устройства мира на сверхмалых расстояниях.

В совокупности с теорией самовосстанавливающейся инфляционной Вселенной, это означает, что Вселенная во время инфляции разбивается на бесконечно много частей с невероятно большим количеством разных свойств. Космологи называют этот сценарий теорией вечной инфляционной мультивселенной (multiverse ), а специалисты по теории струн называют это струнным ландшафтом.

25 лет назад инфляционная космология выглядела как нечто промежуточное между физической теорией и научной фантастикой. За прошедшее время многие предсказания этой теории были проверены, и она постепенно приобрела черты стандартной космологической парадигмы. Но успокаиваться еще рано. Эта теория и сейчас продолжает быстро развиваться и меняться. Основная проблема - разработка моделей инфляционной космологии основанных на реалистических вариантах теории элементарных частиц и теории струн. Этот вопрос может быть темой отдельного доклада.

Одним из основных вопросов, которые не выходят из сознания человека, всегда был и является вопрос: «как появилась Вселенная?». Конечно же, однозначного ответа на данный вопрос нет, и вряд ли будет получен в скором времени, однако наука работает в этом направлении и формирует некую теоретическую модель зарождения нашей Вселенной. Прежде всего следует рассмотреть основные свойства Вселенной, которые должна описываться в рамках космологической модели:

• Модель должна учитывать наблюдаемые расстояния между объектами, а также скорость и направление их движения. Подобные расчеты основываются на законе Хаббла: cz = H 0 D , где z – красное смещение объекта, D – расстояния до этого объекта, c – скорость света.
• Возраст Вселенной в модели должен превышать возраст самых старых в мире объектов.
• Модель должна учитывать первоначальное обилие элементов.
• Модель должна учитывать наблюдаемую .
• Модель должна учитывать наблюдаемый реликтовый фон.

Рассмотрим кратко общепризнанную теорию возникновения и ранней эволюции Вселенной, которая поддерживается большинством ученых. Сегодня под теорией Большого взрыва подразумевают комбинацию модели горячей Вселенной с Большим взрывом. И хотя данные концепции сперва существовали независимо друг от друга, в результате их объединение удалось объяснить первоначальный химический состав Вселенной, а также наличие реликтового излучения.

Согласно данной теории, Вселенная возникла около 13,77 млрд лет назад из некоторого плотного разогретого объекта — , плохо поддающееся описанию в рамках современной физики. Проблема космологической сингулярности, помимо всего прочего, в том, что при ее описании большинство физических величин, вроде плотности и температуры, стремятся к бесконечности. При этом, известно, что при бесконечной плотности (мера хаоса) должна устремляться к нулю, что никак не совмещается с бесконечной температурой.

• • Первые 10 -43 секунды после Большого Взрыва называют этапом квантового хаоса. Природа мироздания на этом этапе существования не поддается описанию в рамках известной нам физики. Происходит распад непрерывного единого пространства-времени на кванты.

• Планковский момент – момент окончания квантового хаоса, который выпадает на 10 -43 секунду. В этот момент параметры Вселенной равнялись , вроде планковской температуры (около 10 32 К). В момент планковской эпохи все четыре фундаментальные взаимодействия (слабое, сильное, электромагнитное и гравитационное) являлись объединенными в некое одно взаимодействие. Рассматривать планковский момент как некоторый продолжительный период – не представляется возможным, так как с параметрами меньше планковских современная физика не работает.
• Стадия . Следующей стадией истории Вселенной стала инфляционная стадия. В первый момент инфляции от единого суперсимметричного поля (ранее включающего поля фундаментальных взаимодействий) отделилось гравитационное взаимодействие. В этот период вещество обладает отрицательным давлением, что вызывает экспоненциальный рост кинетической энергии Вселенной. Проще говоря, в данный период Вселенная стала очень быстро раздуваться, а ближе концу энергия физических полей переходит в энергию обычных частиц. В конце данной стадии значительно повышается температура вещества и излучения. Вместе с окончанием стадии инфляции выделяется и сильное взаимодействие. Также в этот момент возникает .
• Стадия радиационного доминирования. Следующая стадия развития Вселенной, которая включает несколько этапов. На этой стадии температура Вселенной начинает понижаться, образуются кварки, затем адроны и лептоны. В эпоху нуклеосинтеза происходит образование начальных химических элементов, синтезируется гелий. Однако, излучение все еще преобладает над веществом.
• Эпоха доминирования вещества. Спустя 10 000 лет энергия вещества постепенно превосходит энергию излучения и происходит их разделения. Вещество начинает доминировать над излучением, возникает реликтовый фон. Также разделение вещества с излучением значительно усилило изначальные неоднородности в распределении вещества, в результате чего начали образовываться галактики и сверхгалактики. Законны Вселенной пришли к тому виду, в котором мы наблюдаем их сегодня.

Вышеописанная картина сложена из нескольких основополагающих теорий и дает общие представление о формировании Вселенной на ранних этапах ее существования.

Откуда появилась Вселенная?

Если Вселенная возникла из космологической сингулярности, то откуда взялась сама сингулярность? На данный вопрос дать точный ответ, пока, невозможно. Рассмотрим некоторые космологические модели, затрагивающие «рождение Вселенной».

Циклические модели

Данные модели строятся на утверждении, что Вселенная существовала всегда и со временем лишь меняется ее состояние, переходя от расширения к сжатию – и обратно.

• Модель Стейнхардта-Турока. Данная модель строится на теории струн (М-теории), так как использует такой объект как «брана». Согласно этой модели видимая Вселенная располагается внутри 3-бране, которая периодически, раз в несколько триллионов лет, сталкивается с другой 3-браной, что вызывает подобие Большого Взрыва. Далее наша 3-брана начинает отдаляться от другой и расширяться. В какой-то момент доля темной энергии получает первенство и скорость расширения 3-браны растет. Колоссальное расширение рассеивает вещество и излучение настолько, что мир становится почти однородным и пустым. В конце концов происходит повторное столкновение 3-бран, в результате чего наша возвращается к начальной фазе своего цикла, вновь зарождая нашу «Вселенную».

• Теория Лориса Баума и Пола Фрэмптона также гласит о цикличности Вселенной. Согласно их теории последняя после Большого Взрыва будет расширяться за счет темной энергии до тех пор, пока не приблизится к моменту «распада» самого пространства-времени – Большой Разрыв. Как известно, в «замкнутой системе энтропия не убывает» (второе начало термодинамики). Из этого утверждения следует, что Вселенная не может вернуться к исходному состоянию, так как во время такого процесса энтропия должна убывать. Однако эта проблема решается рамках данной теории. Согласно теории Баума и Фрэмптона за миг до Большого Разрыва Вселенная распадается на множество «лоскутов», каждый из которых обладает довольно малым значением энтропии. Испытывая ряд фазовых переходов, данные «лоскуты» бывшей Вселенной порождают материю и развиваются аналогично первоначальной Вселенной. Эти новые миры не взаимодействуют друг с другом, так как разлетаются со скоростью больше скорости света. Таким образом, ученые избежали и космологической сингулярности, с которой начинается рождение Вселенной согласно большинству космологических теорий. То есть в момент конца своего цикла Вселенная распадается на множество других невзаимодействующих миров, которые станут новыми вселенными.
• Конформная циклическая космология – циклическая модель Роджера Пенроуза и Ваагна Гурзадяна. Согласно данной модели Вселенная способна перейти в новый цикл, не нарушая второе начало термодинамики. Данная теория опирается на предположение, что черные дыры уничтожают поглощенную информацию, что неким образом «законно» понижает энтропию Вселенной. Тогда каждый такой цикл существования Вселенной начинается с подобия Большого Взрыва и заканчивается сингулярностью.

Другие модели возникновения Вселенной

Среди других гипотез, объясняющих появление видимой Вселенной наиболее популярны две следующие:

• Хаотическая теория инфляции — теория Андрея Линде. Согласно данной теории существует некоторое скалярное поле, которое неоднородно во всем своем объеме. То есть в различных областях вселенной скалярное поле имеет разное значение. Тогда в областях, где поле слабое – ничего не происходит, в то время как области с сильных полем начинают расширяться (инфляция) за счет его энергии, образуя при этом новые вселенные. Такой сценарий подразумевает существование множества миров, возникших неодновременно и имеющих свой набор элементарных частиц, а, следовательно, и законов природы.
• Теория Ли Смолина – предполагает, что Большой Взрыв не является началом существования Вселенной, а – лишь фазовым переходом между двумя ее состояниями. Так как до Большого Взрыва Вселенная существовала в форме космологической сингулярности, близкой по своей природе к сингулярности черной дыры, Смолин предполагает, что Вселенная могла возникнуть из черной дыры.

Итоги

Несмотря на то, что циклические и другие модели отвечают на ряд вопросов, ответы на которые не может дать теория Большого Взрыва, в том числе проблема космологической сингулярности. Все же в комплекте с инфляционной теорией Большой Взрыв более цельно объясняет возникновение Вселенной, а также сходится с множеством наблюдений.

Сегодня исследователи продолжают интенсивно изучать возможные сценарии зарождения Вселенной, однако, дать неопровержимый ответ на вопрос «Как появилась Вселенная?» — вряд ли удастся в ближайшем будущем. На это есть две причины: прямое доказательство космологических теорий практически невозможно, лишь косвенное; даже теоретически нет возможности получить точную информацию о мире до момента Большого Взрыва. По этим двум причинам ученым остается лишь выдвигать гипотезы и строить космологические модели, которые максимально верно будут описывать природу наблюдаемой нами Вселенной.