Первая секунда жизни вселенной: что тогда произошло?

05.07.2013 Наука и жизнь

Утрата связи Реликтовое излучение, которое мы на данный момент видим с Почвы, приходит с расстояния 46 млрд световых лет (по сопутствующей шкале), пропутешествовав чуть менее 14 млрд лет. Но в то время, когда это излучение начало собственный странствие, возраст Вселенной насчитывал всего лишь 300 000 лет.

За это время свет имел возможность пройти путь, соответственно, только в 300 000 световых лет (мелкие окружности), и две точки на иллюстрации просто не имели возможность связаться между собой — их космологические горизонты не пересекаются.
Плоская Вселенная Возрастающая сфера демонстрирует решение проблемы плоской Вселенной в рамках инфляционной космологии. По мере роста радиуса сферы выбранный участок ее поверхности делается все более и более плоским.

Совершенно верно таким же образом экспоненциальное расширение пространства-времени на этапе инфляции стало причиной тому, что на данный момент отечественная Вселенная есть практически плоской
Модель космологической инфляции, решающая многие неувязки теории Громадного взрыва, говорит, что за весьма маленькое время размер пузырька, из которого появилась отечественная Вселенная, увеличился в 10*50 раз.Первая секунда жизни вселенной: что тогда произошло? Затем Вселенная продолжила расширяться, но уже существенно медленнее

Концептуальный прорыв стал вероятным благодаря весьма прекрасной догадке, появившейся в попытках отыскать выход из трех важных неувязок теории Громадного взрыва — неприятности плоской Вселенной, проблемы и проблемы горизонта магнитных монополей.

Редкая частица

С середины 1970-х годов физики начали работату над теоретическими моделями Великого объединения трех фундаментальных сотрудничеств — сильного, не сильный и электромагнитного. Многие из этих моделей приводили к заключению, что практически сразу после Громадного взрыва должны были в изобилии рождаться весьма массивные частицы, несущие одиночный магнитный заряд.

В то время, когда возраст Вселенной достиг 10-36 секунды (по некоторым оценкам, кроме того пара раньше), сильное сотрудничество отделилось от электрослабого и получило самостоятельность. Наряду с этим в вакууме появились точечные топологические недостатки с массой в 1015-1016 большей, чем масса тогда еще не существовавшего протона. В то время, когда, со своей стороны, электрослабое сотрудничество разделилось на не сильный и электромагнитное и показался настоящий электромагнетизм, эти недостатки получили магнитные заряды и начали новую судьбу — в виде магнитных монополей.

Эта прекрасная модель поставила космологию перед малоприятной проблемой. «Северные» магнитные монополи аннигилируют при столкновении с «южными», но в остальном эти частицы стабильны. Из-за огромной по меркам микромира массы нанограммового масштаба практически сразу после рождения они были обязаны замедлиться до нерелятивистских скоростей, рассеяться по пространству и сохраниться до отечественных времен.

В соответствии с стандартной модели Громадного взрыва, их нынешняя плотность обязана примерно совпадать с плотностью протонов. Но в этом случае неспециализированная плотность космической энергии как минимум в квадриллион раз превышала бы настоящую.

Все попытки найти монополи до сих пор завершались неудачей. Как продемонстрировал поиск монополей в морской воде и железных рудах, отношение их числа к числу протонов не превышает 10-30. Или этих частиц по большому счету нет в отечественной области пространства, или столь мало, что устройства неспособны их зарегистрировать, не обращая внимания на четкую магнитную подпись.

Это подтверждают и астрономические наблюдения: наличие монополей должно сказываться на магнитных полях отечественной Галактики, а этого не найдено.

Само собой разумеется, возможно допустить, что монополей по большому счету ни при каких обстоятельствах не было. Кое-какие модели объединения фундаментальных сотрудничеств и в действительности не предписывают их появления. Но плоской Вселенной и проблемы горизонта остаются.

Так оказалось, что в конце 1970-х космология столкнулась с значительными препятствиями, для преодоления которых очевидно требовались новые идеи.

эти идеи

и Отрицательное давление не замедлили показаться. Основной из них была догадка, в соответствии с которой в космическом пространстве кроме излучения и вещества существует скалярное поле (либо поля), создающее отрицательное давление. Такая обстановка выглядит парадоксальной, но же она видится в повседневной судьбе. Совокупность с хорошим давлением, к примеру сжатый газ, при расширении теряет энергию и охлаждается.

Эластичная лента, наоборот, пребывает в состоянии с отрицательным давлением, поскольку, в отличие от газа, она пытается не расшириться, а сжаться. В случае если такую ленту скоро растянуть, она нагреется и ее тепловая энергия возрастет. При расширении Вселенной поле с отрицательным давлением копит энергию, которая, высвобождаясь, способна породить частицы и кванты света.

Отрицательное давление может иметь разную величину. Но существует особенный случай, в то время, когда оно равняется плотности космической энергии с обратным знаком. При таком раскладе эта плотность остается постоянной при расширении пространства, потому, что отрицательное давление компенсирует растущее «разрежение» частиц и световых квантов.

Из уравнений Фридмана-Леметра направляться, что Вселенная в этом случае расширяется экспоненциально.

Догадка экспоненциального расширения разрешает разрешить все три неприятности, вышеприведенные. Предположим, что Вселенная появилась из маленького «пузырька» очень сильно искривленного пространства, что претерпел превращение, наделившее пространство отрицательным давлением и тем вынудившее его расширяться по экспоненциальному закону. Конечно, что по окончании исчезновения этого давления Вселенная возвратится к прошлому «обычному» расширению.

Решение проблем

Будем вычислять, что радиус Вселенной перед выходом на экспоненту всего на пара порядков превышал планковскую длину, 10-35 м. В случае если в экспоненциальной фазе он вырастет, скажем, в 1050 раз, то к ее финишу достигнет тысяч световых лет. Каким бы ни было отличие параметра кривизны пространства от единицы до начала расширения, к его финишу оно уменьшится в 10-100 раз, другими словами пространство станет идеально плоским!

Подобно решается неприятность монополей. В случае если топологические недостатки, ставшие их предшественниками, появились до либо кроме того в ходе экспоненциального расширения, то к его финишу они должны отдалиться друг от друга на громадные расстояния. С того времени Вселенная еще изрядно расширилась, и плотность монополей упала фактически до нуля.

Вычисления говорят о том, что кроме того в случае если изучить космический кубик с ребром в миллиард световых лет, то в том месте с высочайшей степенью возможности не найдется ни единого монополя.

Догадка экспоненциального расширения подсказывает и простое спасение от неприятности горизонта. Предположим, что размер зародышевого «пузырька», положившего начало отечественной Вселенной, не превышал пути, что успел пройти свет по окончании Громадного взрыва. В этом случае в нем имело возможность установиться тепловое равновесие, обеспечившее равенство температур по всему количеству, которое сохранилось при экспоненциальном расширении.

Подобное объяснение присутствует во многих книжках космологии, но возможно обойтись и без него.

Из одного пузыря

На рубеже 1970−1980-х пара теоретиков, первым из которых стал коммунистический физик Алексей Старобинский, разглядели модели ранней эволюции Вселенной с маленькой стадией экспоненциального расширения. В первой половине 80-ых годов XX века американец Алан Гут напечатал работу, привлекшую к данной идее общее внимание.

Он первым осознал, что подобное расширение (вероятнее, завершившееся на возрастной отметке в 10-34 с) снимает проблему монополей, которыми он сначала и занимался, и показывает путь к разрешению неувязок с горизонтом и плоской геометрией. Гут красиво назвал такое расширение космологической инфляцией, и данный термин стал общепринятым.

Но модель Гута все же имела большой недочёт. Она допускала происхождение множества инфляционных областей, претерпевающих столкновения между собой. Это вело к формированию очень сильно неупорядоченного космоса с неоднородной плотностью излучения и вещества, что совсем не похож на настоящее космическое пространство.

Но скоро Андрей Линде из Физического университета Академии наук (ФИАН), а чуть позднее Андреас Альбрехт с Полом Стейнхардтом из Университета Пенсильвании продемонстрировали, что в случае если поменять уравнение скалярного поля, то все делается на собственные места. Из этого следовал сценарий, по которому вся отечественная замечаемая Вселенная появилась из одного вакуумного пузыря, отделенного от вторых инфляционных областей непредставимо громадными расстояниями.

Хаотическая инфляция

В первой половине 80-ых годов XX века Андрей Линде совершил очередной прорыв, создав теорию хаотической инфляции, которая разрешила растолковать и состав Вселенной, и однородность реликтового излучения. На протяжении инфляции каждые предшествующие неоднородности скалярного поля растягиваются так, что фактически исчезают. На завершающем этапе инфляции это поле начинает скоро осциллировать вблизи минимума собственной потенциальной энергии.

Наряду с этим в изобилии рождаются частицы и фотоны, каковые интенсивно взаимодействуют между собой и достигают равновесной температуры. Так что по окончании инфляции мы имеем плоскую тёплую Вселенную, которая после этого расширяется уже по сценарию Громадного взрыва. Данный механизм растолковывает, из-за чего сейчас мы замечаем реликтовое излучение с мизерными колебаниями температуры, каковые возможно приписать квантовым флуктуациям в первой фазе существования Вселенной.

Так, теория хаотической инфляции разрешила проблему горизонта и без допущения, что до начала экспоненциального расширения зародышевая Вселенная пребывала в состоянии теплового равновесия.

В соответствии с модели Линде, излучения и распределение вещества в пространстве по окончании инфляции легко обязано быть практически идеально однородным, за исключением следов первичных квантовых флуктуаций. Эти флуктуации породили локальные колебания плотности, каковые со временем дали начало галактическим скоплениям и разделяющим их космическим вакуумам. Крайне важно, что без инфляционного «растяжения» флуктуации были бы через чур не сильный и не имели возможность стать зародышами галактик.

В общем, инфляционный механизм владеет очень замечательной и универсальной космологической креативностью — в случае если угодно, предстает в качестве вселенского демиурга. Так что заглавие данной статьи — отнюдь не преувеличение.

В масштабах порядка сотых долей величины Вселенной (на данный момент это много мегапарсек) ее состав был и остается однородным и изотропным. Но на шкале всего космоса однородность исчезает. Инфляция заканчивается водной области и начинается в второй, и без того до бесконечности. Это самовоспроизводящийся нескончаемый процесс, порождающий ветвящееся множество миров — Мультивселенную.

Одинаковые основные физические законы смогут в том месте реализоваться в разных ипостасях — к примеру, заряд электрона и внутриядерные силы в других вселенных могут быть хорошими от отечественных. Эту фантастическую картину на данный момент на полном серьезе обсуждают и физики, и космологи.

Борьба идей

«Главные идеи инфляционного сценария были сформулированы три десятка лет назад, — растолковывает «ПМ» один из авторов инфляционной космологии, доктор наук Стэнфордского университета Андрей Линде. — Затем основной задачей стала создание реалистических теорий, основанных на этих идеях, но лишь критерии реалистичности неоднократно изменялись. В 1980-х господствовало вывод, что инфляцию удастся осознать посредством моделей Великого объединения.

Позже надежды растаяли, и инфляцию стали интерпретировать в контексте теории супергравитации, а позднее — теории суперструн. Но таковой путь был весьма нелегким. Во-первых, обе эти теории применяют очень сложную математику, а во-вторых, они так устроены, что реализовать с их помощью инфляционный сценарий очень и очень непросто. Исходя из этого прогресс тут появлялся достаточно медленным.

В 2000 году трое японских ученых с большим трудом взяли в рамках теории супергравитации модель хаотической инфляции, которую я придумал практически на 20 лет раньше. Спустя три года мы в Стэнфорде сделали работу, которая продемонстрировала принципиальную возможность конструирования инфляционных моделей посредством теории суперструн и растолковывала на ее базе четырехмерность отечественного мира.

Конкретно, мы узнали, что так возможно взять вакуумное состояние с хорошей космологической постоянной, которое нужно для запуска инфляции. Отечественный подход с успехом развили другие ученые, и это очень содействовало прогрессу космологии. на данный момент ясно, что теория суперструн допускает существование огромного количества вакуумных состояний, дающих начало экспоненциальному расширению Вселенной.

Сейчас необходимо осуществить еще один ход и осознать устройство отечественной Вселенной. Эти работы ведутся, но встречают огромные технические трудности, и что окажется в следствии, пока не светло. Мои коллеги и я последние два года занимаемся семейством гибридных моделей, каковые опираются и на суперструны, и на супергравитацию. Прогресс имеется, мы уже способны обрисовать многие реально существующие вещи.

К примеру, мы близки к пониманию того, из-за чего на данный момент столь мала плотность энергии вакуума, которая всего в три раза превышает излучения и плотность частиц. Но нужно двигаться дальше. Мы с нетерпением ожидаем результатов наблюдений космической обсерватории Planck, которая измеряет спектральные характеристики реликтового излучения с высоким разрешением.

Нельзя исключать, что показания ее устройств разрешат войти под нож целые классы инфляционных моделей и дадут стимул к формированию других теорий».

Инфляционная космология может похвалиться большим числом превосходных достижений. Она предсказала плоскую геометрию отечественной Вселенной задолго перед тем, как данный факт подтвердили астрофизики и астрономы. Вплоть до конца 1990-х считалось, что при полном учете всего вещества Вселенной численная величина параметра не превышает 1/3.

Пригодилось открыть чёрную энергию, дабы удостовериться, что эта величина фактически равна единице, как и направляться из инфляционного сценария. Были предсказаны колебания температуры реликтового излучения и заблаговременно вычислен их спектр. Аналогичных примеров много. Попытки опровергнуть инфляционную теорию предпринимались много раз, но это никому не удалось.

Помимо этого, как вычисляет Андрей Линде, сейчас сложилась концепция множественности вселенных, формирование которой в полной мере возможно назвать научной революцией: «Не обращая внимания на собственную незавершенность, она делается частью культуры космологов поколения и нового физиков».

Наравне с эволюцией

«Инфляционная парадигма реализована на данный момент во множестве вариантов, среди которых нет признанного фаворита, — говорит директор Университета космологии при университете Тафтса Александр Виленкин. — Моделей большое количество, но только бог ведает, которая из них верная. Исходя из этого сказать о каком-то драматическом прогрессе, достигнутом сейчас, я бы не стал. Да и сложностей до тех пор пока хватает. К примеру, не совсем ясно, как сравнивать возможности событий, предсказанных той либо другой моделью.

В вечной вселенной любое событие должно происходить очень много раз. Так что для вычисления возможностей нужно сравнивать бесконечности, а это весьма непросто. Кроме этого существует нерешенная неприятность начала инфляции. Вероятнее, без него не обойтись, но еще не ясно, как к нему подобраться.

И все же у инфляционной картины мира нет важных соперников. Я бы сравнил ее с теорией Дарвина, которая сначала также имела множество неувязок. Но альтернативы у нее так и не показалось, и в итоге она завоевала признание ученых.

Мне думается, что и концепция космологической инфляции замечательно справится со всеми трудностями».

Плоская неприятность

Астрологи уже давно уверились в том, что в случае если нынешнее космическое пространство и деформировано, то достаточно умеренно.

Модели Фридмана и Леметра разрешают вычислить, какой была искривленность пространства практически сразу после Громадного взрыва. Кривизна оценивается посредством безразмерного параметра, равного отношению средней плотности космической энергии к тому ее значению, при котором эта кривизна делается равна нулю, а геометрия Вселенной, соответственно, делается плоской. Лет 40 назад уже не было сомнений, что в случае если данный параметр и отличается от единицы, то не больше, чем вдесятеро в ту либо иную сторону.

Из этого следует, что через одну секунду по окончании Громадного взрыва он отличался от единицы в громадную либо меньшую сторону всего лишь на 10−14! Случайна такая фантастически правильная «настройка» либо обусловлена физическими обстоятельствами? Как раз так во второй половине 70-ых годов двадцатого века сформулировали задачу американские физики Роберт Дике и Джеймс Пиблз.

Геометрия космоса

Локальная геометрия Вселенной определяется безразмерным параметром: если он меньше единицы, Вселенная будет гиперболической (открытой), в случае если больше — сферической (закрытой), а вдруг в точности равен единице — плоской. Кроме того совсем маленькие отклонения от единицы со временем смогут привести к большому трансформации этого параметра. На иллюстрации синим продемонстрирован график параметра для отечественной Вселенной.

В том месте, за горизонтом

Неприятность горизонта связана с реликтовым излучением. Из какой бы точки горизонта оно ни пришло, его температура постоянна с точностью до 0,001 процентов.

В 1970-х этих данных еще не было, но астрологи и тогда полагали, что колебания не превышают 0,1 процентов. В этом и состояла тайная. Кванты микроволнового излучения разлетелись по космосу примерно через 400 000 лет по окончании Громадного взрыва.

В случае если Вселенная все время эволюционировала по Фридману-Леметру, то фотоны, пришедшие на Землю с участков небесной сферы, поделённых угловым расстоянием более двух градусов, были испущены из областей пространства, каковые тогда не могли иметь между собой ничего общего. Между ними лежали расстояния, каковые свет попросту опоздал бы преодолеть за все время тогдашнего существования Вселенной — в противном случае говоря, их космологические горизонты не пересекались.

Исходя из этого у них не было возможности установить между собой тепловое равновесие, которое практически совершенно верно уравняло бы их температуры. Но в случае если эти области не были связаны в ранние моменты образования, как они были фактически одинаково нагреты? В случае если это и совпадение, то через чур уж необычное.

Обычное расширение

со скоростями, меньшими скорости света, ведет к тому, что вся Вселенная непременно будет пребывать в отечественного горизонта событий. Инфляционное расширение со скоростями, существенно превышающими скорость света, стало причиной тому, что отечественному наблюдению доступна только малая часть Вселенной, появившейся при Громадном взрыве. Это разрешает решить проблему горизонта и растолковать однообразную температуру реликтового излучения, приходящего из разных точек небосвода.

Статья «Всемогущая инфляция» размещена в издании «Популярная механика» (№117, июль 2012).

Случайные записи:

Большой Взрыв теория создания Вселенной и эволюции космоса, все случилось за доли секунды


Похожие статьи, которые вам понравятся: