Наша Вселенная сегодня теплая, её средняя температура примерно 2,7 К (-272 °C), не очень большая, но и не нулевая. В прошлом было время, когда температура была гораздо выше. Как и все тела, при расширении Вселенная остыла. Заведомо были времена, когда температура составляла 3 000 градусов, совсем горячая была Вселенная. И на самом деле мы знаем и уверенно можем говорить на базе наблюдательных данных, экспериментов о том, что во Вселенной было время, когда ее температура составляла около миллиарда градусов, она тогда очень быстро расширялась, за секунду вдвое увеличивала свой размер. Сейчас же она вдвое увеличивает свой размер за 12 млрд лет.

О стадии, предшествующей горячей

Все более или менее знают, что была горячая стадия быстрого расширения Вселенной. Но не все знают, что мы сегодня можем твердо говорить, что эта горячая стадия не была первой. Вселенная не родилась сразу очень горячей с крайне плотной средой, а потом стала расширяться и остывать. Мы сейчас на основании наблюдательных данных можем говорить о том, что горячая стадия не была первой стадией эволюции Вселенной, была другая стадия эволюции, предшествовавшая горячей. Это мы знаем из тех свойств, которые проявляются в реликтовом излучении. Это электромагнитное излучение, которое появилось очень давно, сейчас оно путешествует свободно, как раз оно-то и имеет температуру 2,7 °К сегодня. У него такие свойства, которые нам твердо говорят о происхождении неоднородностей во Вселенной. Вообще ключевая вещь — это неоднородности. Вселенная неоднородна: есть галактики, есть скопления галактик, есть пустые места во Вселенной, где галактик практически нет. Она довольно однородная в больших масштабах и неоднородная в маленьких. И вопрос состоит в том, каковы свойства этих неоднородностей и каково их происхождение. Так вот, свойства этих неоднородностей таковы, что они прямо указывают на происхождение, на то, что эти неоднородности зародились до горячей стадии, что они были во Вселенной уже в самом начале горячей стадии, — те неоднородности, из которых впоследствии образовались галактики, скопления. Сегодня мы знаем про это довольно много на количественном уровне из свойств реликтового излучения и из структуры Вселенной, из того, как расположены галактики.

Рекомендуем по этой теме:
6951
Образование планетных систем

Инфляционная стадия

Что же было до горячей стадии? Наиболее распространенная, популярная и правдоподобная гипотеза на эту тему — гипотеза об инфляции. Это было время, когда Вселенная очень быстро расширялась с крайне маленьких, микроскопических размеров до огромных, превышающих современную видимую Вселенную. Это все произошло за безумно маленькие доли секунды. Эта теория объясняет, как могли образоваться неоднородности в ранней Вселенной на инфляционной стадии. Эта инфляционная стадия предшествовала горячей, вот на ней и появлялись неоднородности, из которых впоследствии образовались структуры. В этой теории интересно происхождение неоднородностей: в вакууме существуют всякие флуктуации полей. Вакуум дышит, он живой, там есть всевозможные флуктуации, и выясняется, что во время инфляционного раздувания эти флуктуации усиливаются по амплитуде. Это как ребенок на качелях: если правильно раскачиваться, начинаете едва-едва, а потом взлетаете до небес. То же самое и здесь: Вселенная раскачивается, раздувается, и флуктуации разгоняются и по величине становятся большими, как раз такими, какими нужно быть для образования галактик.

Рекомендуем по этой теме:
9902
Вселенная до горячей стадии

Об альтернативных теориях

Инфляция — наиболее популярная гипотеза, но по-прежнему гипотеза. Почему? Потому что вообще-то можно представить себе совсем другие сценарии эволюции, которые тоже способны объяснить зарождение неоднородностей во Вселенной. Один из них — это сценарий того, что Вселенная была когда-то очень большой и рыхлой, с маленькой плотностью, примерно такая же, как сейчас. Сейчас Вселенная расширяется, а тогда она, наоборот, сжималась. Все размеры уменьшались, потом в какой-то момент сжатие прекратилось, произошел отскок, и началось расширение, горячая стадия. Тогда можно строить модели того, как образуются возмущения, неоднородности на стадии сжатия. Выясняется, что есть механизмы, есть теоретические модели, которые тоже объясняют все известные свойства неоднородностей, так же как и инфляционная теория объясняет все свойства неоднородностей, так же как и такие альтернативные модели, менее общепризнанные, гораздо более спекулятивные, но тем не менее тоже являющиеся гипотезами, согласуются в общем с наблюдательными данными. Еще одна возможность: Вселенная наша начиналась с пустого состояния, холодного и более или менее такого же, как сейчас, только никаких галактик, ничего не было. А была пустота и статичность — она ни сжималась, ни расширялась, была неинтересной совсем. А потом потихоньку, в результате каких-то процессов (и понятно примерно, как это могло происходить) в ней накапливалась, увеличивалась плотность энергии. Энергия не сохраняется, в космологии сохранения энергии нет — энергия может изменяться, и, значит, плотность энергии и она сама в целом может увеличиваться. Вот энергия увеличилась, а это приводит одновременно к разгону расширения. Значит, картина такая: Вселенная была статическая, плоская и огромная, потом она понемногу начала расширяться, все быстрее и быстрее, в ней накапливалась энергия, образовывалась, а потом каким-то образом эта энергия превратилась в горячую среду, в горячую плазму, и Вселенная перешла опять на горячую стадию. В этой картине тоже можно строить модели, как рождаются неоднородности, и эти неоднородности такие, какие надо.

Можно ли узнать, какая теория правильная? Ведь это все происходило за крошечные доли секунды. Вообще-то можно. И это очень интересная ситуация: в будущем можно надеяться, что с помощью методов наблюдательной космологии, изучая Вселенную в целом, с помощью астрономических наблюдений можно будет узнать, какая из этих возможностей реализовывалась.

Гравитационные волны как наблюдательный тест

Инфляционная теория предсказывает заметные реликтовые гравитационные волны: при инфляционном расширении образуются не только возмущения в среде, но и возмущения в геометрии, а это гравитационные волны. Характерным именно для инфляционной картины является образование гравитационных волн. Их до последнего времени не было видно, но их можно обнаруживать, изучая свойства опять-таки реликтового излучения. Это волны огромной длины, в миллиарды световых лет. Но тем не менее они оставляют свой отпечаток на реликтовом излучении, и это можно попытаться заметить. До последнего времени были только ограничения на то, какие у них могут быть амплитуды. Но совсем недавно ученые, проводящие эксперимент BICEP на Южном полюсе, заявили об открытии эффекта в реликтовом излучении, обусловленного гравитационными волнами. Речь идет об особом типе поляризации реликтового излучения. Я бы не торопился говорить, что открытие сделано, надо подождать подтверждения другими экспериментами. Но если гравитационные волны действительно обнаружены, то это открытие чрезвычайной важности. Оно будет означать, что до горячей стадии действительно была эпоха инфляции, и никакая другая. А в будущем можно будет выяснить подробности, как протекала инфляция.

О способах различить теории

Другие гипотезы, наоборот, говорят, что гравитационных волн быть не должно, поэтому если гравитационные волны есть — все, тут разговор окончен. Но теории без инфляции предсказывают другие свойства, другие тонкие вещи. То, что сегодня известно про первичные возмущения, — это все-таки достаточно общие, сравнительно простые свойства. А вот тонкие характеристики, тонкие свойства первичных возмущений, которые тоже можно искать и пытаться найти в свойствах реликтового излучения, — они разные в разных моделях, в разных теориях. Это непростое, конечно, дело, все-таки вам надо очень хорошо измерять тонкие характеристики реликтового излучения Вселенной, что делать очень непросто по разным причинам. И технически, и вычислительно: требуется огромные расчеты проводить. Но, в принципе, эти тонкие свойства могут помочь отличить инфляционные теории, скажем, от теории сжатия и отскока или от теории с плоской и статической начальной стадией. Так что впереди очень интересная история. Я надеюсь, что-либо то, либо другое будет подтверждено, может быть, что-то еще третье, но в любом случае в космологии нас ждут очень интересные времена и очень интересные открытия.