Сергей Парновский - Как работает Вселенная: Введение в современную космологию

Но повышение точности существенно ужесточило требования к космологическим моделям, которые должны были удовлетворять все большему числу все более жестких ограничений. К концу 1970-х гг. появились проблемы, связанные с тем, что старая стандартная космологическая модель Гамова стала испытывать трудности с объяснением экспериментальных значений. И когда появилась теория инфляции, которая смогла решить несколько разноплановых проблем, она была воспринята как спасительное решение. Перечислим наиболее важные из этих проблем.

Первой назовем проблему плоскостности Вселенной. До появления данных по анизотропии реликтового излучения у астрономов не было надежных механизмов для оценки кривизны Вселенной. В какой-то степени вопрос о кривизне Вселенной – это вопрос об отношении плотности материи к критической плотности (о темной энергии тогда еще не было разговоров), которое обозначается Ωm = ρm/ρкрит [49] На сегодняшний день правильнее говорить о полной плотности Ω = Ωm + ΩΛ, где ΩΛ — параметр плотности темной энергии, о которой мы расскажем в главе 5. . Плоская модель соответствует значению Ωm = 1, причем это значение не меняется со временем. Закрытая модель реализуется при значениях Ωm > 1, а открытая – при значениях Ωm < 1. При этом решения Фридмана, на которых основывалась теория Гамова, обладают следующим свойством: любые отклонения Ωm от 1 увеличиваются со временем. Соответственно, для закрытой модели Ωm становится все больше, а для открытой – все меньше. Оценка масс галактик в нашей Вселенной позволила дать нижнюю оценку величины Ωm. Верхнюю оценку Ωm дают не только астрономические наблюдения, но и то простое соображение, что Вселенная все еще расширяется. При большой начальной плотности Вселенной за время своего существования она либо начала бы сжиматься, либо даже успела коллапсировать.

Полученные ограничения на параметр Ωm оказались достаточно широкими, но из них следовало, что значение Ωm через планковское время [50] Иными словами, через 5,4×10–44 с. Про планковскую систему единиц см. в разделе 5.2. после образования Вселенной могло отличаться от 1 не более чем на 10–59, независимо от знака этого отличия. У космологов возник естественный вопрос: почему так получилось? Вряд ли подобное могло произойти случайно. Значит, у природы должен существовать какой-то механизм, подгоняющий плотность материи к критической плотности. Такая тонкая подгонка (по-английски fine tuning) отсутствовала в стандартной космологической модели, хотя должна была бы быть ее важной деталью.

Вторая проблема, требовавшая решения, была связана с высокой степенью изотропности реликтового излучения. К тому моменту еще не были получены данные об анизотропии реликтового излучения, но было понятно, что после исключения дипольной компоненты относительная анизотропия ΔT/T < 0,001, где ΔT – флуктуации температуры реликтового излучения, а T = 2,725 К – ее среднее значение.

Реликт был излучен, когда Вселенной было около 380 000 лет. Все флуктуации плотности вещества или температуры после этого момента не могли существенно повлиять на реликтовое излучение. Но флуктуации, произошедшие до этого момента, могли немного изменить температуру и ускорить или замедлить время начала рекомбинации водорода.

Рассмотрим области, из которых было испущено реликтовое излучение. Они находятся на поверхности, которая в космологии называется поверхностью последнего рассеяния. А теперь рассмотрим эти области в двух противоположных направлениях на небесной сфере. Из анализа решения Фридмана следует, что эти области не могли иметь причинную связь, т. е. процессы, происходящие в одной из них, никак не могли повлиять на другую, и наоборот. Оценки показывали, что на карте распределения температур реликтового излучения угловые размеры причинно связанных областей должны были быть порядка 1° (см. рис. 3.4). Тем не менее высокая степень соответствия температур реликтового излучения на существенно больших угловых расстояниях свидетельствует о том, что физические процессы в этих областях протекали практически одинаково. Это ставило в тупик космологов того времени.

Третий фактор, наименее важный, на наш взгляд, состоял в следующем. В то время была популярна теория великого объединения [51] Теория великого объединения — пафосное название теории из физики элементарных частиц, которая пыталась объединить электромагнитные, слабые и сильные взаимодействия в одно целое. , которая не только допускала возможность существования некоторых экзотических частиц вроде магнитных монополей, но и предсказывала необходимость их образования в ранней Вселенной. В то же время все попытки обнаружить подобные объекты во Вселенной не дали никаких результатов.

Основная идея инфляции заключалась в том, что на очень ранней стадии развития Вселенной в течение очень малого времени существовал какой-то фактор, действующий как эффективная космологическая постоянная. При этом Вселенная описывалась решением де Ситтера и расширялась экспоненциально, успев за ничтожную долю секунды расшириться в гигантское число раз, а постоянная Хаббла в течение какого-то времени была практически постоянна [52] Напомним, что в модели Фридмана постоянная Хаббла изменяется со временем. . Затем этот фактор исчез, и далее Вселенная продолжала развиваться по стандартному сценарию.

Идея инфляции позволила элегантно решить три указанные выше проблемы, а также некоторые другие, например проблему аномально высокой энтропии Вселенной, проявляющуюся в большом количестве фотонов в пересчете на один барион во Вселенной.

Первая проблема решалась тем, что тонкая подстройка осуществлялась автоматически в ходе инфляционного расширения. Дело в том, что для решения де Ситтера с материей Ωm изменяется прямо противоположным образом, чем для решения Фридмана: любые отклонения от 1 со временем уменьшаются. Соответственно, Вселенная могла образоваться со значением Ωm, достаточно сильно отличающимся от 1, но за время инфляции оно настолько приблизилось к этому значению, что не успело ощутимо отойти от него до сих пор. Более конкретно, его отклонение от 1 за время инфляции уменьшилось в 1052 раз. Положение первого акустического пика говорит о том, что кривизна Вселенной сейчас незначительна. Этот факт можно считать косвенным подтверждением теории инфляции.

Вторая проблема решалась тем, что за счет инфляции все точки поверхности последнего рассеяния [53] Это название дано области, где было излучено наблюдаемое реликтовое излучение. оказались причинно связанными. Чтобы разобраться с этим, проделаем несложные вычисления. Пусть за период инфляционной стадии Вселенная расширилась в 1026 раз, а после ее окончания – еще во столько же раз. Всего – в 1052 раз. Размеры видимой части Вселенной мы оценили в 40 млрд св. лет, что соответствует 3,8×1026 м. После окончания инфляционной стадии, перед началом фридмановского расширения, размеры наблюдаемой в настоящее время части Вселенной были порядка 1 м. Соответственно, до начала инфляционной стадии эта область имела размер порядка 10–26 м, что существенно меньше размеров атомного ядра.