Сергей Парновский - Как работает Вселенная: Введение в современную космологию

Космологический горизонт соответствует максимальному расстоянию, от которого свет может дойти до нас. Вспоминая раздел 1.2, мы видим, что он соответствует краю нашего светового конуса прошлого, как показано на рис. 3.3. Все, что ограничено космологическим горизонтом, находится в нашем абсолютном прошлом, а все, что за ним, находится во внешней области. Естественно, мы можем получить любую информацию только от объектов внутри светового конуса.

В отличие от рис. 1.5, мы имеем дело не с плоским пространством-временем Минковского, а с реальной Вселенной, которая имеет четкую границу времени в прошлом – Большой взрыв. На рис. 3.3 по вертикальной оси отложено время, вершина соответствует текущей эпохе, принимаемой за начало отсчета, а Большой взрыв находится на уровне –13,8×109 лет. По горизонтальной оси отложено радиальное расстояние от нас. Так как нас интересует качественный, а не количественный анализ, мы используем такой переменный масштаб вдоль горизонтальной оси, чтобы край светового конуса представлял из себя прямую линию.

Из этого графика мы можем сделать три важных вывода. Во-первых, космологический горизонт конечен. Во-вторых, он увеличивается со временем, и объекты, которые находятся за его пределами, в конечном итоге окажутся в нем. В-третьих, мы видим отдаленные объекты на более ранних стадиях их эволюции, чем близкие.

На самом космологическом горизонте во всех направлениях мы должны были бы наблюдать момент рождения Вселенной, поскольку свет от него как раз дошел бы до нас за время существования Вселенной. Однако на начальных стадиях своего существования Вселенная была заполнена плазмой и поэтому была непрозрачна для света. Только после рекомбинации Вселенная стала прозрачной и практически все время оставалась таковой. Поэтому самое древнее, что мы можем наблюдать во Вселенной, – это свет, излученный в момент рекомбинации, т. е. реликтовое излучение.

Многих интересует вопрос о том, бесконечна ли Вселенная. Решения Фридмана уравнения Эйнштейна в отсутствие космологической постоянной описывают три возможных типа Вселенной, один из которых в любой момент эволюции Вселенной имеет конечный объем. Однако в любом случае мы видим только часть Вселенной, ограниченную космологическим горизонтом, поэтому вопрос о том, конечна или бесконечна недоступная для нас часть Вселенной, является чисто философским, поскольку мы никогда не сможем узнать, что происходит за пределами космологического горизонта.

В этом разделе мы оценим расстояние до космологического горизонта для моделей Фридмана.

Возраст Вселенной, по оценкам в рамках ΛCDM-модели, составляет около T = 13,8×109 лет. Если бы Вселенная всегда была прозрачна для излучения, мы могли бы увидеть в качестве самого далекого объекта сам Большой взрыв. Свет шел бы от него время T, пройдя расстояние cT, т. е. 13,8×109 св. лет. Но это не расстояние до космологического горизонта. Ведь те части Вселенной, которые свет прошел давно, после прохождения света успели расшириться, и расстояние до края наблюдаемой части Вселенной стало больше, чем cT. Это особенно важно для участков, которые фотон прошел вскоре после Большого взрыва, на раннем этапе эволюции Вселенной. Для них мы можем использовать уравнение (3.1). Если какой-то участок свет проходил в момент, когда возраст Вселенной равнялся t, то к настоящему времени этот участок расширился в (T/t)2/3 раз.

Каждый интервал времени dt, который фотон преодолел в момент, когда возраст Вселенной был t, переводится в пространственный интервал cdt, который к настоящему моменту из-за космологического расширения увеличился до (T/t)2/3cdt. В результате расстояние до края наблюдаемой части Вселенной на текущий момент можно оценить как

Это расчетное расстояние до космологического горизонта близко к 40 млрд св. лет. Фактическое расстояние меньше из-за непрозрачности ранней Вселенной до рекомбинации. Это самое далекое из того, что можно видеть. Впрочем, существует также вероятность того, что в один прекрасный день мы сможем обнаружить гравитационные волны, испущенные до рекомбинации, но на данный момент никто не может быть уверен в этом.

Слово «инфляция» хорошо знакомо любому современному человеку. Особенно если учесть, что ее часто путают с девальвацией. Эти понятия связаны, но все-таки не тождественны. Девальвация – снижение покупательной способности денег, а инфляция – увеличение (буквально – раздувание) денежной массы.

На ранних стадиях существования Вселенной, когда денег еще не было, раздувалась сама Вселенная. Если говорить серьезно, то инфляционная стадия – это период с 10–36 до 10–33 с от Большого взрыва, в течение которого Вселенная, по самым скромным оценкам, увеличилась примерно в 1026 раз. Соответственно, ее объем (если он конечен) увеличился в 1078 раз. Заметим, что за прошедшие после окончания инфляции 13,8 млрд лет Вселенная расширилась примерно во столько же раз.

Существование инфляционной стадии существования Вселенной не следует из какой-либо физической теории. Более того, у нас нет и, возможно, в обозримом будущем не будет никаких прямых доказательств существования этой стадии. Однако подавляющее большинство серьезных космологов радостно встретили эту теорию, появившуюся в конце 1970-х – начале 1980-х гг.

Это связано с тем, что эта теория предлагала красивое решение нескольких независимых проблем, беспокоящих ученых. Эти конкретные проблемы мы назовем чуть позже, а пока заметим, чем космология на рубеже 1980-х гг. отличалась от космологии времен Хаббла и Гамова. Прежде всего, она стала куда более точной наукой. Повышение точности было связано с существенным прогрессом в астрономии, где использовались все более мощные наземные телескопы, новые методы измерения и обработки данных.

Прошли времена, когда ответы на многие вопросы были в основном качественными. Точность по порядку величины уже перестала удовлетворять ученых. Типичная точность в космологии на начало 1980-х гг. составляла десяток или несколько десятков процентов. В XXI в. точность продолжала улучшаться. В первом десятилетии XXI в. ученые добились того, что погрешности космологических параметров не превышали 10 %. Тогда многие писали о том, что космология наконец-то стала точной наукой. Сейчас ошибки определения многих космологических параметров составляют несколько процентов.