Методы изучения Вселенной

 

Λ < 0

Если значение космологической постоянной отрицательно, то действуют только силы притяжения и более никаких. Правая часть уравнения энергии будет неотрицательной только при конечных значениях R. Это означает, что при некотором значении Rc Вселенная начнет сжиматься при любом значении k и вне зависимости от вида уравнения состояния[66].

 

Λ = 0

 

В случае, если космологическая постоянная равна нулю, то эволюция при заданном значении H0 целиком и полностью зависит от начальной плотности вещества:

 

 

Значение называют критической плотностью. Если ρ0 = ρcr, то расширение продолжается бесконечно долго, в пределе с асимптотически стремящейся к нулю скоростью. Если плотность больше критической, то расширение Вселенной тормозится и сменяется сжатием. Если меньше, то расширение идёт неограниченно долго с ненулевым пределом H.

Если уравнение энергии поделить на H0, то оно примет следующий вид (с учётом нулевой космологической постоянной):

 

 

Из этого уравнения следует, что плотность вещества во Вселенной и кривизна пространства взаимосвязаны: ρ=ρcr соответствует k=0 (случай плоской Вселенной), плотность меньше критической соответствует k=-1 (открытая Вселенная), больше — k=1 (замкнутой Вселенной).

Λ > 0

 

Если Λ>0 и k≤0, то Вселенная монотонно расширяется, но в отличие от случая с Λ=0 при больших значениях R скорость расширения растёт:

 

 

При k=1 выделенным значением является Λc = 4πGρ. В этом случае существует такое значение R, при котором R' = 0 и R'' = 0, то есть Вселенная статична.

При Λ>Λc скорость расширения убывает до какого-то момента, а потом начинает неограниченно возрастать. Если Λ незначительно превышает Λc, то на протяжении некоторого времени скорость расширения остаётся практически неизменной.

В случае Λ<Λc всё зависит от начального значения R, с которого началось расширения. В зависимости от этого значения Вселенная либо будет расширяться до какого-то размера, а потом сожмется, либо будет неограниченно расширяться.

 

Теория Большого Взрыва (модель горячей Вселенной)

 

Эта теория отвечает на вопросы: «Существовала ли Вселенная вечно или она появилась из чего-то? А если была рождена, то как она развивалась в первые секунды своей жизни?» Экстраполяция наблюдаемого состояния Вселенной назад во времени при условии верности общей теории относительности приводит к неизбежному выводу, что за конечное время назад всё пространство Вселенной сворачивается в точку — космологическую сингулярность, называемую Большим Взрывом.

Такое поведение, по-видимому, свидетельствует о неприложимости общей теории относительности к самым ранним моментам расширения Вселенной, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности.

В момент, достаточно близкий ко Взрыву, но уже уверенно описываемый современной физикой, вся энергия и вещество Метагалактики содержались в маленьком объёме, а так как энтропия Вселенной велика, то, значит, и температура была очень высокой (в отличие от исторически конкурировавшей с этой теории холодной Вселенной, где температура на протяжении всей эволюции была близка к современному значению). Именно благодаря высокой температуре и плотности элементарные частицы образовывали «суп», в котором преобладали самые простые частицы, которые при дальнейшем увеличении размера Вселенной и её остывании начали складываться сначала в частицы посложнее, а потом дело дошло и до обычных протонов, нейтронов и так далее.

По ходу дела оставляя без ответа вопросы: «Почему античастиц оказалось меньше чем частиц?» и «Почему энтропия Вселенной такая высокая?» (они составляют аспекты так называемой проблемы начальных значений) — и вводя руками условие доминирования частиц над античастицами и наблюдаемое значение энтропии, можно построить теорию о первичном нуклеосинтезе, которая в целом неплохо согласуется с наблюдательными данными.

Также довольно хорошо объясняется и реликтовое излучение — это наследие того момента, когда ещё всё вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон — это остаток «фотосферы Вселенной».

 

Энтропия Вселенной

 

Главным аргументом, подтверждающий теорию горячей Вселенной, является величина её энтропии. Она с точностью до численного коэффициента равна отношению концентрации равновесных фотонов nγ к концентрации барионов nb.

Выразим nb через критическую плотность и долю барионов:

 

 

где h100 — современное значение Хаббла, выраженное в единицах 100 км/(c Мпк), и, учитывая, что для реликтового излучения с T=2,73 К

 

см−3,

 

Получаем

 

 

Обратная величина и есть величина энтропии.

Первые три минуты

Предположительно, с начала рождения (или по крайне мере с конца инфляционной стадии) и в течение времени, пока температура остаётся не ниже 1016 ГэВ (10−10с), присутствуют все известные элементарные частицы, причем все они не имеют массы. Этот период называется периодом Великого объединения, когда электрослабое и сильное взаимодействия едины[67] .

На данный момент невозможно сказать, какие же именно частицы присутствуют в тот момент, но кое-что всё же известно. Величина η — не только показатель энтропии, но и характеризует избыток частиц над античастицами:

 

 

В момент, когда температура опускается ниже 1015 ГэВ, вероятно, выделяются X- и Y-бозоны с соответствующими массами.

Эпоху Великого объединения сменяет эпоха электрослабого объединения, когда электромагнитное и слабое взаимодействия представляют единое целое. В эту эпоху идет аннигиляция X- и Y-бозонов. В момент, когда температура понижается до 100 ГэВ, эпоха электрослабого объединения заканчивается, образуются кварки, лептоны и промежуточные бозоны.

Настаёт адронная эра, эра активного рождения и аннигиляции адронов и лептонов. В эту эпоху примечателен момент кварк-адронного перехода или момент конфайнмента кварков, когда стало возможным слияние кварков в адроны. В этот момент температура равна 300—1000 МэВ, а время от рождения Вселенной составляет 10−6 с.

Эпохе адронной эры наследует лептонная эра — в момент, когда температура падает до уровня 100 МэВ, а на часах 10−4 с. В эту эпоху состав Вселенной начинает походить на современный; основные частицы — это фотоны, помимо них есть только электроны и нейтрино со своими античастицами, а также протоны и нейтроны. В этот период происходит одно важное событие: вещество становится прозрачным для нейтрино. Возникает что-то наподобие реликтового фона, но для нейтрино. Но так как отделение нейтрино произошло раньше отделения фотонов, когда некоторые виды частиц ещё не проаннигилировали, отдав свою энергию остальным, то и остыли они больше. К настоящему времени нейтринный газ должен был остыть до 1,9 К, если нейтрино не имеют массы (или их массы пренебрежимо малы).

При температуре Т≈0,7 МэВ термодинамическое равновесие между протонами и нейтронами, существовавшее до этого, нарушается и отношение концентрации нейтронов и протонов застывает на значении 0,19. Начинается синтез ядер дейтерия, гелия, лития. Спустя ~200 секунд после рождения Вселенной температура падает до значений, при которых нуклеосинтез более невозможен, и химический состав вещества остаётся неизменным до момента рождения первых звёзд.

 

Проблемы теории Большого взрыва

 

Несмотря на значительные успехи, теория горячей Вселенной сталкивается с рядом трудностей. Если бы Большой взрыв вызвал расширение Вселенной, то в общем случае могло бы возникнуть сильное неоднородное распределение вещества, чего не наблюдается. Так же теория Большого Взрыва не объясняет расширение Вселенной, она принимает его как факт.

Теория также предполагает, что соотношение числа частиц и античастиц на первоначальной стадии было таким, что дало в результате современное преобладание материи над антиматерией. Можно предположить, что вначале Вселенная была симметрична — материи и антиматерии было одинаковое количество, но тогда чтобы объяснить барионную асимметрию необходим некоторый механизм бариогенеза, который должен приводить к возможности распада протона, чего также не наблюдается.

Различные теории Великого объединения предполагают рождение в ранней Вселенной большого числа магнитных монополей, до сего момента также не обнаруженных.

Кроме того, из теории Большого взрыва следует сингулярность пространства-времени в точке самого взрыва и, как следствие, неприменимость любых законов физики в этой точке.

Некоторыми учёными (в частности, Стивеном Хокингом) для решения последней проблемы была предложена идея комплексных координат пространства-времени, где измеряемому нами времени соответствовала бы мнимая координата. При этом, все законы физики становятся симметричными относительно замены координат местами (t'2 = − t2), время перестаёт быть особой координатой, световой конус превращается в сферу нулевого радиуса, и точка Большого взрыва перестаёт быть особой. Аналогично, в географических координатах Южный и Северный полюса являются особыми точками, не являясь ими в действительности.

 

Инфляционная модель

 

Теории инфляции описывают предполагаемую стадию расширения Вселенной, начавшуюся спустя ~10−42с после Большого Взрыва, носящую название инфляционной стадии. Эта идея позволяет объяснить плоскую геометрию пространства. Кроме этого теория инфляции предполагает рождение наблюдаемой Вселенной из маленькой изначально причинно-связанной области, что объясняет однородность и изотропность Вселенной. Хаббловское расширение же становится движением по инерции благодаря большой кинетической энергии, накопленной в ходе инфляции.

Любое инфляционное расширение начинается с планковских размеров и времён, когда современные законы физики начинают адекватно описывать происходящие в тот период процессы. Единственная причина ускоренного расширения в рамках ОТО — это отрицательное давление. Такое давление можно описать неким скалярным полем, называемым инфлантоном. В частности, таким же образом можно описать и давление физического вакуума (космологическую константу). В конце инфляционной стадии это поле должно распадаться, в противном случае экспоненциальное расширение никогда не закончится.

Основной класс моделей инфляции основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения, равного нулю. Начальное значение может задаваться по-разному: это может быть значение начальных квантовых возмущений, а может быть строго фиксированным. Конкретный вид потенциала зависит от выбранной теории.

Теории инфляции также делятся на бесконечные и конечные во времени. В теории с бесконечной инфляцией существуют области пространства — домены — которые начали расширяться, но из-за квантовых флуктуаций вернулись в первоначальное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теория с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде.

К теориям с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое ответственно за большие энергии (а значит за скорость расширения), а второе за малые, определяющие момент завершения инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечен.

К нерешенным проблемам инфляции можно отнести скачки температуры в очень большом диапазоне, в какой-то момент она падает почти до абсолютного нуля. В конце инфляции происходит повторный нагрев вещества до высоких температур. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается «параметрический резонанс».

 

Мультивселенная

 

«Мультивселенная», «Большая Вселенная», «Мультиверс», «Гипервселенная», «Сверхвселенная», «Мультиленная» — различные переводы английского термина multiverse. Появился он в ходе развития теории инфляции.

Области Вселенной, разделённые расстояниями больше размера горизонта частиц, эволюционируют независимо друг от друга. Любой наблюдатель видит только те процессы, которые происходят в домене, равном по объёму сфере с радиусом, составляющим расстояние до горизонта частиц. В эпоху инфляции две области расширения, разделённые расстоянием порядка горизонта, не пересекаются.

Такие домены можно рассматривать как отдельные вселенные, подобные нашей: они точно так же однородны и изотропны на больших масштабах. Конгломерат таких образований и есть Мультивселенная.

Хаотическая теория инфляции предполагает бесконечное разнообразие Вселенных, каждая из которых может иметь отличные от других Вселенных физические константы. В другой теории Вселенные различаются по квантовому измерению. По определению эти предположения нельзя экспериментально проверить.

 

Альтернативы теории инфляции

 

 

Образование Вселенной с точки зрения теории бран.

Модель космической инфляции вполне успешна, но не необходима для рассмотрения космологии. У неё имеются противники, в числе которых можно назвать Роджера Пенроуза. Их аргументы сводятся к тому, что решения, предлагаемые инфляционной моделью, оставляют за собой упущенные детали. Например, никаких фундаментальных обоснований того, что возмущения плотности на доинфляционной стадии должны быть именно такими малыми, чтобы после инфляции возникала наблюдаемая степень однородности, эта теория не предлагает. Аналогичная ситуация и с пространственной кривизной: она очень сильно уменьшается при инфляции, но ничто не мешало ей до инфляции иметь настолько большое значение, чтобы всё-таки проявляться на современном этапе развития Вселенной. Иными словами, проблема начальных значений не решается, а лишь искусно драпируется.