Як виник Всесвіт | Журнал Популярна Механіка

1. рідкісна частка
2. плоска проблема
3. негативний тиск
4. Вирішення проблем
5. З одного міхура
6. хаотична інфляція
7. боротьба ідей
8. Нарівні з еволюцією

Один з фрагментів першої мікросекунди життя всесвіту зіграв величезну роль в її подальшої еволюції.

Концептуальний прорив став можливим завдяки дуже гарній гіпотезі, яка народилася в спробах знайти вихід з трьох серйозних неузгодженостей теорії Великого вибуху - проблеми плоскою Всесвіту, проблеми горизонту і проблеми магнітних монополів.

рідкісна частка

З середини 1970-х років фізики почали працювати над теоретичними моделями Великого об'єднання трьох фундаментальних взаємодій - сильного, слабкого і електромагнітного. Багато з цих моделей приводили до висновку, що незабаром після Великого вибуху повинні були в достатку народжуватися дуже масивні частинки, що несуть одиночний магнітний заряд. Коли вік Всесвіту досяг 10-36 секунди (за деякими оцінками, навіть трохи раніше), сильна взаємодія відокремилося від електрослабкої і знайшло самостійність. При цьому в вакуумі утворилися точкові топологічні дефекти з масою в 1015-1016 більшою, ніж маса тоді ще не існувало протона. Коли, в свою чергу, електрослабкої взаємодія розділилося на слабке і електромагнітне і з'явився справжній електромагнетизм, ці дефекти знайшли магнітні заряди і почали нове життя - у вигляді магнітних монополів.

Реліктове випромінювання, яке ми зараз бачимо з Землі, приходить з відстані 46 млрд. Світлових років (по супутньої шкалою), Долетівши трохи менше 14 млрд років. Однак коли це випромінювання початок свою подорож, вік Всесвіту налічував всього лише 300 000 років. За цей час світло могло пройти, відповідно, лише 300 000 світлових років (маленькі кола), і дві точки на ілюстрації просто не змогли б зв'язатися один з одним - їх космологічні горизонти не перетинаються.

Ця красива модель поставила космологію перед малоприємною проблемою. «Північні» магнітні монополі анігілюють при зіткненні з «південними», але в іншому ці частинки стабільні. Через величезну за мірками мікросвіту маси нанограммових масштабу незабаром після народження вони були зобов'язані сповільнитися до нерелятівістскіх швидкостей, розсіятися по простору і зберегтися до наших часів. Відповідно до стандартної моделі Великого вибуху, їх нинішня щільність повинна приблизно збігатися з щільністю протонів. Але в цьому випадку загальна щільність космічної енергії як мінімум в квадрильйон разів перевищувала б реальну.

Всі спроби знайти монополі досі завершувалися невдачею. Як показав пошук монополів в залізних рудах і морській воді, ставлення їх числа до числа протонів не перевищує 10-30. Або цих частинок взагалі немає в нашій області простору, або настільки мало, що прилади не здатні їх зареєструвати, незважаючи на чітку магнітну підпис. Це підтверджують і астрономічні спостереження: наявність монополів повинно позначатися на магнітних полях нашої Галактики, а цього не виявлено.

плоска проблема

Астрономи вже давно впевнилися в тому, що якщо нинішній космічний простір і деформовано, то досить помірно. Моделі Фрідмана і Леметра дозволяють обчислити, якою була ця викривленість незабаром після Великого Вибуху, щоб перебувати в злагоді з сучасними вимірами. Кривизна простору оцінюється за допомогою безрозмірного параметра Ω, рівного відношенню середньої щільності космічної енергії до того її значенням, при якому ця кривизна робиться дорівнює нулю, а геометрія Всесвіту, відповідно, стає плоскою. Років сорок тому вже не було сумнівів, що якщо цей параметр і відрізняється від одиниці, то не більше, ніж в десять разів в ту чи іншу сторону. Звідси випливає, що через одну секунду після Великого вибуху він відрізнявся від одиниці в більшу або меншу сторону всього лише на 10-14! Чи є така фантастично точна «настройка» випадкової або вона обумовлена ​​фізичними причинами? Саме так в 1979 році завдання сформулювали американські фізики Роберт Дике і Джеймс Поблизу.

Звичайно, можна припустити, що монополів взагалі ніколи не було. Деякі моделі об'єднання фундаментальних взаємодій і справді не наказують їх появи. Але проблеми горизонту і плоскою Всесвіту залишаються. Так вийшло, що в кінці 1970-х космологія зіткнулася з серйозними перешкодами, для подолання яких явно були потрібні нові ідеї.

негативний тиск

І ці ідеї не забарилися з'явитися. Головною з них була гіпотеза, згідно з якою в космічному просторі крім речовини і випромінювання існує скалярний поле (або поля), що створює негативний тиск. Така ситуація виглядає парадоксальною, однак же вона зустрічається в повсякденному житті. Система з позитивним тиском, наприклад стиснений газ, при розширенні втрачає енергію і охолоджується. Еластична стрічка, навпаки, перебуває в стані з негативним тиском, адже, на відміну від газу, вона прагне не розширитися, а стиснутися. Якщо таку стрічку швидко розтягнути, вона нагріється і її теплова енергія зросте. При розширенні Всесвіту поле з негативним тиском збирає енергію, яка, вивільняючись, здатна породити частки і кванти світла.

Локальна геометрія всесвіту визначається безрозмірним параметром Ω: якщо він менше одиниці, всесвіт буде гіперболічної (відкритої), якщо більше - сферичної (закритою), а якщо в точності дорівнює одиниці - плоскою. Навіть дуже невеликі відхилення від одиниці з часом можуть призвести до значної зміни цього параметра. На ілюстрації синім показаний графік параметра для нашого Всесвіту.

Негативний тиск може мати різну величину. Але існує особливий випадок, коли воно дорівнює щільності космічної енергії з протилежним знаком. При такому розкладі ця щільність залишається постійною при розширенні простору, оскільки негативний тиск компенсує зростаюче «розрідження» частинок і світлових квантів. З рівнянь Фрідмана-Леметра слід, що Всесвіт в цьому випадку розширюється експоненціально.

Гіпотеза експоненціального розширення дозволяє вирішити всі три проблеми, наведені вище. Припустимо, що Всесвіт виник з крихітного «бульбашки» сильно викривленого простору, який зазнав перетворення, наділені простір негативним тиском і тим змусила його розширюватися за експоненціальним законом. Природно, що після зникнення цього тиску Всесвіт повернеться до колишнього «нормальному» розширенню.

Вирішення проблем

Будемо вважати, що радіус Всесвіту перед виходом на експоненту всього на кілька порядків перевищував довжина планка, 10-35 м. Якщо в експоненційної фазі він виросте, скажімо, в 1050 разів, то до її кінця досягне тисяч світлових років. Яким би не було відміну параметра кривизни простору від одиниці до початку розширення, до його кінця воно зменшиться в 10-100 разів, тобто простір стане ідеально плоским!

Аналогічно вирішується проблема монополів. Якщо топологічні дефекти, що стали їхніми попередниками, виникли до або навіть в процесі експоненціального розширення, то до його кінця вони повинні віддалитися один від одного на велетенські відстані. З тих пір Всесвіт ще добряче розширилася, і щільність монополів впала практично до нуля. Обчислення показують, що навіть якщо досліджувати космічний кубик з ребром в мільярд світлових років, то там з високим ступенем імовірності не знайдеться жодного монополя.

Гіпотеза експоненціального розширення підказує і просте позбавлення від проблеми горизонту. Припустимо, що розмір зародкового «бульбашки», який поклав початок нашому Всесвіту, не перевищував шляху, який встиг пройти світло після Великого вибуху. В цьому випадку в ньому могло встановитися теплова рівновага, яке забезпечило рівність температур по всьому об'єму, яке збереглося при експоненційному розширенні. Подібне пояснення присутній у багатьох підручниках космології, проте можна обійтися і без нього.

З одного міхура

На рубежі 1970-1980-х кілька теоретиків, першим з яких став радянський фізик Олексій Старобинский, розглянули моделі ранньої еволюції Всесвіту з короткою стадією експоненціального розширення. У 1981 році американець Алан Гут опублікував роботу, яка привернула до цієї ідеї загальну увагу. Він першим зрозумів, що подібне розширення (швидше за все, що завершилося на вікової позначці в 10-34 с) знімає проблему монополів, якими він спочатку і займався, і вказує шлях до вирішення неузгодженостей з плоскою геометрією і горизонтом. Гут красиво назвав таке розширення космологічної інфляцією, і цей термін став загальноприйнятим.

Нормальне розширення зі швидкостями, меншими швидкості світла, призводить до того, що весь Всесвіт рано чи пізно буде знаходитися всередині нашого горизонту подій. Інфляційний розширення зі швидкостями, значно перевищують швидкість світла, призвело до того, що нашим спостереженням доступна лише мала частина Всесвіту, що утворилася при Великому Вибуху. Це дозволяє вирішити проблему горизонту і пояснити однакову температуру реліктового випромінювання, що приходить з різних точок небосхилу.

Але модель Гута все ж мала серйозний недолік. Вона допускала виникнення безлічі інфляційних областей, претерпевающих зіткнення один з одним. Це вело до формування сильно невпорядкованого космосу з неоднорідною щільністю речовини і випромінювання, який зовсім не схожий на реальне космічний простір. Однак незабаром Андрій Лінде з Фізичного інституту Академії наук (ФІАН), а трохи пізніше Андреас Альбрехт з Полом Стейнхардт з Університету Пенсільванії показали, що якщо змінити рівняння скалярного поля, то все стає на свої місця. Звідси випливав сценарій, за яким вся наша спостережувана Всесвіт виник з одного вакуумного міхура, відокремленого від інших інфляційних областей непредставімо великими відстанями.

хаотична інфляція

У 1983 році Андрій Лінде зробив черговий прорив, розробивши теорію хаотичної інфляції, яка дозволила пояснити і склад Всесвіту, і однорідність реліктового випромінювання. Під час інфляції будь-які попередні неоднорідності скалярного поля розтягуються настільки, що практично зникають. На завершальному етапі інфляції це поле починає швидко осциллировать поблизу мінімуму своєї потенційної енергії. При цьому в достатку народжуються частинки і фотони, які інтенсивно взаємодіють один з одним і досягають рівноважної температури. Так що після закінчення інфляції ми маємо плоску гарячу Всесвіт, яка потім розширюється вже за сценарієм Великого вибуху. Цей механізм пояснює, чому сьогодні ми спостерігаємо реліктове випромінювання з мізерними коливаннями температури, які можна приписати квантовим флуктуацій в першій фазі існування Всесвіту. Таким чином, теорія хаотичної інфляції дозволила проблему горизонту і без допущення, що до початку експоненціального розширення зародкова Всесвіт перебувала в стані теплової рівноваги.

Згідно з моделлю Лінде, розподіл речовини і випромінювання в просторі після інфляції просто зобов'язана бути майже ідеально однорідним, за винятком слідів первинних квантових флуктуацій. Ці флуктуації породили локальні коливання щільності, які з часом дали початок галактичним скупченням і розділяє їх космічним порожнечам. Дуже важливо, що без інфляційного «розтягування» флуктуації виявилися б занадто слабкими і не змогли б стати зародками галактик. Загалом, інфляційний механізм має надзвичайно потужною і універсальною космологічної креативністю - якщо завгодно, постає як вселенського деміурга. Так що назва цієї статті - аж ніяк не перебільшення.

У масштабах порядку сотих часток величини Всесвіту (зараз це сотні мегапарсек) її склад був і залишається однорідним і ізотропним. Однак на шкалі всього космосу однорідність зникає. Інфляція припиняється водної галузі і починається в інший, і так до нескінченності. Це самовоспроизводящийся нескінченний процес, який породжує ветвящееся безліч світів - мультивселенной. Одні і ті ж фундаментальні фізичні закони можуть там реалізуватися в різних іпостасях - наприклад, внутріядерні сили і заряд електрона в інших всесвітів можуть виявитися відмінними від наших. Цю фантастичну картину в даний час на повному серйозі обговорюють і фізики, і космологи.

Подальше збільшення сфера демонструє вирішення проблеми плоскою Всесвіту в рамках інфляційної космології. У міру зростання радіуса сфери обрану ділянку її поверхні стає все більш і більш плоским. Точно таким же чином експоненціальне розширення простору-часу на етапі інфляції призвело до того, що зараз наш Всесвіт є майже плоскою.

боротьба ідей

«Основні ідеї інфляційного сценарію були сформульовані три десятка років тому, - пояснює« ПМ »один з авторів інфляційної космології, професор Стенфордського університету Андрій Лінде. - Після цього головним завданням стала розробка реалістичних теорій, заснованих на цих ідеях, але тільки критерії реалістичності не раз змінювалися. У 1980-х домінувала думка, що інфляцію вдасться зрозуміти за допомогою моделей Великого об'єднання. Потім надії розтанули, і інфляцію стали інтерпретувати в контексті теорії супергравітації, а пізніше - теорії суперструн. Однак такий шлях виявився дуже нелегким. По-перше, обидві ці теорії використовують надзвичайно складну математику, а по-друге, вони так влаштовані, що реалізувати з їх допомогою інфляційний сценарій вельми і вельми непросто. Тому прогрес тут виявився досить повільним. У 2000 році троє японських вчених з чималим трудом отримали в рамках теорії супергравітації модель хаотичної інфляції, яку я придумав майже на 20 років раніше. Через три роки ми в Стенфорді зробили роботу, яка показала принципову можливість конструювання інфляційних моделей за допомогою теорії суперструн і пояснювала на її основі чотиривимірним нашого світу. Конкретно, ми з'ясували, що так можна отримати вакуумне стан з позитивною космологічної сталої, яка необхідна для запуску інфляції. Наш підхід з успіхом розвинули інші вчені, і це дуже сприяло прогресу космології. Зараз зрозуміло, що теорія суперструн допускає існування гігантської кількості вакуумних станів, що дають початок експоненціального розширення Всесвіту.

Тепер слід зробити ще один крок і зрозуміти пристрій нашого Всесвіту. Ці роботи ведуться, але зустрічають величезні технічні труднощі, і що вийде в результаті, поки не ясно. Мої колеги і я останні два роки займаємося сімейством гібридних моделей, які спираються і на суперструн, і на супергравітації. Прогрес є, ми вже здатні описати багато реально існуючі речі. Наприклад, ми близькі до розуміння того, чому зараз настільки невелика щільність енергії вакууму, яка всього втричі перевищує щільність частинок і випромінювання. Але необхідно рухатися далі. Ми з нетерпінням очікуємо результатів спостережень космічної обсерваторії Planck, яка вимірює спектральні характеристики реліктового випромінювання з дуже високою роздільною здатністю. Не виключено, що показання її приладів пустять під ніж цілі класи інфляційних моделей і дадуть стимул до розвитку альтернативних теорій ».

Модель космологічної інфляції, вирішальна багато неузгодженості теорії Великого Вибуху, стверджує, що за дуже короткий час розмір бульбашки, з якої утворилася наша Всесвіт, збільшився в 1050 разів. Після цього Всесвіт продовжила розширюватися, але вже значно повільніше.

Інфляційна космологія може похвалитися чималим числом чудових досягнень. Вона передбачила плоску геометрію нашого Всесвіту задовго до того, як цей факт підтвердили астрономи і астрофізики. Аж до кінця 1990-х вважалося, що при повному врахуванні всього речовини Всесвіту чисельна величина параметра не перевищує 1/3. Знадобилося відкрити темну енергію, щоб упевнитися, що ця величина практично дорівнює одиниці, як і випливає з інфляційного сценарію. Були передбачені коливання температури реліктового випромінювання та заздалегідь вирахувано їх спектр. Подібних прикладів чимало. Спроби спростувати інфляційну теорію робилися неодноразово, але це нікому не вдалося. Крім того, як вважає Андрій Лінде, в останні роки склалася концепція множинності всесвітів, формування якої цілком можна назвати науковою революцією: «Не дивлячись на свою незавершеність, вона стає частиною культури нового покоління фізиків і космологів».

Нарівні з еволюцією

«Інфляційна парадигма реалізована зараз в безлічі варіантів, среди якіх немає Визнання лідера, - каже директор Інституту космології при університеті Тафтса Олександр Виленкин. - Моделей багато, но ніхто НЕ знає, яка з них правильна. Тому Говорити про Якийсь драматичному прогрес, досягнуть в останні роки, я б не ставши. Та й складнощів поки вістачає. Наприклад, не зовсім зрозуміло, як порівнювати ймовірності подій, передбачених тією чи іншою моделлю. У вічній всесвіту будь-яка подія має відбуватися незліченна безліч разів. Так що для обчислення ймовірностей треба порівнювати нескінченності, а це дуже непросто. Також існує невирішена проблема початку інфляції. Швидше за все, без нього не обійтися, але ще не зрозуміло, як до нього підібратися. І все ж у інфляційної картини світу немає серйозних конкурентів. Я б порівняв її з теорією Дарвіна, яка спочатку теж мала безліч неузгодженостей. Однак альтернативи у неї так і не з'явилося, і в кінці кінців вона завоювала визнання вчених. Мені здається, що і концепція космологічної інфляції прекрасно впорається з усіма труднощами ».

Стаття «Всемогутня інфляція» опублікована в журналі «Популярна механіка» ( №7, Грудень 2012 ).