29. Вселенная. Свидетельства Большого взрыва

    В настоящее время основной моделью, описывающей историю и судьбу Вселенной, является модель Большого взрыва. Она была создана в 40-х годах прошлого века, благодаря работам Г. Гамова и его сотрудников Р. Алфера и Р. Хермана, изучавших возможность рождения атомных ядер во Вселенной. Они первыми осознали, что эта возможность могла быть реализована лишь в очень горячей и плотной Вселенной, на самом раннем этапе своего развития. В соединении с наблюдательными данными Э. Хаббла (они появились ещё в 1929 г.) и теоретическими работами А. Фридмана (1922-24 гг.) и Дж. Леметра (1927 г.) это привело к рождению модели Большого взрыва (термин «Большой взрыв» предложил Ф. Хойл, критиковавший эту модель).
    Согласно концепции Большого взрыва 13,7 млрд. лет назад вещество Вселенной было сконцентрировано в очень малом объёме и имело огромную плотность, температуру и давление. Происходило стремительное (взрывное) расширение Вселенной, сопровождавшееся её охлаждением и уменьшением давления. Если за начальный момент t = 0 взять момент Большого взрыва, то в ранней Вселенной зависимости плотности ρ и температуры T вещества от времени t космологического расширения даются следующими приближёнными соотношениями:

ρ[г/см³] ≈ 5·10⁵/t²(c),   T(K) ≈ 10¹⁰/√t(c).

Из этих соотношений видно, что при t = 1 с Вселенная имела колоссальную плотность (≈ 10⁵ г/см³) и температуру (≈ 10¹⁰ К).
    Расширение Вселенной следует из анализа красного смещения спектров видимого излучения галактик за счёт эффекта Доплера. Установлено, что величина красного смещения и, следовательно, скорость разбегания галактик увеличивается для более удалённых галактик. Скорость разлёта v двух галактик и расстояние R между ними связаны законом Хаббла:

v = HR.

Такое разбегание галактик является свидетельством расширения Вселенной. Зная численное значение параметра Хаббла, и считая, что он не изменяется со временем, можно оценить момент времени в прошлом, когда все галактики были практически в одной точке. Учитывая, что H ≈ 74 км/(с·мегапарсек) и 1 мегапарсек = 3.1·10¹⁹ км, получаем для времени t₀, прошедшего после Большого взрыва

t₀ ≈ R/v = 1/H ≈ 14 млрд лет.

Таблица 20

Догалактические этапы эволюции Вселенной

    Вселенная в больших масштабах (> 100 Мпк) однородна и изотропна. Она содержит не менее 10¹¹ галактик. Наша галактика − Млечный путь − содержит 10¹¹ звёзд.
    Средняя плотность ρ вещества и энергии во Вселенной определена с 2%-й точностью из большого числа разнообразных астрофизических наблюдений. Оказалось, что она в пределах точности опытных данных совпадает с критической плотностью r_к, которая выражается через параметр Хаббла и гравитационную постоянную G:

.

    Средняя плотность ρ Вселенной определяет её геометрию и судьбу. При ρ = ρ_к Вселенная плоская (описывается геометрией Евклида) и будет расширяться неограниченно долго (как и при ρ <ρ_к). При ρ > ρ_к расширение Вселенной должно смениться её сжатием. Обычно плотность Вселенной в целом и различных её компонент выражают в единицах критической плотности. В этих единицах плотность Вселенной в целом Ω = ρ /ρ_к = 1.02 ± 0.02.

Проблемы модели горячей Вселенной

• Согласно теории Великого объединения в горячей Вселенной должно было рождаться большое количество магнитных монополей. В настоящее время плотность вещества, обусловленная этими частицами, должна была бы в 10¹⁵ раз превосходить наблюдаемую плотность вещества во Вселенной.

• Почему наблюдаемая часть Вселенной в среднем является однородной?
• Как в однородной Вселенной образовались неоднородности, явившиеся причиной образования галактик?
• Почему наблюдаемая Вселенная является эвклидовой геометрией плоского мира?
• Почему различные части Вселенной, сформировавшиеся независимо друг от друга, в настоящее время выглядят практически одинаково?

Инфляционная модель Вселенной

    Предполагается, что пространство заполнено однородным медленно изменяющимся скалярным полем φ. Скалярное поле φ имеет большую плотность энергии V(φ) = α·φ², которая и определяет скорость расширения Вселенной. При больших значениях V(φ) происходит быстрое экспоненциальное расширение Вселенной

(М_р − масса Планка),

а величина поля φ изменяется очень медленно.
    При расширении Вселенной плотность энергии должна была бы уменьшаться. Однако если плотность энергии V(φ) и давление связаны между собой соотношением

V(φ) = −p/c²,

то при увеличении элемента объема dv совершается отрицательная работа −pdv. После того, как поле φстановится достаточно малым, скорость расширения уменьшается. Вблизи минимума потенциальной энергии V(φ) происходит рождение частиц, поле отдаёт им свою энергию − происходит разогрев Вселенной. Стадия экспоненциального раздувания Вселенной продолжается ~10^–35 c. Однако за это время Вселенная увеличивает свой размер в раз. Наличие локальных минимумов в потенциальной функции V(φ) может привести к рождению различных областей, в которых свойства пространства-времени и законы взаимодействия частиц могут быть различными. Эти области Вселенной могут находиться от нас на расстояниях на много порядков превышающих наблюдаемую часть Вселенной.