Предчувствия и свершения. Книга 3. Единство

Новые знания устранили и трудность, вызванную необходимостью жестко задавать начальные условия. Огромный масштаб ускоренного расширения не требует точных знаний того, что было до начала расширения. Эволюция Вселенной не зависит от того, началось ли расширение с размера 10^{— 24} см или с еще меньшего размера. Но можно с уверенностью сказать, что на этом рубеже она находилась в чрезвычайно плотном и горячем состоянии.

Ученым удалось понять состояние Вселенной до момента, отстоящего всего на 10^-34 с от условного фридмановского начала, проследить за ее переходом от этапа, начавшегося в момент 10^-34 с, вплоть до момента 10^-3 с, когда Вселенная вступила в зону стандартного сценария. Его достоверность подтверждена результатами наблюдений. Один из рубежей определил относительное содержание гелия 25–30 % и водорода 75–70 % с ничтожным содержанием остальных химических элементов; второй — определил температуру реликтового излучения, составляющую 2,7 К.

Мы подошли вслед за учеными вплотную к началу начал. Теперь следует посмотреть, как развитие науки сказалось на наших знаниях о современной Вселенной, ее недалеком прошлом и вероятном будущем.

К нашему времени

Оглянемся назад. Мы проследили за эволюцией Вселенной от момента, отстоящего на 10^-34 с от начала эволюции, если за стартовый момент принять условное начало фридмановского решения уравнений Эйнштейна. Мы знаем, что в действительности Вселенная родилась не из бесконечно малой точки, но о сверхранних этапах ее эволюции еще ничего не известно. Мы знаем лишь то, что тогда все четыре взаимодействия были слиты воедино, материя и энергия тоже слились и стали неразличимы, а температура превосходила 10³² К. Затем Вселенная равномерно расширялась «по Фридману» до тех пор, пока из-за этого расширения плотность материи не стала малой. На рубеже этой эпохи внутреннее давление ложного вакуума пересилило силу гравитации и расширение Вселенной стало ускоренным. Она расширялась все быстрее, пока ложный вакуум не потерял устойчивости. Тогда из него заново родилась горячая материя с температурой около 10²³ К, а расширение снова стало фридмановским и осталось таким до сих пор. Скорость этого расширения медленно убывает под действием силы тяготения, температура продолжает неуклонно падать. Мы проследили эту стадию до тех пор, пока температура не упала примерно до 4000 К. Возраст Вселенной тогда лежал в пределах от 500 000 до 700 000 лет. При температуре в 4000 К электроны соединились с ядрами водорода и гелия, образовав нейтральные атомы. Вселенная, наполненная нейтральным газом, стала практически прозрачной для излучения. Фотоны и вещество продолжали расширяться вместе с расширяющимся пространством, но уже независимо.

Мы знаем, что, продолжая расширяться, излучение остывало и его современная температура, температура реликтового излучения, в нашу эпоху стала равной 2,7 К.

Теперь пора узнать, как происходило дальнейшее расширение вещества, которое в то время состояло на 3/4 из водорода и на 1/4 из гелия с ничтожной примесью тяжелого водорода — дейтерия и легкого изотопа гелия-3 и двух изотопов: лития-6 и лития-7. Все остальное вещество и антивещество, как мы знаем, аннигилировало задолго до того, породив кванты излучения — фотоны. Осталось еще множество нейтрино, которые перестали взаимодействовать с остальным веществом на ранних этапах эволюции Вселенной. Существенно, что к тому времени пространство было очень однородно заполнено излучением и веществом.

Теперь полезно еще раз вспомнить Ньютона, который 300 лет назад понял, что вещество, равномерно распределенное в пространстве, не может вечно оставаться в этом состоянии. Если пространство конечно, писал Ньютон, то под действием тяготения все вещество собралось бы в большую сферическую массу в середине этого пространства. Если же пространство бесконечно, то должно образоваться бесконечное количество таких больших масс, разбросанных далеко друг от друга.

Мы знаем, что этот же вывод сохраняется и в Общей теории относительности. Гравитационные силы, силы тяготения, действовали с самого начала эволюции Вселенной. Но на ранних стадиях образованию комков вещества препятствовало внутреннее давление ложного вакуума. А до стадии быстрого расширения и после нее, когда Вселенная была раскаленной и непрозрачной для излучения, сжатию препятствовало давление излучения.

Только после того как при 4000 К вещество стало прозрачным для излучения, дальнейшая эволюция Вселенной начала протекать под преимущественным влиянием гравитации.

В соответствии с мнением Ньютона, малые случайные увеличения плотности вещества начали притягивать соседнее вещество, все больше увеличивая избыточную плотность.

Астрономические наблюдения позволили установить три характерные особенности структуры современной Вселенной (речь идет только о видимой части Вселенной размером 10²⁸ см).