Александр Петров - Гравитация От хрустальных сфер до кротовых нор

Разрешив проблемы стандартной фридмановской космологии, инфляция, как ранняя стадия в эволюции Вселенной, стала общепризнанной. Впервые эти идеи были высказаны в 1979–1980 годах в работах известного космолога Алексея Старобинского. К настоящему времени существует масса вариантов возникновения и развития инфляции, детали и следствия этого периода эволюции Вселенной очень активно изучаются.

Кроме решения проблем фридмановской космологии, инфляция снимает вопрос: что и почему «взорвалось»? Ничего не взорвалось! Это инфляция разогнала вещество до огромных скоростей. После прекращения инфляции вещество разбегается «по инерции» и фридмановским законам. Таким образом, понятие Большого взрыва в современной интерпретации обычно означает период от образования квантового «зародыша» до завершения инфляции, хотя иногда определяют и более продолжительный период.

Конец инфляционного расширения соответствует моменту прекращения действия механизма, обеспечивающего существование эффективной космологической постоянной.

Таким образом, с помощью инфляции модели Фридмана были подправлены на ранних стадиях развития Вселенной. Казалось бы, решив проблемы фридмановской космологии, можно было успокоиться, Но не тут‑то было. В 1998 году два независимых коллектива исследовали

удалённые сверхновые с целью измерения скорости расширения Вселенной. Одна из них, под руководством Сола Перлмуттера, приступила к работе в 1988 году, другая, возглавляемая Брайаном Шмидтом, подключилась к исследованиям в 1994 году. Результат был чрезвычайно неожиданным — оказалось, что Вселенная находится в режиме ускоренного расширения.

Позднее другие группы независимыми методами подтвердили этот результат, так что в настоящее время он не вызывает сомнений. За это открытие Нобелевская премия по физике 2011 года вручена американцу Солу Перлмуттеру, австралийцу Брайану Шмидту и американцу Адаму Рису. Итак, космологическое сообщество стало перед необходимостью подправить и поздние стадии эволюции фридмановских моделей.

Теперь эволюция масштабного фактора выглядит схематически так, как на рис. 9.8. До планковского времени t 1 = 10 –43с была эпоха квантового пространства–времени, о которой мы ничего не знаем, в этот момент появилось классическое пространство–время и началась инфляция, которая продолжалась примерно до момента t 2 ~ 10 –35с, но и эта оценка приблизительная. Затем наступила фридмановская стадия, которая продолжалась по разным оценкам до t 3 ~ 7–9 млрд лет, после чего начинается современное ускоренное расширение, которое мы и наблюдаем в наше время t 4~14 млрд лет.

Рис. 9.8. Эволюция масштабного фактора с учётом инфляции и современного ускорения

Причём качественно эта картина является одинаковой как для открытых миров, так и для замкнутых.

Рассказывая о гравитационном взаимодействии, мы не в состоянии (не имеем места) описать все космологические или астрофизические методы, с помощью которых получены те или иные данные. Поэтому часто представляем их без обсуждения способов получения. Как правило, именно эти результаты на настоящий момент не вызывают сомнений. Один из них уже упоминался — это то, что в настоящую эпоху радиус кривизны чрезвычайно велик, то есть кривизна Вселенной весьма близка к нулевой И соответственно, плотность вещества во Вселенной близка к критической. Чатично об этом выводе говорится в Дополнении 8.

Чем же наполнена Вселенная? Это светящиеся звезды, газовые облака, и т. д., то есть обычная материя, состоящая из атомов, которая называется барионной. Также к обычной материи относят излучение, в основном электромагнитное. Однако на долю обычной материи относят всего 4% всей материи Вселенной.

Несколько десятилетий назад было обнаружено, что звезды в галактиках движутся не совсем так, как предписано законами Ньютона (это приближение в данном случае совершенно оправдано). Со временем эти наблюдения подтверждались все надёжнее. Самым подходящим объяснением оказалось предположение, что галактики (или скопления галактик) погружены в некое вещество, создающее гало вокруг этих объектов. Это вещество было названо тёмной материей, а его природа до сих пор не известна. На долю тёмной материи относят 22% всей материи во Вселенной. А чем представлена остальная материя? Открытие ускоренного расширения даёт возможность с определённой уверенностью сказать, что такая субстанция действительно есть.

Она получила название тёмной энергии и представляет собой материю с необычными свойствами, имеет отрицательное давление (которое и обеспечивает расширение, иначе его можно назвать гравитационным отталкиванием). На долю тёмной энергии относят оставшиеся 74% всей материи во Вселенной.

Рис 9.9. Соотношение видов энергии во Вселенной

Надо сказать, что эти проценты не являются совсем уж общепринятыми во всех источниках. Но бесспорно, что порядок соотношений именно такой, рис. 9.9.

Теперь вспомним сценарий инфляции, там тоже было отрицательное давление, которое определялось эффективной космологической постоянной. В нашу эпоху плотность тёмной энергии со временем не меняется, поэтому также можно сказать, что она имитирует некую эффективную космологическую постоянную. Разница в том, что на ранних стадиях эффективная космологическая постоянная поддерживалась определёнными условиями той эпохи и с расширением распалась, а космологическая постоянная современного расширения, если можно так сказать, — долговременная.

Так же как и природа тёмной материи, природа тёмной энергии неизвестна, а поиск ответа на этот вопрос является предметом значительных усилий современных исследований. Но возможны и другие варианты ускоренного расширения, с другими уравнениями состояния, отличными от непосредственного использования эффективной космологической постоянной, однако при этом условие отрицательного давления сохраняется.

С открытием тёмной энергии сильно изменились представления о том, каким может быть отдалённое будущее нашей Вселенной. До этого открытия вопрос о будущем однозначно связывался с вопросом о кривизне трёхмерного пространства. Вспомните: открытые миры Фридмана расширяются бесконечно, для замкнутых — расширение сменяется сжатием. Теперь же понятно, что будущее определяется свойствами тёмной энергии. Поскольку нам эти свойства сейчас известны плохо, то предсказать будущее, хоть бы с какой‑то определённостью, нельзя. Но есть разные варианты.