Теория инфляция позволяет решить ряд проблем в космологии.
Наконец, квантовые флуктуации на стадии инфляции позволяют естественным образом сгенерировать первичные возмущения плотности с нужными параметрами. В деталях эта проблема была решена Геннадием Чибисовым и Вячеславом Мухановым в начале 1980-х гг. Инфляция позволяет получить практически плоский (масштабно-инвариантный) спектр возмущений плотности, называемый спектром Харрисона – Зельдовича (впервые он был рассмотрен Эдвардом Харрисоном (Edward Harrison) и Яковом Зельдовичем в начале 1970-х гг.). Уже в XXI в. благодаря измерениям спутника Planck («Планк») были обнаружены небольшие отклонения от плоского спектра, предсказанные ранее Чибисовым и Мухановым. Это считается большим успехом инфляционного сценария.
Экспоненциальное раздувание на стадии инфляции усиливает вакуумные флуктуации всех полей, включая гравитационное. Тензорные флуктуации (флуктуации метрики), возникшие на стадии инфляции, в итоге (когда оказываются под горизонтом) предстают перед нами как гравитационные волны, которые называют «реликтовыми». Предсказание достаточно сильных тензорных возмущений с почти плоским спектром – практически уникальное свойство инфляции, и оно может быть использовано для проверки этой модели. Наиболее перспективными представляются поиски так называемой В-моды поляризации реликтового излучения.
Раздувание происходит за счет эволюции скалярного поля, называемого инфлатоном, которое характеризуется отрицательным давлением. Согласно уравнениям общей теории относительности, Вселенная, заполненная таким полем, экспоненциально расширяется – говорят, что Вселенная находится в вакуумоподобном состоянии. Иногда его называют состоянием ложного вакуума, поскольку это не истинное вакуумное состояние с минимальной возможной энергией. Во Вселенной нет частиц, но плотность энергии крайне высока. При расширении плотность вакуума практически не изменяется, что и вызывает экспоненциальный рост масштабного фактора.
Окончание инфляции связано с осцилляциями инфлатона. Энергия поля тратится на рождение частиц, а момент окончания инфляции можно считать Большим взрывом. В этот момент Вселенная заполняется горячим плотным веществом, в некоторых моделях температура может достигать 1029 К. При этом на стадии инфляции и после нее не происходит генерации энергии, поскольку при раздувании Вселенная приобретает большую отрицательную энергию, связанную с гравитацией. Поэтому полная энергия (энергия вещества после Большого взрыва плюс отрицательная гравитационная энергия) может быть крайне мала или даже может быть равна нулю. Иногда этот сценарий называют рождением Вселенной из ничего.
Модель инфляции остается неподтвержденной. Ключевой проверкой является поиск первичных гравитационных волн.
Модель инфляции хорошо согласуется с наблюдательными данными, однако пока она остается гипотезой. Ожидается, что в ближайшее время наиболее прямой проверкой этой модели станет косвенная регистрация первичных гравитационных волн, порожденных на стадии инфляции.
11.8. Ранняя Вселенная
В современных моделях по окончании стадии инфляции расширяющаяся Вселенная заполняется горячим плотным веществом и излучением (в различных сценариях плотности и температуры могут быть разными). Поскольку стадия инфляции крайне короткая (не более 10–30 секунд), мы можем принять этот момент за ноль и назвать его Большим взрывом.
После этого Вселенная продолжает расширяться, и за короткое время в ней происходит множество важных и интересных процессов в быстро меняющихся физических условиях. Плотность и температура падают, и в какой-то очень ранний момент происходит важный процесс – бариогенезис (объединение кварков и глюонов в адроны, в том числе барионы), в течение которого возникла барионная асимметрия Вселенной (преобладание вещества над антивеществом). Как именно это происходит, пока не ясно, хотя есть общее понимание необходимых для этого условий. Впервые их в 1967 г. сформулировал Андрей Сахаров:
1. Несохранение барионного числа.
2. Нарушение С- и СР-инвариантности.
3. Отсутствие теплового равновесия.
Первое условие означает, что может меняться разность полного числа барионов и их античастиц. Второе соответствует асимметрии законов взаимодействия частиц при изменении знаков их электрических зарядов и при одновременном изменении знаков зарядов и еще одного параметра, называемого четностью (изменение четности соответствует зеркальному изменению системы).
В ранней Вселенной возникает асимметрия вещества и антивещества.
Возникающая асимметрия крайне невелика: на несколько миллиардов пар кварк – антикварк приходится один «лишний» кварк, при этом кварки и антикварки могут аннигилировать друг с другом, превращаясь в фотоны. В результате на каждый кварк приходится несколько миллиардов фотонов, и в плотности Вселенной доминирует излучение (и другие релятивистские на тот момент частицы). Поэтому эту стадию называют радиационно-доминированной. На ней масштабный фактор растет как квадратный корень из времени.
Стремительное расширение приводит к тому, что температура и плотность очень быстро падают. На этой стадии трудно расставлять четкие временные метки, поскольку все превращения, связанные в первую очередь с уменьшением температуры, имеют некоторую длительность, сравнимую с текущим быстро меняющимся возрастом Вселенной.
При температуре около 3 × 1015 К в стандартных моделях ранней Вселенной бозон Хиггса приобретает массу. В результате Z- и W-бозоны становятся массивными, и электрослабое взаимодействие разделяется на электромагнитное и слабое ядерное. С момента расширения прошло примерно 10−11 секунды.
Первые несколько десятков тысяч лет в плотности Вселенной доминирует излучение.
Из-за высокой температуры и плотности кварки не могут объединяться в адроны. В частности, не могут стабильно существовать барионы (в том числе протоны и нейтроны), а Вселенная заполнена кварк-глюонной плазмой. С момента начала расширения прошло менее нескольких десятков микросекунд, и когда температура падает примерно до триллионов градусов, начинают формироваться адроны – возникают протоны и нейтроны. Однако существование более сложных структур – атомных ядер – пока невозможно.
С момента Большого взрыва прошло менее секунды, и при температуре около 10 млрд градусов нейтрино становятся свободными – Вселенная для них теперь практически прозрачна. В настоящее время эти реликтовые нейтрино заполняют Вселенную, в каждом кубическом сантиметре их более сотни. Их температура сейчас составляет около 2 K.
Спустя примерно 10 секунд, когда температура падает до нескольких миллиардов градусов, аннигилируют электроны и позитроны, оставляя избыток электронов. Но температура пока слишком велика, чтобы электроны и протоны могли образовывать нейтральный водород.
Число протонов не равно числу нейтронов, поскольку эти частицы имеют разные массы (нейтроны тяжелее, поэтому их меньше). Когда Вселенная остывает примерно до миллиарда градусов, начинают идти ядерные реакции: протоны и нейтроны объединяются, формируя ядра атомов. Первым спустя несколько секунд после начала расширения образуется дейтерий. Затем образуются гелий, литий и бериллий. Основной нуклеосинтез происходит примерно между 1-й и 5-й минутами с начала расширения.
Поскольку число протонов в несколько раз больше числа нейтронов, основным элементом является водород, на втором месте находится гелий. Дейтерий в основном «сгорает» в реакциях синтеза гелия, а образование более тяжелых элементов не успевает произойти, поскольку стабильных ядер из пяти или восьми частиц не существует (небольшое количество 7Be, 7Li формируется при соединении ядер 3He и 4He). Спустя пару тысяч секунд температура и плотность падают настолько, что дальнейшие ядерные реакции становятся невозможными.
Первичный нуклеосинтез начинается примерно спустя минуту после Большого взрыва и длится несколько минут.
Динамика Вселенной по-прежнему определяется излучением, и эта эпоха длится примерно 50 000–60 000 лет. После этого начинает доминировать вещество, в основном темное, так как его в несколько раз больше по массе. Поскольку мы пока не знаем, из каких частиц оно состоит, сложно точно указать время его появления, но это должно происходить достаточно рано в истории Вселенной.
Масштабный фактор на стадии доминирования вещества начинает расти быстрее – пропорционально времени в степени 2/3. Следующий важный эпизод – рекомбинация: вещество остывает настолько, что электроны могут удержаться вокруг протонов и ядер гелия, и в результате Вселенная становится прозрачной для собственного излучения, которое раньше взаимодействовало со свободными электронами. Этот момент (примерно 380 000 лет после Большого взрыва) соответствует красному смещению около 1100 (т. е. с тех пор масштабный фактор вырос примерно в 1100 раз). На этом рассказ о ранней Вселенной можно закончить – с этого момента могут расти неоднородности в распределении обычного вещества. Через десятки (или малые сотни) миллионов лет из них возникнут первые звезды, а затем спустя сотни миллионов лет – галактики.
Глава 12Реликтовое излучение
Важнейшим подтверждением модели горячего Большого взрыва стало открытие реликтового излучения. Оставшееся от эпохи горячей Вселенной, оно заполняет всю Вселенную, имеет чернотельный спектр и температуру чуть менее 3 К.
Несмотря на предсказания теоретиков, реликтовое излучение было обнаружено в 1965 г. случайно. Сейчас это один из главных инструментов исследования в космологии, поэтому существует большое количество наземных инструментов, предназначенных специально для наблюдений реликтового излучения. Кроме того, в космос было запущено несколько специализированных научных спутников, с помощью которых удалось построить карты распределения температуры реликтового излучения по всему небу.