Большой Взрыв: инфляционная модель

Первая и важнейшая проблема связана с причинами Большого Взры­ва, сложившимися в первые мгновения Вселенной. Они моделируют­ся так называемой гипотезой инфляционной Вселенной. В основе этой гипотезы — представление о существовании компенсирующей гравитационное притяжение силы космического отталкивания неве­роятной величины, которая смогла разорвать некое начальное состо­яние материи и вызвать ее расширение, продолжающееся по сей день. В этой модели начальное состояние Вселенной является ваку­умным.

Физический вакуум — это наинизшее энергетическое состояние всех полей, форма материи, лишенная вещества и излучения, но характеризующаяся активностью, возникновением и уничтожением виртуальных частиц (постоянно «кипит», но не выкипает) и способ­ностью находиться в одном из многих состояний с сильно различаю­щимися энергиями и давлениями, причем эти давления — отрица­тельные. Возбужденное состояние такого вакуума называют «ложным вакуумом», который способен создать гигантскую силу космичес­кого отталкивания. Эта сила и вызвала безудержное и стремительное раздувание «пузырей пространства» (зародышей одной или несколь­ких вселенных, каждая из которых характеризуется, допустим, свои­ми фундаментальными постоянными*), в которых концентрировались колоссальные запасы энергии. Подобное раздувание Вселенной осуществлялось по экспоненте (за каждые 10^-32 с диаметр Вселенной увеличивался в 10⁵⁰ раз). Скорость раздувания значительно превосхо­дила световую, но это не противоречит закону теории относитель­ности, так как раздувание не связано с установлением причинно-след­ственных связей в веществе. Данный тип раздувания был назван инфляцией. Такое быстрое расширение означает, что все части Все­ленной разлетаются, как при взрыве. А это и есть Большой Взрыв. В период квантовой космологии, т. е. с 10^-43 с по 10^-34 с произошло, по-видимому, и формирование пространственно-временных харак­теристик нашей Вселенной.

* О концепции множественности вселенных см.: Розенталь И.Л. Вселенная и частицы. М., 1990.

Но фаза инфляции не может быть длительной. Отрицательный (ложный) вакуум неустойчив и стремится к распаду. Когда распад завершается, отталкивание исчезает, следовательно, исчезает и инфляция. Вселенная переходит во власть обычного гравитационного притяжения. «Часы» Вселенной в этот момент показывали всего 10^-34 с. Но благодаря полученному первоначальному импульсу, приобре­тенному в процессе инфляции, расширение Вселенной продолжает­ся, но неуклонно замедляется. Постепенное замедление расширения Вселенной — это единственный след, который сохранился до настоя­щего времени от начальных моментов Большого Взрыва.

В конце фазы инфляции Вселенная была пустой и холодной. Но по окончании фазы огромные запасы энергии, сосредоточенные в исходном физическом вакууме; высвободились в виде излучения, ко­торое мгновенно нагрело Вселенную до температуры примерно 10²⁷ К и энергии 10¹⁴ ГэВ. С этого момента начинается эволюция горячей Вселенной. Благодаря энергии возникли вещество и антивещество, затем Вселенная стала остывать и испытывать последова­тельные фазовые переходы, в которых постепенно стали «кристал­лизоваться» все ее элементы, наблюдаемые сегодня.

Инфляционная модель Большого Взрыва объясняет крупномас­штабную однородность и изотропность Вселенной, образование структур галактик и их скоплений из первичных малых возмущений плотности, особенности изменения радиуса пространственной кри­визны (современное значение его близко к единице, как и в момент Большого Взрыва).

Несмотря на то что инфляционная модель разработана пока только частично, тем не менее она позволяет успешно объяснить ряд фундаментальных космологических закономерностей. Большой Взрыв перестал быть загадкой, лежащей за пределами естество­знания.

Первые секунды Вселенной

Ранняя Вселенная представляла собой гигантскую лабораторию природы, в которой энергия, высвободившаяся в результате Большого взрыва, пробудила физические процессы, не воспроизводимые в земных условиях.

Следующий этап рождения Вселенной связан с так называемой эрой Великого объединения: возраст Вселенной всего лишь 10^-34 с, а температура около 10²⁷ К. В этот момент Космос был заполнен «супом» из странных, неведомых нам частиц, в том числе чрезвычайно массивных. Важнейшими составляющими экзотического «супа» были, вероятно, сверхмассивные частицы — переносчики взаимодействия в теориях Великого объединения, так называемые Х - и У -частицы (см. 10.3.5). Именно эти частицы привели к асимметрии в соотно­шении вещества и антивещества.

Как показал А.Д. Сахаров (1967), при падении Т < 10²⁷ К Х - и У - бозоны уже не могут эффективно рождаться, задерживается и процесс аннигиляции; начинает преобладать процесс распада. Но распад час­тиц и античастиц идет по-разному (с нарушением барионного числа). В результате появляется небольшой избыток частиц над античасти­цами. По оценкам, эта асимметрия характеризуется отношением (10⁹+ 1): 10⁹, т.е. на каждый миллиард античастиц рождается милли­ард плюс одна частица. Несмотря на малость этого эффекта, он игра­ет решающую роль. По мере остывания Вселенной антивещество аннигилировало с веществом и при этом почти все вещество исчеза­ло. «Почти», но не все, поскольку имелся избыток вещества над анти­веществом в одну частицу на миллиард. Именно этот мизерный оста­ток и послужил материалом, из которого построена вся Вселенная, включая человека. Если бы этого остатка не было, то мир был бы практически «пустым», т.е. заполнен только полем, но не веществом. Можно сказать, что вещество возникло благодаря оплошности при­роды. Именно в эти самые ранние моменты развития Вселенной сложилась ее современная структура.

Таким образом, подавляющая часть вещества, возникшего в про­цессе Большого Взрыва, аннигилировала в первые секунды Вселен­ной, а вместе с ним исчезло и все космическое антивещество. (Теперь понятно, почему во Вселенной так мало антивещества.) Исчезнув, оно превратилось в энергию: в процессе аннигиляции на каждый уцелевший электрон (или протон) возникало около миллиарда гамма-квантов. В результате расширения Вселенной это гамма-излучение «остыло», образовав к настоящему времени так называемое фоновое тепловое излучение, которое составляет значительную часть энер­гии Вселенной.

Спустя 10 ^-12 с после Большого Взрыва температура была столь высока (Т > 10¹⁵ К), что тепловой энергии оказалось достаточно для рождения всех известных частиц и античастиц, причем такой плотности, что установилось равновесие, при котором энергия равномер­но распределялась между всеми видами частиц. На этой стадии харак­тер вещества во Вселенной резко отличался от всего, что мы можем непосредственно наблюдать: вещество представляло собой «кварковую жидкость»; адроны не имели индивидуальных свойств; протоны и нейтроны не существовали как различные объекты; не различались слабое и электромагнитное взаимодействия; такие частицы, как элек­троны, мюоны и нейтрино, не существовали в обычном виде; кварки, лептоны, бозоны не обладают массой покоя, как и фотон; свойства фотонов перемешаны со свойствами W - и Z -частиц.

Однако вещество не могло продолжительно существовать в столь нестабильной фазе. Падение температуры ниже 10¹⁵ К вызывает вне­запный фазовый переход, напоминающий замерзание воды и образо­вание льда. В этот момент нарушается калибровочная симметрия, а электромагнитное взаимодействие отделяется от слабого. W и Z -бозоны, кварки и лептоны приобретают массу, а фотон остался безмас­совым. Результатом этого перехода явилось возникновение извест­ных нам частиц — электронов, нейтрино, фотонов и кварков, кото­рые теперь вполне различимы.

Следующий фазовый переход происходит через одну миллисекун­ду после Большого Взрыва при Т = 10¹³ К и приводит к конденсации кварков. Кварки объединяются в группы (попарно или по три) и образуются адроны (протоны, нейтроны, мезоны и другие сильно взаимодействующие частицы). С этого момента открылся прямой путь для синтеза гелия, который и начинается через несколько минут после Большого Взрыва.

При Т ≈ 2 • 10¹⁰ К и t ≈ 0,2 с электронные нейтрино перестают взаимодействовать с частицами. Поскольку нейтрино стабильны и очень слабо взаимодействуют с веществом, мир для них оказывается практически прозрачным; они легко перемещаются во Вселенной, сохранившись до наших дней, только их энергия уменьшается из-за ее расширения. К нашей эпохе температура этих реликтовых нейтри­но должна оказаться около 2 К. Обнаружение этого излучения будет великим достижением астрономии. Но пока, к сожалению, методы обнаружения таких реликтовых нейтрино не разработаны.