Модель раздувающейся (инфляционной) Вселенной

Еще в 1927 г. бельгийский ученый Ж. Леметр, который ввел понятие начала Вселенной как сингулярности (т.е. сверхплотного состояния) и рождения Вселенной как Большого взрыва, показал по своим расчетам, что радиус Вселенной в первоначальном состоянии был 10^-12 см, а ее плотность составляла 10⁹⁶ г/см3.

Но и для современной науки наибольшие сложности связаны с осмыслением природы космической сингулярности (от англ. singularity – оригинальность, своеобразие). По мнению ученых, сингулярность должна быть такой, чтобы вызванные ею процессы соответствовали действительной картине Вселенной. В первоначальных моделях горячей Вселенной не удавалось объяснить происхождение скоплений галактик. Происхождение космических образований такого рода, по-видимому, следует объяснять не процессами, случившимися после Большого Взрыва, а присущими его изначальной природе.

Это модель физического состояния Вселенной, когда ее температура больше 10²⁸ К, а время меньше 10^-35 с. Впервые идея ускоренного расширения Вселенной на ранних стадиях для объяснения парадоксов фридмановской космологии была высказана в середине 1960-х гг. в работах Э. Б. Глинера (СССР). Он предположил, что все вещество во Вселенной возникло из флуктуации космологического вакуума, поэтому на самых ранних стадиях расширения динамика Вселенной целиком определялась космологической постоянной. В конце 1970-х гг. ускоренное расширение Вселенной на ранних стадиях стали объяснять в модели инфляционной Вселенной. Инфляционная Вселенная, по‑русски это называлось «раздувающаяся Вселенная», но стандартное название «инфляционная». В последнее время возник такой термин – «Multi‑verse». Это термин, заменяющий слово «Universe». Значит, вместо одной Вселенной – много вселенных сразу в одной. Наиболее адекватный русский, перевод – это «многоликая Вселенная».

Алан Гут (род. 27 февраля 1947,)— преподает в Принстоне (был награждён медалью Дирака) В 1981г. был предложен сценарий МИВ Его модель, была плохой, неправильной, в ней были прямые ошибки. Но он написал настолько хорошую и хорошо аргументированную работу — объяснил, откуда что берется, как тяжелый вакуум решает все проблемы,— что его считают отцом теории инфляции. Даже когда стало понятно, что он ошибся, все равно осталось ощущение, что он самый главный.

в этом же году Альбрехтом и Стейнкартом (США) и Линде (СССР) был опубликован усовершенствованный вариант модели. Основная идея модели инфляционной Вселенной состоит в том, что в очень ранней Вселенной существовала необычная форма материи, которая создавала своего рода «антигравитацию», заставляя Вселенную расширяться с ускорением а > 0.

Алексей Старобинский (род. 19 апреля 1948, Москва) — живет в Москве, работает в Институте теоретической физики им. Ландау. Он придумал, откуда берется тяжелый вакуум и что с ним дальше происходит. Он получил его естественным образом. Но он не понял, похоже, всех следствий своей модели — насколько она решает все космологические проблемы

Андрей Линде (род. 2 марта 1948, Москва) из ФИАНа — сейчас в Стэнфорде (был награждён медалью Дирака) выправил сценарий Гута и показал, как на самом деле все работает. Так получилось, что они почти одновременно разработали теорию космологической инфляции, или инфляционную модель Вселенной. Инфляция – это кусок траектории, который существовал как бы до Большого взрыва в некотором смысле, до того, как дуга начала прогибаться так. Это время, когда Вселенная расширялась экспоненциально и с ускорением. Вселенная изначально могла иметь очень маленький размер, а потом была стадия очень быстрого расширения, потом она становилась горячей. всё было после стадии инфляции, а во время инфляции частиц могло не быть вообще. Какие силы есть в вакууме? Почти никаких. А на поверхности шарика какие силы могут действовать? Сила поверхностного натяжения? А что будет, если мы подставим силу поверхностного натяжения в теорию гравитации Эйнштейна. Ответ такой: сила поверхностного натяжения будет не сжимать, а со страшной силой расталкивать шарик. Если она сильная, шарик будет раздуваться. «Раздувание» по-английски «inflation», оттуда и термин. Суть его гипотезы состоит в том, что в квантовом вакууме в условиях чрезвычайно высокой энергии частиц последние создают сильное натяжение. Эти натяжения адекватны отрицательному давлению, которое и может служить первотолчком к раздуванию, т.е. давление внутри вакуума не положительно (оно направлено внутрь среды). Квантовый вакуум можно представить как «перегретую жидкость», которая может сразу «вскипеть». Отрицательное давление можно интерпретировать как гравитационные силы отталкивания. Под действием этих гигантских сил квантовый вакуум быстро, практически мгновенно расширяется, приблизительно за 10^-30 с его размеры увеличиваются в 10³⁰ раз. В результате расширения сам вакуум охлаждается, а заключенная в нем гигантская энергия высвобождается в виде излучения, с температурой примерно 10²⁸ К. При такой сверхвысокой температуре элементарные лептоны и даже гипотетические частицы – кварки не существуют. Для вакуума с отрицательным давлением характерны квантовые флуктуации – они как раз и предполагаются начальными состояниями будущих галактик и их скоплений.

Итак, согласно современным представлениям, БВ есть не что иное, как длящееся короткое мгновение (τ=10^-30 с) расширение высокоэнергетического квантового вакуума или творение Вселенной из вакуума особой природы. В этой модели описывается эволюция Вселенной, начиная с момента 10^-45 с после начала расширения. Начало Вселенной определяется физиками- теоретиками как состояние квантовой супергравитации с радиусом Вселенной в 10^-50 см (размер атома 10^-8 см, атомного ядра 10^-13 см). Основные события в ранней Вселенной разыгрывались за промежуток времени от 10^-45 до 10^-30 секунд. В этой модели начальное состояние Вселенной является вакуумным. Физический вакуум – это форма материи, лишенная вещества и излучения, но возбужденное состояние такого вакуума способно создавать космическую силу отталкивания, порождающая раздувание «пузырей пространства» – зародышей одной или нескольких вселенных.

Одна из загадок природы — энергия вакуума равна нулю. Если когда-то, в самое первое мгновение Вселенной, эта энергия была положительной (а вакуум с положительной плотностью энергии — это отрицательное давление) и если мы такой вакуум подставим в уравнение Эйнштейна, то увидим, что он растягивает пространство со страшной силой в геометрической прогрессии. За каждый определенный промежуток времени Вселенная удваивается в своем размере, но при этом остается самоподобной, то есть вакуум не меняется. Вселенная в два раза расширилась, а все в ней осталось тем же. В следующий момент она еще в два раза расширится, но локально она везде одинакова. И что же дальше? Вселенная со страшной скоростью расширяется. А если она расширяется уже сто времен с удвоением? Значит, она расширилась с какого-то изначального показателя на шестьдесят порядков? А что случилось с этим расширением? Тяжелый вакуум, вообще говоря, не самая стабильная вещь — он может просто выгореть. Но когда у системы есть какое-то состояние плотное, то понятно, что она хочет избавиться от этой энергии, перейти в более низкое энергетическое состояние. И что при этом происходит? Вакуум «горит», передает свою энергию частицам и перестает быть вакуумом. И вот когда он передал свою энергию, родилась горячая Вселенная, произошел Большой взрыв. Что было до Большого взрыва? Инфляция Вселенной.

Различия между этапами эволюции Вселенной в инфляционной модели и модели Большого взрыва касается только первоначального этапа порядка 10^-30 с, далее принципиальных расхождений нет.

Первый парадокс. Энергия вещества во Вселенной не сохраняется. В классической физике закон сохранения энергии выполнятся. Если заполнить газом ящик и дать ящику расширяться... Вот ящик – это наша Вселенная, дадим ящику расширяться. Газ оказывает давление на стенки ящика. И когда ящик расширяется, этот газ совершает работу над стенками ящика, и поэтому когда ящик расширяется, газ энергию свою теряет. Потому что он работу совершает, баланс энергии есть.

Вот во всех моделях Вселенной, нормальных, тех, которые были ассоциированы с теорией Большого взрыва, полная энергия Вселенной уменьшалась. Если сейчас 10⁵⁰ т, то сколько же было в начале? Потому что энергия‑то только тратилась. Значит, тогда в начале должно было быть больше. А куда тратится эта энергия во время расширения Вселенной? Она тратится на то, что размер Вселенной меняется, что Вселенная расширяется с некоторой скоростью. Есть некоторая энергия, которая прячется в геометрии Вселенной. Есть энергия, которая связана с гравитацией. И вот полная сумма энергии вещества и гравитационной энергии, она сохраняется. Но только если посчитать полную сумму. Однако этот закон сохранения не объясняет откуда такая огромная энергия взялась. Согласно теории Большого взрыва, полная масса вещества в начале, когда Вселенная родилась, должна была превосходить 10⁸⁰ т. А если всё отчислял даже прямо от сингулярности, то просто во Вселенной должно было быть бесконечное количество вещества. И тогда возникает вопрос: откуда взялосб бесконечное количество вещества, если до момента возникновения Вселенной ничего не было? Сначала ничего не было, а потом вдруг стало.

Существует некое скалярное поле, у которого энергия пропорциональна квадрату скалярного поля. Хиггсовская частица – это частица, которая является как бы квантом возбуждения специального типа скалярного поля. Это поле соответствует вакууму, но только это специальный вакуум, потому что у него может быть потенциальная энергия. Это первое свойство его. И во‑вторых, если в разных частях Вселенной разный вакуум, то там также разный вес элементарных частиц, разные свойства, поэтому от того, есть или нет это скалярное поле, а) зависят свойства элементарных частиц и б) зависит плотность энергии вакуума во Вселенной.

Сначала был Большой взрыв, потом было вот это ускорение Вселенной – инфляция, потом возникли квантовые флуктуации, которые замерзли, потом эти квантовые флуктуации, которые замерзли, привели к возникновению структуры небольшой во Вселенной. В это время Вселенная была очень горячей. Она была такой горячей, что сигналы до нас просто не доходили, так же как Солнце для нас здесь непрозрачно: оно очень горячее, поэтому мы вглубь Солнца можем видеть только на несколько сотен километров. Вот... А потом вдруг Вселенная стала прозрачной для обычного излучения, потому что электроны объединились с протонами в атомы, и дальше, когда Вселенная стала более или менее нейтральной, свет стал проходить до нас. И вот мы видим то излучение, которое прошло от этого момента.

Скалярное поле с таким простым потенциалом...Для того, чтобы описать теорию элементарных частиц полностью, нужно много скалярных полей. Например, в теории электрослабых скалярное поле делает все частицы тяжелыми. То есть электроны приобретают массы, протоны приобретают массы, фотоны не приобретают массы. Другие частицы приобретают массы. В зависимости от того, какое скалярное поле, они приобретают разную массу.

Но этим дело не кончается. Есть еще и теория Великого объединения, в которой возникает скалярное поле другого типа. Это другое поле. Если бы его не было, то не было бы принципиальной разницы между лептонами и барионами, тогда бы протоны могли легко распадаться на позитроны, не было бы разницы между материей и антиматерией. Для того чтобы объяснить, что там произошло, как эти вещи отделились, пришлось ввести еще одно скалярное поле... В принципе, этих скалярных полей может быть много.

Но что было до инфляции? Это более сложный вопрос. Правильно будет сказать: до инфляции не было классического времени. Это так называемая Планковская эпоха, или Планковское состояние. У него есть определенная плотность энергии, и там вообще не работает теория Эйнштейна, там нет ни пространства, ни времени в нашем понимании. Там есть некие кванто-механические величины, которые мы пока не умеем описывать, потому что это чудовищно сложная теория; это то, что называется квантовой гравитацией, и это пока что больше заклинание, чем теория. Такой теории попросту еще нет — она не сформулирована. Поэтому на вопрос, что было до инфляции, мы ответа не имеем. У нас есть только соображения, мало чем подкрепленные.

Все ответы были даны. Все поверили, что инфляция и есть тот самый начальный толчок, который сделал все правильно, сбалансированно. Теперь понятно, почему Вселенная всюду одинаковая, однородная. Есть еще одна приятная вещь — здесь нет никакого нарушения сохранения энергии. Энергия рождается из чего-то очень-очень маленького, но это не страшно, потому что суммарная энергия Вселенной — с точки зрения стороннего наблюдателя, если бы такой существовал, — равна нулю. Вселенная дается даром. Теперь следующий вопрос. Хорошо, сработала инфляция, дала нам однородную Вселенную, но мы-то видим, что она неоднородная. Мы-то видим, что есть звезды, есть галактики, а в больших масштабах она похожа на какую-то сетку, где волокна, какие-то пустые места.

Мегапарсеки — сотни миллионов световых лет. Каждая точка здесь — это не галактики даже, а скопления галактик. Если мы видим структуры, если знаем, что они были во Вселенной изначально, значит, мы их должны видеть и в реликтовом излучении. Пензиас и Вилсон его зарегистрировали, и если мы будем очень хорошо его мерить, то должны будем заметить пятнистость излучения. А ее долго не видели. И даже начали изобретать всякие теории, чтобы как-то обойтись без этой пятнистости, которую е видно на уровне десять в минус пятой, глядя в крупнейший в мире радиотелескоп «РАТАН-600». Но в 1992-м все-таки увидели эту пятнистость. Американский спутник COBE и «Реликт» СССР что-то увидели, но качество снимков было ужасное. Было непонятно, реликт это или артефакты какие-то? Но разглядели! И теория выжила, а «десять в минус пятой» вычислил С. Муханов. Вячеслав Муханов (род. 2 октября 1956, Канаш, Чувашская АССР, РСФСР) — окончил Физтех, писал диплом и защищался в ФИАНе, сейчас работает в Германии.

Квантовая механика, не позволяет ничему находиться в покое. В том числе она не позволяет быть пространству строго однородным. Сейчас флуктуации кривизны пространства ничтожны, потому что кривизна очень маленькая и силы, в ней действующие, тоже маленькие. На стадии инфляции Вселенной все эти квантовые флуктуации давали неоднородности, одни из них растягивались, другие как бы рождались заново. Это был конвейер! Когда Вселенная перешла в горячую стадию, когда вакуум «выгорел», эти флуктуации остались и продолжали жить, продолжали расширяться вместе с Вселенной и в конце концов начали расти. И вот они выросли в эту структуру. Все наши галактики, все эти гигантские скопления галактик получились в результате кванто-механических эффектов. Мы привыкли к тому, что квантовая физика — это что-то маленькое, почти микроскопическое. Так вот, эта микроскопическая теория дала гигантские неоднородности размером в сотни мегапарсеков.

На новом витке Второй космологический революции — в 2002 и в 2009 годах — в космос запустили два очень хороших аппарата. Американский WMAP и европейский «Планк». Оба — микроволновые телескопы, которые очень хорошо измеряют реликтовое излучение. Вот картинка, полученная WMAP, и та же картинка того же участка неба от «Планка». Качество сильно отличается, хотя все сливки снял WMAP («Планк» добавил мало нового).

Работа Андрей Дмитриевич Сахаров.1963 года — еще до открытия реликтового излучения — так называемые сахаровские акустические осцилляции. Он показал, что в горячей Вселенной начинают ходить акустические волны. Потом они вдруг потеряли скорость и вообще замерзли. И вот в тот момент, когда звуковые волны замерзли, — а это 380 тысяч лет от начала Вселенной, ее детство — Вселенная изменила состояние. Была горячей плазмой, а стала нейтральной. У нее резко упало давление, звуковые волны замерзли — только одни волны замерзли в максимуме своей амплитуды, другие в минимуме, и в зависимости от длины волны мы будем знать ее амплитуду.