Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Ускоренное расширение Вселенной было открыто в 1997–1999 гг. по результатам наблюдений сверхновых типа Ia.

Темп расширения удобно характеризовать тем, как растет масштабный фактор. Напомним, что эта величина характеризует изменения так называемого собственного расстояния в космологии, т. е. физического расстояния между объектами в заданный момент времени. Собственное расстояние между галактиками в данный момент времени, t 1, настолько больше расстояния между ними в какой-то прошлый момент t 2, насколько вырос масштабный фактор: d(t 1)/d(t 2) = a(t 1)/a(t 2), где d – расстояние, а величина a – масштабный фактор. Оказалось, что первые примерно 7 млрд лет своего существования Вселенная (это примерно соответствует z = 0,75) расширялась с замедлением (масштабный фактор рос все медленнее и медленнее), после чего перешла к ускоренному расширению. Сейчас этот результат подтвержден несколькими независимыми методами и поэтому является надежно установленным фактом.

Расширение Вселенной ускоряется последние 6–7 млрд лет.

Такой поворот событий не был полной неожиданностью. Еще в 1917 г. Эйнштейн в своей работе ввел в уравнения дополнительное слагаемое, эффективно работающее как «антигравитация». Такое явление возникает в общей теории относительности, если соответствующая среда имеет отрицательное давление («средой» в данном случае может быть и физический вакуум). Слагаемое, обозначенное греческой буквой лямбда (Λ), получило наименование «космологическая постоянная». Важной особенностью космологической постоянной является то, что плотность ее энергии (а значит, и ее отрицательное давление) не изменяется при расширении (или сжатии) Вселенной.

Жорж Леметр рассмотрел в 1927 г. ряд космологических моделей с учетом Λ, в том числе и такую, которая очень близка к современной (ускорение Вселенной сначала замедляется, а потом ускоряется). Кроме того, начиная примерно с середины 1980-х гг. появлялись различные аргументы в пользу существования космологической постоянной (или ее аналога). Тем не менее обнаружение ускоренного расширения Вселенной можно считать главным астрономическим открытием конца XX в.

Возможность ускоренного расширения Вселенной рассматривалась теоретиками уже давно.

Причина ускоренного расширения доподлинно не известна. Стандартным подходом к его объяснению является гипотеза так называемой темной энергии , расширяющая понятие космологической постоянной . В описывающее расширение Вселенной уравнение Фридмана добавляется слагаемое, соответствующее среде с положительной плотностью, но отрицательным давлением. Физически появление такой «среды» может быть связано со свойствами вакуума (космологическая постоянная) или же это может быть результатом присутствия какого-то физического поля (в последнем случае темная энергия может эволюционировать со временем).

В первую половину жизни Вселенной, исключая несколько десятков тысяч лет в самом начале, в ее плотности доминировало вещество (темное плюс барионное). Однако по мере расширения плотность вещества падала, а плотность темной энергии оставалась неизменной (здесь мы рассматриваем простой случай космологической постоянной). Поэтому относительный вклад темной энергии в динамику расширения рос. В какой-то момент «антигравитация», связанная с темной энергией, стала доминировать. В этот момент Вселенная перешла к ускоренному расширению.

В настоящий момент Вселенная расширяется ускоренно, однако локально (если плотность вещества в данном месте велика) расширение может быть преодолено гравитацией. Поэтому сейчас продолжается формирование скоплений и сверхскоплений галактик (таких, например, как Ланиакеа). Будущее Вселенной зависит от свойств темной энергии.

Современное описание истории Вселенной принято начинать со стадии инфляции (см. ниже). После нее выделяют три основные эпохи. Первая – радиационно-доминированная, в это время наибольший вклад в динамику вносит излучение, а Вселенная расширяется с замедлением. Окончание этой эпохи наступает примерно через 50 000 лет после Большого взрыва, незадолго до эпохи рекомбинации. Во время второй эпохи основной вклад вносит вещество (темное плюс барионное). На этой стадии также происходит замедляющееся расширение. Наконец, примерно 6–7 млрд лет назад началась эпоха доминирования темной энергии, и расширение стало ускоренным.

Если темная энергия – это космологическая постоянная, то ее вклад будет расти по мере разлета вещества. Однако гравитационно связанные структуры (планетные системы, галактики, скопления галактик, сверхскопления) такими и останутся.

Если же темная энергия связана с каким-то неизвестным физическим полем и может иметь нетривиальную эволюцию, то возможно несколько радикально отличающихся вариантов. Например, поле, отвечающее за темную энергию, может со временем распадаться, и тогда вклад темной энергии будет уменьшаться (это похоже на окончание стадии инфляции). В таком случае ускоренное расширение может смениться замедленным.

Будущее Вселенной зависит от эволюции темной энергии.

Другой вариант предусматривает возможность неограниченного роста роли темной энергии (так называемая модель «большого разрыва»), в этом случае постепенно будут разрушаться все связанные структуры. Впрочем, в настоящее время этот вариант считается самым маловероятным.

На данный момент нам неизвестны природа темной энергии и ее эволюция. Ее вклад заметен только на космологических масштабах, поэтому локальные эксперименты пока невозможны. Астрономические наблюдения позволяют установить возможную эволюцию темной энергии в прошлом, а в ближайшие годы начнут работу несколько наблюдательных проектов, которые смогут сделать это еще точнее.

Во многих смыслах современная эпоха доминирования темной энергии похожа на гипотетическую стадию инфляции в ранней Вселенной.

В наиболее популярной современной космологической модели стадии горячей плотной Вселенной предшествует период инфляции. В течение этой очень короткой (< 10 −30секунды) эпохи происходит экспоненциальный рост масштабного фактора – Вселенная раздувается. Первую модель инфляции рассмотрел Алексей Старобинский в 1979 г., а в 1981 г. Алан Гус (Alan Guth) показал, что стадия инфляции позволяет решить ряд ключевых проблем в космологии. Наконец, в 1980-е гг. Андрей Линде представил несколько моделей, заложивших основы современной инфляционной космологии. В настоящее время существует множество вариантов инфляционных сценариев (в том числе и основанных на теории струн). Многие из таких сценариев естественным образом приводят к одной из форм мультиверса (мультивселенной, т. е. множеству параллельно существующих вселенных, в одной из которых мы живем).