Ответы на вопросы о ранних стадиях образования Вселенной, интересующие Полину, РМР и, возможно, других пользователей нашего сайта, можно найти в статье главного научного сотрудника отдела релятивистской астрофизики ГАИШ, профессора МГУ Михаила Васильевича Сажина.

Более компетентно, логично, четко и доступно, наверно, никто не сможет рассказать о сложной области современной науки, чем ученый, труды которого ценятся во всем мире, и который одовременно является талантливым преподавателем.

   Ниже приводится в сокращенном виде глава “История нашей Вселенной” статьи М.В. Сажина “Современная  космология” из книги “Астрономия: Век XXI”.

     Рассмотрим более подробно эволюцию Вселенной, отмечая ключевые эпохи ее развития. Космология за последние годы существенно продвинулась вперед, и хотя в истории ранней Вселенной по-прежнему остается много неясностей и «белых пятен», здесь изложен ряд общепринятых воззрений на устройство Вселенной. Это важно для понимания целей и методов космологии.

     Вселенная расширяется — этот факт сегодня твердо установлен. Возникает вопрос: какой была Вселенная в прошлом? Из курса физики мы знаем, что газ при расширении охлаждается, а при сжатии нагревается. Вещество Вселенной — по существу, тот же газ. Следовательно, в прошлом наша Вселенная была плотнее и значительно горячее. Основные свойства нашей Вселенной были заложены на «младенческой» стадии ее развития. Начнем с самых ранних эпох и будем последовательно переходить от одной эпохи к другой.

   Что происходило до момента рождения Вселенной можно только предполагать. Как говорил академик Я. Б. Зельдович, «было время, когда времени не было».   Принято считать, что Вселенная образовалась в момент времени t = 0.  Историю Вселенной космологи отслеживают почти с первого мгновения,  с t, равного 10^-43 секунды, когда температура была равна  10³² K.

    Начиная с этого момента времени (он называется планковским) Вселенная начала расширяться, температура вещества — понижаться, и объем Вселенной — расти. Продолжительность этой стадии составляла несколько планковских времен t_Pl. Наблюдательных свидетельств в пользу существования этой стадии нет; на ее наличие указывает теоретический анализ начальной стадии Большого взрыва.

    Примерно через 10⁴² с после рождения пространства­времени во Вселенной наступила ИНФЛЯЦИОННАЯ СТАДИЯ.  Инфляционная стадия в космологии характеризуется предельно сильным отрицательным давлением, вызывающим значительные силы отталкивания. (Возможность существования гравитационного отталкивания очень интересовала А. Эйнштейна). Во время этой стадии объем Вселенной за очень короткое время увеличился на много порядков величины; в некоторых вариантах теории — даже на порядки порядков, скажем, в 10⁽¹⁰¹⁰⁾ раз. В результате вся современная Вселенная оказалась в одной причинно­связанной области. Из-за действия сил отталкивания Вселенная очень быстро расширилась, приобрела большую кинетическую энергию и в дальнейшем стала расширяться по инерции по закону Хаббла.

   Важная особенность эпохи инфляции состоит в том, что области Вселенной, разделенные достаточно большим расстоянием, эволюционируют независимо друг от друга. Как следствие, любой наблюдатель сможет видеть только те процессы, которые происходят внутри его домена Вселенной. Таким образом, в эпоху инфляции процессы, идущие внутри указанного домена, происходят независимо от процессов в соседних областях Вселенной.  Расширение каждой области происходит строго внутри объема, допускаемого общей теорией относительности.

     Исходя из свойств таких доменов, их можно рассматривать как отдельные вселенные. Подобно нашей Вселенной, они изотропны и однородны на больших масштабах. Совокупность всех мини­вселенных составляет так называемую «Мультиленную». Итак, нам следует различать три понятия — «Вселенная», «вселенная» и «Мультиленная». Вселенная (с заглавной буквы) — это область пространства­времени, принципиально доступная нашим наблюдениям сейчас или в будущем. Другими словами, все пространство­время, которое откроется наблюдателям — это и есть наша Вселенная. Точно так же определяются и другие вселенные, с той лишь разницей, что наблюдателями там являемся уже не мы. Мультиленная — это совокупность всех вселенных. Многие проблемы, которые, ставят в тупик стандартную космологию, решаются в рамках инфляционной модели.

      Теория инфляции активно развивается. Сейчас лучше всего соответствует наблюдательным данным теория, предложенная А. Линде. Согласно этой теории, Мультиленная считается заполненной особым видом материи — скалярным полем, так называемой “темной энергией”. Она обладает предельно большой плотностью и релятивистским отрицательным давлением. В различных частях Мультиленной происходят квантовые флуктуации этого скалярного поля, повышающие или понижающие его среднюю плотность.

    Скалярное поле обладает большой плотностью потенциальной энергии, по современным оценкам она составляет 10⁷⁸ [г/см3]. Состояние скалярного поля с отрицательным давлением неустойчиво, так как его уравнение содержит моды с бесконечно возрастающими амплитудами. Это состояние должно перейти в обычное, с положительным или равным нулю давлением. Инфляционная фаза развития Вселенной быстро закончилась: СКАЛЯРНОЕ ПОЛЕ РАСПАЛОСЬ И ВСЯ ЗАПАСЕННАЯ В НЕМ ПОТЕНЦИАЛЬНАЯ ЭНЕРГИЯ ПОШЛА НА ОБРАЗОВАНИЕ ЧАСТИЦ И ИХ ТЕПЛОВОЕ ДВИЖЕНИЕ. Это и стало началом ГОРЯЧЕЙ ФАЗЫ эволюции Вселенной.

    Как мы уже говорили, скалярное поле не является материей в строгом смысле слова. Это «темная энергия», характеристика самого пространства. Представим себе некоего наблюдателя, следящего за инфляцией и дальнейшей эволюцией Вселенной как бы «со стороны», в сильно замедленном масштабе времени. Этот наблюдатель не может находиться в другой вселенной, т.к. оттуда он не может видеть нашу Вселенную; он должен находиться вне Мультиленной. На самом деле такого наблюдателя быть не может, ибо не существует понятия «вне Мультиленной», она сама является «всем», задает и ограничивает пространство и время. Он увидел бы, как материя вдруг появилась «из ничего», НО НЕ В СИНГУЛЯРНОЙ ТОЧКЕ, А В ОБЪЕМЕ НЕКОТОРОГО ШАРА, до которого в процессе инфляции успела раздуться наша Вселенная. После завершения инфляции в доменах Мультиленной появляется материя.

       Как эволюционировала во Вселенной материя дальше? Образовалась ВЫСОКОТЕМПЕРАТУРАЯ ПЛАЗМА, состоящая из фотонов и элементарных частиц с энергией заведомо выше, чем 1 000 ГэВ. Позже, примерно при энергии 300 МэВ (T ≈ 10¹¹ K), произошло образование протонов и нейтронов. КВАРКИ — это элементарные частицы, из которых состоят протоны, нейтроны и некоторые другие частицы. В свободном состоянии в обычных условиях кварки существовать не могут. В свободном состоянии они могут существовать только в очень горячей плазме, температура которой превышает энергию покоя протона, т.е. T > 10¹¹  K. В ранней Вселенной температура была значительно больше этой величины, поэтому протонов и нейтронов не было, а существовал так называемый «кварковый суп». В результате расширения пространства температура упадала, кварки начали соединяться, образуя протоны и нейтроны.

        После эпохи образования протонов и нейтронов наибольший интерес представляет ЭПОХА НУКЛЕОСИНТЕЗА, от 1 до 100 секунд с момента Большого взрыва. В этот период синтезировались легкие ядра с атомным весом менее 5, более тяжелые ядра синтезируются позже в звездах.

        Стадией нуклеосинтеза заканчилась эпоха ранней Вселенной. И весь этот насыщенный период ее эволюции уложился всего лишь в первые 3 минуты с момента ее рождения.

   Следующая эпоха, играющая важную роль в космологии, — ЭПОХА ДОМИНИРОВАНИЯ ТЕМНОГО ВЕЩЕСТВА (оно же — скрытая масса). Природа его до сих пор неясна. Эпоха доминирования темного вещества наступила при температуре около T ≈ 10⁵ K. Динамика расширения Вселенной определялась в основном этим веществом, потому что его плотность значительно превышала суммарную плотность всех остальных компонентов Вселенной. Начиная с этого момента малые возмущения плотности темного вещества росли, в результате чего образовались сгустки темного вещества, которые к нашему времени увеличились настолько, что, захватив барионное вещество, стали галактиками.

    Далее наступила ЭПОХА РЕКОМБИНАЦИИ водорода и других легких атомов. До этого во Вселенной существовала горячая плазма, состоящая из частиц темной материи, протонов, электронов, фотонов и некоторого количества легких ядер. В процессе рекомбинации протоны и электроны объединились, образуя в основном водород — самый распространенный элемент во Вселенной. В эпоху рекомбинации Вселенная стала прозрачной. Дело в том, что в плазме свет не распространяется свободно. Фотоны, сталкиваясь с электронами и протонами, рассеиваются, меняют направление движения и частоту. Другими словами, они «забывают» ту информацию, которую несли до столкновения. До эпохи рекомбинации вещество Вселенной было похоже на матовое стекло, сквозь которые не видны четкие картины. Как говорят астрономы, оптическая толща вещества была большой. Роль мутного стекла играла плазма.

Вместо горячей смеси – плазмы - возникли две составляющие: фотоны и атомы – вещество. Энергия фотонов уменьшилась настолько, что они уже были не в состоянии отрывать злектроны от ядер. Наступила важнейшая  эпоха – ЭПОХА ОТДЕЛЕНИЯ ИЗЛУЧЕНИЯ ОТ ВЕЩЕСТВА. Вселенная стала прозрачной. Этот момент называют моментом последнего рассеяния фотонов. Температура, при которой происходит рекомбинация водорода, очень хорошо известна из лабораторных измерений: она лежит в интервале от 4 500 до 3 000 K. В эпоху рекомбинации масштабный фактор Вселенной был примерно в тысячу раз меньше, чем сейчас, а количество фотонов в несколько миллиардов раз превышало число барионов. Впрочем, это и сейчас так: количество фотонов и барионов почти не изменилось с той эпохи.

     Со всех направлений на небе, сквозь прозрачное пространство Вселенной, к нам приходят те самые  РЕЛИКТОВЫЕ ФОТОНЫ. Точки пространства, из которых фотоны доходят до наблюдателя, образуют так называемую поверхность последнего рассеяния. Это единственный источник во Вселенной, внутри которого мы находимся. Таким образом, мы снова убеждаемся, что на небе не существует «единственной точки», соответствующей месту Большого взрыва.Чем дальше находится наблюдаемый объект, тем в блее раннюю эпоху он существовал. Но такие объекты окружают нас со всех сторон, так что «чем дальше, тем раньше». Свет реликтовых фотонов, идущих к нам со всех сторон, приходит из прошлого, с поверхности последнего рассеяния. Большой взрыв — именно там, в прошлом, которое окружает нас со всех сторон.

     Фотоны, рассеянные последний раз на поверхности последнего рассеяния, доходят до наблюдателя, практически не взаимодействуя по пути с веществом. Эти фотоны и образуют реликтовое излчение. Оно обладает спектром абсолютно черного тела и к настоящему времени имеет температуру 2,73 K. Падение температуры от 3 000 K в эпоху последнего рассеяния до 3 K сегодня обусловлено тем, что с той эпохи размер Вселенной увеличился примерно в 1 000 раз; вместе с пространством «растянулись» и фотоны: длина их волны (λ) возросла в 1 000 раз, частота (ν) упала в 1 000 раз, поэтому энергия каждого фотона (E = hν = hc/λ) уменьшилась в 1 000 раз, соответственно снизилась и температура излучения. Но при этом все неравномерности распределения температуры по поверхности последнего рассеяния, которые были в ту эпоху, сохраняются в виде угловой неравномерности (анизотропии) распределения температуры реликтового излучения по небу. Наблюдая эти неравномерности, космологи судят о спектре первичных возмущений, об основных параметрах Вселенной и о физике ранней Вселенной.

Реликтовое излучение обладает уникальным свойством. Температура поверхности последнего рассеяния удивительно изотропна, с точностью в 0,001. Благодаря современной технике, космическим обсерваториям, составлена детальная карта  анизотропии реликтового излучения — различия температуры в разных направлениях на небе. Они оцениваются всего в 3 микроКельвина.

Почему изучение анизотропии реликтового излучения так важно? Дело в том, что неравномерность распределения вещества обусловлена наличием слабых возмущений метрики (гравитационного поля), что способствует возникновению гравитационных волн. Возмущения, которые мы наблюдаем в виде картины переменной интенсивности реликтового излучения на небесной сфере, обязаны своим происхождением гравитационным возмущениям, порожденным в ранней Вселенной в эпоху, близкую к эпохе инфляции. Изучая анизотропию реликтового излучения, космологи получают возможность судить о физических процессах в ранней Вселенной, происходивших при энергиях, недоступных для изучения на современных ускорителях. Поэтому анизотропия реликтового излучения интересна не только космологам, но и физикам, исследующим фундаментальные процессы взаимодействия материи.

    В промежутке между эпохой рекомбинации и нашим временем лежала еще одна важная эпоха —ЭПОХА ОБРАЗОВАНИЯ КРУПНОМАСШТАБНОЙ СТРУКТУРЫ ВСЕЛЕННОЙ, формирования галактик и других объектов. Начало этой эпохи условно соответствует температуре T ≈ 30 K.

     Открытие современного ускоренного расширения Вселенной ставит перед учеными новые проблемы. В частности, закон всемирного тяготения может быть сложнее, чем мы думали. Гравитационная сила двух пробных частиц может содержать два слагаемых: первое — хорошо известная ньютонова  сила притяжения, а второе — сила, препятствующая притяжению. Она равна произведению лямбда­члена, введенного А.Эйнштейном, на расстояние между частицами.