Теория инфляционной Вселенной

Введение и ранние космологические модели


Начнем с поэтического размышления Уолта Уитмена о безграничности Вселенной:  "Ночью я открываю мой люк и смотрю, как далеко разбрызганы в небе миры. И всё, что я вижу, умножьте насколько хотите, есть только граница новых и новых Вселенных. Дальше и дальше уходят они, расширяясь, всегда расширяясь. За грани, за грани, вечно за грани миров."  Эти строки служат прекрасным введением в тему космологии – науки, изучающей Вселенную как единое целое.

Космология опирается на наблюдения за той частью Вселенной, которая доступна для астрономических наблюдений, чтобы установить её современное состояние, эволюцию, прошлое и будущее, включая место человека в этом грандиозном масштабе.  Ключевым источником информации служит свет, путешествующий к нам с огромных расстояний.  Время, необходимое свету для достижения Земли, варьируется от минут для планет Солнечной системы (например, от 3 минут 13 секунд до Меркурия до 1 часа 19 минут 16 секунд до Сатурна) до миллиардов лет для далеких галактик.  Это означает, что мы видим далекие галактики такими, какими они были миллиарды лет назад.

Изучая Вселенную, мы неизбежно сталкиваемся с теорией Большого взрыва, которая занимает центральное место в современных космологических моделях.  Теория описывает Вселенную, возникшую из состояния сверхвысокой плотности и температуры.  Однако, эта теория не отвечает на ряд фундаментальных вопросов.  Например, что существовало до Большого взрыва?  Само понятие времени в условиях сингулярности (бесконечной плотности) кардинально отличается от нашего обыденного понимания.  Вопрос о «начале времени» в этом контексте является некорректным.

Несмотря на эти неувязки, анализ скорости разлета галактик позволяет оценить время начала расширения Вселенной – приблизительно 13-15 миллиардов лет назад.  Этот момент и считается началом Большого взрыва.  До этого момента вся материя Вселенной была сосредоточена в невероятно малом объеме в неизвестном науке состоянии сверхвысокой плотности.  Возраст самых старых звезд (10-15 миллиардов лет) косвенно подтверждает эту временную оценку.


Теория Большого взрыва и её проблемы


Теория Большого взрыва, несмотря на свой успех в объяснении многих наблюдаемых явлений, сталкивается с фундаментальными трудностями.  Как точно сформулировал Рассел Григг: "Согласно концепции Большого взрыва, все, что мы видим в современной вселенной, появилось в одно мгновение из ничего. Вот в этом-то и проблема. Следствие есть, а причины нет".  Эта цитата подчеркивает ключевую загадку:  откуда взялась вся материя и энергия Вселенной?

Одна из попыток преодолеть эту проблему – теория «Вселенной-феникса», или циклическая модель.  Развивавшаяся в 1930-х годах, в том числе и Альбертом Эйнштейном, эта модель предполагает циклическое существование Вселенной:  из сингулярности Большого взрыва происходит расширение, которое затем сменяется гравитационным коллапсом и сжатием в новую сингулярность.  Большой взрыв, таким образом, становится переходным этапом между разрушением «старой» и рождением «новой» Вселенной.

Однако, эта модель сталкивается с непреодолимым препятствием – вторым законом термодинамики.  Этот закон гласит, что общая энтропия (мера беспорядка) замкнутой системы не может убывать.  Для «перерождения» Вселенной из состояния сжатия требуется не меньше энергии, чем было затрачено на Большой взрыв, что противоречит второму закону термодинамики.  Пока нет физически обоснованного механизма, объясняющего, как может происходить такое циклическое возрождение Вселенной.  Поэтому, несмотря на свою элегантность, теория «Вселенной-феникса» остается одной из многих гипотез, нуждающихся в серьезном подтверждении.  Остаются неясными силы и законы, управляющие этим предполагаемым циклом.


Инфляционная модель Вселенной


Для объяснения некоторых парадоксов теории Большого взрыва, таких как однородность и изотропность Вселенной на больших масштабах, была предложена инфляционная модель.  Профессор Андрей Линде из Стэнфордского университета описывает её следующим образом:  "Сразу же после того, как появилась первая материя, произошел не беспорядочный взрыв, а огромный и невиданный рост размеров Вселенной. Это называется инфляцией. Если допустить, что был период экспоненциального расширения вселенной, в неком энергетическом подобии вакуума, то вы сможете объяснить, почему вселенная так велика, и почему в очень крупном масштабе она так однородна. На все эти вопросы можно ответить, если применить инфляцию".

Инфляция предполагает, что в очень ранней Вселенной произошел период экспоненциального расширения,  подобного  "раздуванию"  невероятно быстрого роста размеров.  Этот период  был значительно короче, чем последующее расширение, которое мы наблюдаем сегодня.   Этот быстрый рост объясняет, почему Вселенная выглядит столь однородной и изотропной на больших масштабах.  Представьте себе  неравномерно нагретый воздушный шарик:  после надувания эти неровности разглаживаются и становятся незаметными.  Аналогично, инфляция "разгладила" начальные неоднородности Вселенной.

Однако, инфляционная модель сама по себе порождает новые вопросы.  Что представляло собой это "первичное поле" или "энергетическое подобие вакуума", из которого возникла материя?   Каков механизм инфляции?  Почему Вселенная плоская?  Хотя инфляция успешно объясняет некоторые наблюдаемые свойства Вселенной, она не дает окончательных ответов на все вопросы и является предметом активных исследований и споров в научном сообществе.  Она представляет собой  уточнение, а не полную замену модели Большого взрыва.


Расширение Вселенной и закон Хаббла


Долгое время считалось, что Вселенная статична и неизменна.  Однако, это представление изменилось благодаря открытию Эдвина Хаббла.  Хаббл, изучая "красное смещение" в спектрах далеких галактик, обнаружил, что галактики удаляются от нас, причем скорость удаления пропорциональна расстоянию до них.  Это открытие стало революционным и подтвердило, что Вселенная расширяется.

Путь к этому открытию был долгим и тернистым.  Еще в 1924 году Карл Вирц обнаружил слабую взаимосвязь между угловыми диаметрами и скоростями удаления галактик, предположив связь с космологической моделью Виллема де Ситтера, описывающей пустую, расширяющуюся Вселенную.  В 1925 году Жорж Леметр в своей работе предложил модель расширяющейся Вселенной, начавшейся с Большого взрыва, с последующей статической фазой и бесконечным расширением.  Леметр получил значение коэффициента пропорциональности между скоростью и расстоянием, близкое к тому, которое позже определил Хаббл.

Однако, выводы Вирца были неопределенными, так как диаметр и светимость галактик не являются надежными показателями расстояния.  Лишь позже стало ясно, что преобладание компактных галактик среди более далеких объектов объясняется их большей поверхностной яркостью, облегчающей обнаружение.

В 1929 году Эдвин Хаббл опубликовал свою знаменитую статью "Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей", где представил убедительные доказательства расширения Вселенной.  Он показал четкую линейную зависимость между скоростью удаления галактик и расстоянием до них – закон Хаббла. 

Постоянная Хаббла является коэффициентом пропорциональности между скоростью и расстоянием.  Её точное значение является предметом постоянных исследований, так как от него зависят оценки возраста и размеров Вселенной.  Первоначальные измерения Хаббла и Хьюмансона давали разные значения, что приводило к противоречивым оценкам возраста Вселенной.  Более поздние измерения показали, что расширение Вселенной не является постоянным.

Многочисленные попытки объяснить закон Хаббла без привлечения расширения Вселенной оказались неудачными.  Недавние исследования спектров далеких сверхновых звёзд подтвердили прямую связь между красным смещением и расстоянием, окончательно установив факт расширения Вселенной.


Ускоренное расширение Вселенной и тёмная энергия


Долгое время считалось, что расширение Вселенной замедляется под действием гравитации.  Однако, наблюдения за далекими сверхновыми звездами, проведенные в 1998 году в рамках Космологического проекта по изучению сверхновых, показали неожиданный результат:  расширение Вселенной не только не замедляется, а, напротив, ускоряется.  Это открытие стало настоящей сенсацией и потребовало введения новой концепции –  тёмной энергии.

Сверхновые оказались дальше, чем предсказывалось моделями замедленного расширения.  Их наблюдаемая светимость была ниже ожидаемой, что указывает на большее расстояние.  Это означало, что скорость расширения Вселенной увеличивается со временем.  Для объяснения этого ускорения была предложена гипотеза о существовании тёмной энергии –  некой неизвестной формы энергии с отрицательным давлением, которая противодействует гравитации и вызывает ускоренное расширение.

Существует несколько гипотез о природе тёмной энергии.  Одна из них предполагает повторное введение космологической постоянной, введенной ранее Эйнштейном,  которая представляет собой свойство самого пространства, противодействующее гравитации.  Другая гипотеза описывает тёмную энергию как форму отрицательного давления или как тип силового поля, называемый квинтэссенцией.

Согласно формуле Эйнштейна E=mc;, энергия и масса взаимозаменяемы.  Тёмная энергия, по оценкам, составляет до 73% от общей массы-энергии Вселенной.  Это значительно больше, чем вклад тёмной материи (около 27%) и обычного вещества (около 0,5%), включая звёзды, газ и пыль.

Открытие ускоренного расширения Вселенной и введение понятия тёмной энергии  значительно изменили наше понимание космологии.  Природа тёмной энергии остается одной из самых больших загадок современной науки, и её изучение является приоритетным направлением космологических исследований.  Ускоряющееся расширение Вселенной имеет далеко идущие последствия для её дальнейшей эволюции.


Часть 6: Тёмная материя.

Ещё одной загадкой современной космологии является тёмная материя.  Её существование было выведено из наблюдений за движением галактик и скоплений галактик.  Первым указал на возможность существования тёмной материи швейцарский астроном Фриц Цвикки в 1930-х годах, изучая скопление галактик в созвездии Волосы Вероники.  Он обнаружил, что скорости движения галактик в скоплении значительно выше, чем можно было ожидать, исходя из видимого количества вещества.  Это означало, что должна существовать невидимая,  дополнительная масса, удерживающая галактики вместе гравитацией.

Через несколько десятилетий американский астроном Вера Рубин,  вместе с Кентом Фордом,  провела подробные исследования вращения звёзд в спиральных галактиках.  Они обнаружили, что скорости вращения звёзд на периферии галактик не уменьшаются с расстоянием от центра, как следовало бы ожидать, если бы вся масса галактики была сосредоточена в её ядре.  Это подтвердило существование значительного количества невидимой материи, распределённой по галактике, за пределами видимого звездного диска.

Тёмная материя не излучает и не поглощает свет, поэтому её невозможно наблюдать напрямую с помощью телескопов.  Однако, её гравитационное воздействие на видимое вещество и свет позволяет косвенно обнаружить её присутствие.  Одним из методов обнаружения тёмной материи является гравитационное линзирование –  искривление света от далеких объектов под действием гравитационного поля тёмной материи.  Анализ рентгеновского излучения скоплений галактик также подтверждает существование тёмной материи в количестве, значительно превышающем массу видимого вещества.

Природа тёмной материи остается неизвестной.  Учёные предполагают, что она состоит из каких-то экзотических частиц, не участвующих в электромагнитном взаимодействии, но взаимодействующих гравитационно.  Эти частицы называют  "слабовзаимодействующими массивными частицами" (WIMP).  Интенсивные поиски этих частиц ведутся в различных экспериментах, но пока без убедительных результатов.  Тёмная материя, по оценкам, составляет около 27% от общей массы-энергии Вселенной.
—

2025