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

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.