Fizică,

Astronomie

• Traducere

Aceasta nu mai este o teorie speculativă, deoarece patru dintre ele au fost confirmate.

Ideile științifice ar trebui să fie simple, explicative și predictive. Și din câte știm astăzi, multiversul inflaționist nu are astfel de proprietăți.
- Paul Steinhart, 2014

Când ne gândim la Big Bang, ne imaginăm punctul de plecare al universului: starea fierbinte, densă, în expansiune din care totul a apărut. Observând și măsurând expansiunea actuală a Universului - galaxii care zboară una de cealaltă, putem determina nu numai soarta Universului, ci și începutul acestuia.

Dar doar această stare fierbinte și densă este plină de multe întrebări, inclusiv:

De ce sunt regiuni foarte îndepărtate, diferite ale spațiului, care nu au putut face schimb de informații de la începutul timpului, pline cu aceeași densitate de materie și radiații de aceeași temperatură?

De ce ar fi Universul, care s-ar recadea dacă ar fi făcut-o mai multa substanta, sau s-ar extinde până la o stare de inexistență dacă ar avea mai puțină materie, atât de perfect echilibrată?

Și unde, dacă Universul era într-o stare foarte fierbinte și densă, toate aceste particule de relicve de înaltă energie (cum ar fi monopolurile magnetice), care teoretic ar trebui să fie ușor de detectat astăzi?

Răspunsurile la întrebări au fost găsite la sfârșitul anului 1979, începutul anului 1980, când Alan Guth a prezentat teoria inflației cosmice.

Presupunând că Big Bang-ul a fost precedat de o stare în care Universul nu a fost umplut cu materie și radiații, ci doar cantitate mare energie inerentă țesăturii cosmosului însuși, Gut a reușit să rezolve toate aceste probleme. În plus, au existat și alte evoluții în anii 1980 care au făcut posibilă găsirea de noi clase de modele care ajută modelele inflaționiste să reproducă Universul actual:

Umplut cu substanță și radiații
izotrop (același în toate direcțiile),
omogen (același în toate punctele),
fierbinte, dens și în expansiune în starea inițială.

Astfel de modele au fost dezvoltate de Andrey Linde, Paul Steinhart, Andy Albrecht, iar detalii suplimentare au fost elaborate de Henry Tai, Bruce Allen, Alexei Starobinsky, Michael Turner, David Schramm, Rocky Kolb și alții.

Am găsit ceva remarcabil: doi clasa generică modelele ne-au oferit tot ce aveam nevoie. A existat o nouă inflație, cu potențialul plat în vârf, de la care câmpul inflaționist s-ar putea „rula încet” în jos, și a existat o inflație haotică cu un potențial în formă de U, din care se putea și aluneca încet.

În ambele cazuri, spațiul s-a extins exponențial, s-a îndreptat, proprietățile lui erau aceleași peste tot, iar când inflația s-a terminat, te-ai întors într-un Univers foarte asemănător cu al nostru. În plus, ați primit cinci predicții suplimentare pentru care nu existau observații la acel moment.

1) Univers plat. La începutul anilor 1980, am finalizat studii de sondaj ale galaxiilor, clusterelor de galaxii și am început să înțelegem structura pe scară largă a universului. Pe baza a ceea ce am văzut, am putut măsura doi indicatori:

Densitatea critică a Universului, adică densitatea materiei necesară echilibrului ideal al Universului între recapăt și expansiune eternă.
densitate reală materia din Univers, nu numai materie luminoasă, gaz, praf și plasmă, ci toate sursele, inclusiv materia întunecată, care are un efect gravitațional.

Am constatat că al doilea indicator a fost între 10% și 35% din primul, în funcție de sursa datelor. Cu alte cuvinte, materia din Univers a fost mult mai mică decât cantitatea critică - ceea ce înseamnă că Universul este deschis.

Dar inflația a prezis un univers plat. Ea ia universul de orice formă și îl întinde la o stare plată, sau, conform macar, la o stare care nu se poate distinge de plat. Mulți oameni au încercat să construiască modele de inflație care să ofere universului o curbură negativă (deschisă), dar nu au avut succes.

Odată cu apariția erei energiei întunecate, observarea unei supernove în 1998, urmată de colectarea datelor din proiectul WMAP, lansat pentru prima dată în 2003 (și date din proiectul Boomerang, lansat puțin mai devreme), am ajuns la concluzia că Universul este de fapt plat, iar motivul pentru densitatea scăzută a materiei a fost prezența acestei noi forme neașteptate de energie.

2) Un univers cu fluctuații la scări mai mari decât poate depăși lumina. Inflația – determinând extinderea exponențială a spațiului universului – umflă ceea ce se întâmplă la scară foarte mică până la cele foarte mari. Universul de astăzi are o incertitudine inerentă nivel cuantic, fluctuații mici de energie datorate principiului de incertitudine al lui Heisenberg.

Dar, în timpul inflației, aceste fluctuații energetice la scară mică ar fi trebuit să fie extinse în univers la scari macroscopice gigantice, întinzându-se pe toată întinderea sa! (În general, și chiar mai departe, deoarece nu putem observa nimic din afara universului observabil).

Dar privind fluctuațiile radiații relicve la cea mai mare scară pe care proiectul COBE a putut să o facă într-o oarecare măsură în 1992, am găsit aceste fluctuații. Și odată cu rezultatele îmbunătățite de la WMAP, am putut să le măsurăm amploarea și să vedem că sunt în conformitate cu previziunile inflației.

3) Un univers cu fluctuații adiabatice, adică cu aceeași entropie peste tot. Fluctuațiile pot fi diferite: adiabatice, curbură constantă sau un amestec al ambelor tipuri. Inflația a prezis fluctuații adiabatice de 100%, ceea ce a însemnat prezența unor parametri CMB bine definiți care ar putea fi măsurați în WMAP și structuri la scară mare măsurate în proiectele 2dF și SDSS. Dacă CMB și fluctuațiile la scară largă sunt legate între ele, acestea sunt adiabatice, iar dacă nu, pot fi de curbură constantă. Dacă universul ar avea un set diferit de fluctuații, nu am ști despre el până în anul 2000!

Dar acest punct a fost considerat atât de bun, datorită restului progreselor din teoria inflației, încât confirmarea lui a trecut aproape neobservată. A fost doar o confirmare a ceea ce „știm” deja, când de fapt era la fel de revoluționar ca oricare dintre celelalte.

4) Un univers în care spectrul de fluctuații a fost puțin mai mic decât cel al unui invariant la scară (n s< 1). Это серьёзное предсказание! Конечно, инфляция, в общем, предсказывает, что флуктуации должны быть масштабно-инвариантными. Но есть подвох, или уточнение: форма инфляционных потенциалов влияет на то, как спектр флуктуаций отличается от идеальной масштабной инвариантности.

Modelele de lucru descoperite în anii 1980 au prezis că spectrul de fluctuație (indicele spectral scalar, n s) ar trebui să fie puțin mai mic decât 1, undeva între 0,92 și 0,98, în funcție de modelul utilizat.

Când am obținut datele observaționale, am constatat că cantitatea măsurată, n s , a fost de aproximativ 0,97, cu o eroare (conform măsurătorilor CMB din proiectul BAO) de 0,012. Ele au fost observate pentru prima dată în WMAP, iar această observație nu a fost doar confirmată, ci și întărită în timp de alții. Este într-adevăr mai puțin de unu și numai inflația a făcut această predicție.

5) Și, în sfârșit, Universul cu un anumit spectru de fluctuații ale undelor gravitaționale. Aceasta este cea mai recentă predicție, singura dintre cele mari care nu a fost încă confirmată. Unele modele, precum modelul de inflație haotică al lui Linde, produc unde gravitaționale mari (pe care BICEP2 ar fi trebuit să le observe), altele, precum modelul Albrecht-Steinhard, pot produce unde gravitaționale foarte mici.

Știm ce spectru ar trebui să aibă și cum interacționează aceste unde cu fluctuațiile polarizării CMB. Incertitudinea este doar în puterea lor, care poate fi prea mică pentru a fi observată, în funcție de modelul de inflație corect.

Rețineți acest lucru data viitoare când citiți un articol despre natura speculativă a teoriei inflației sau despre modul în care unul dintre fondatorii teoriei se îndoiește de veridicitatea acesteia. Da, oamenii încearcă să găsească găuri cele mai bune teoriiși căutați alternative; Noi oamenii de știință facem asta.

Dar inflația nu este un monstru teoretic desprins de observație. Ea a făcut cinci predicții noi, dintre care patru le-am confirmat! Poate că ea a prezis lucruri pe care încă nu știm să le testăm, cum ar fi multiversul, dar asta nu o ia de la succes.

Teoria inflației cosmice nu mai este speculativă. Datorită observațiilor CMB și structurilor pe scară largă ale universului, am putut să confirmăm predicțiile ei. Acesta este primul dintre toate evenimentele care au avut loc în universul nostru. Inflația cosmică a avut loc înainte Marea explozieși a pregătit totul pentru apariția lui. Și poate că putem învăța mult mai multe datorită ei!

Pe lângă problema originii universului, cosmologii moderni se confruntă cu o serie de alte probleme. Pentru ca standardul să poată prezice distribuția materiei pe care o observăm, starea sa inițială trebuie să fie caracterizată de un grad foarte ridicat de organizare. Apare imediat întrebarea: cum s-ar putea forma o astfel de structură?

Fizicianul Alan Guth din Massachusetts Institutul de Tehnologie a propus propria sa versiune, care explică apariția spontană a acestei organizații, eliminând necesitatea introducerii artificiale a parametrilor exacti în ecuațiile care descriu starea inițială a Universului. Modelul său a fost numit „universul inflaționist”. Esența sa este că în interiorul unui Univers supraîncălzit, în expansiune rapidă, o mică zonă de spațiu se răcește și începe să se extindă mai puternic, la fel cum apa suprarăcită îngheață rapid, extinzându-se în același timp. Această fază de expansiune rapidă elimină unele dintre problemele inerente teoriilor standard ale big bang-ului.

Cu toate acestea, modelul lui Guth nu este lipsit de defecte. Pentru ca ecuațiile lui Guth să descrie corect Universul inflaționist, el a trebuit să stabilească parametrii inițiali pentru ecuațiile sale foarte precis. Astfel, s-a confruntat cu aceeași problemă ca și creatorii altor teorii. Spera să scape de necesitatea precizării parametrilor exacti ai condițiilor big bang-ului, dar pentru aceasta trebuia să introducă propria parametrizare, care a rămas neexplicată. Guth și co-autorul său P. Steingart admit că în modelul lor „calculele conduc la predicții acceptabile numai dacă parametrii inițiali dați ai ecuațiilor variază într-un interval foarte îngust. Majoritatea teoreticienilor (inclusiv noi înșine) consideră că astfel de condiții inițiale sunt puțin probabile.” Autorii continuă să vorbească despre speranțele lor că într-o zi vor fi dezvoltate noi teorii matematice care le vor permite să-și facă modelul mai plauzibil.

Această dependență nu este încă teorii deschise este un alt neajuns al modelului Guth. Teorie câmp unificat, pe care se bazează modelul universului inflaționist, este complet ipotetic și „se pretează slab la verificarea experimentală, întrucât cel mai predicțiile sale nu pot fi testate cantitativ în laborator.” (Teoria câmpului unificat este o încercare destul de dubioasă a oamenilor de știință de a lega unele dintre forțele fundamentale ale universului.)

Un alt neajuns al teoriei lui Guth este că nu spune nimic despre originea materiei supraîncălzite și în expansiune. Guth a testat compatibilitatea teoriei sale inflaționiste cu trei ipoteze pentru originea universului. El a luat în considerare mai întâi teoria Big Bang-ului standard. În acest caz, potrivit lui Gut, episodul inflaționist ar fi trebuit să se producă într-una dintre etapele incipiente ale evoluției Universului. Cu toate acestea, acest model pune o problemă de singularitate de nerezolvat. A doua ipoteză postulează că universul a ieșit din haos. Unele părți erau fierbinți, altele reci, unele se extindeau și altele se contractau. În acest caz, inflația ar fi trebuit să înceapă într-o regiune supraîncălzită și în expansiune a universului. Adevărat, Guth admite că acest model nu poate explica originea haosului primar.

A treia posibilitate, favorizată de Guth, este că un aglomerat de materie supraîncălzit, în expansiune, iese mecanic cuantic din vid. Într-un articol apărut în Scientific American în 1984, Guth și Steingart argumentau: „Modelul inflaționist al universului ne oferă o idee despre mecanism posibil, cu ajutorul căruia Universul observabil ar putea apărea dintr-o regiune infinitezimală a spațiului. Știind acest lucru, este greu să rezistați tentației de a face un pas mai departe și de a concluziona că universul a apărut literalmente din nimic.”

Oricât de atractivă ar fi această idee pentru oamenii de știință care sunt gata să ia arme împotriva oricărei mențiuni despre posibilitatea existenței unei conștiințe superioare care a creat Universul, la o examinare mai atentă, aceasta nu ține apă. „Nimicul” despre care vorbește Guth este un vid mecanic cuantic ipotetic, descris de teoria câmpului unificat încă nedezvoltat, care ar trebui să unifice ecuațiile. mecanica cuanticăși teoria generală a relativității. Cu alte cuvinte, momentan acest vid nu poate fi descris nici măcar teoretic.

Trebuie remarcat faptul că fizicienii au descris un tip mai simplu de vid mecanic cuantic, care este o mare de așa-numitele „particule virtuale”, fragmente de atomi care „aproape există”. Din când în când, unele dintre aceste particule subatomice trec din vid în lume. realitatea materială. Acest fenomen se numește fluctuații de vid. Fluctuațiile de vid nu pot fi observate direct, dar teoriile care postulează existența lor au fost confirmate experimental. Conform acestor teorii, particulele și antiparticulele apar dintr-un vid fără motiv și dispar aproape imediat, anihilându-se reciproc. Guth și colegii săi au presupus că la un moment dat, în loc de o particulă minusculă, un întreg univers a apărut din vid și, în loc să dispară imediat, acest univers a supraviețuit cumva miliarde de ani. Autorii acestui model au rezolvat problema singularității postulând că starea în care Universul iese din vid este oarecum diferită de starea de singularitate.

Cu toate acestea, acest scenariu are două dezavantaje majore. În primul rând, cineva poate fi surprins doar de îndrăzneala imaginației oamenilor de știință care au difuzat o experiență destul de limitată cu particule subatomice la întreg universul. S. Hawking și G. Ellis își avertizează cu înțelepciune colegii lor excesiv de entuziaști: „Presumarea că legile fizicii, descoperite și studiate în laborator, vor fi valabile în alte puncte ale continuumului spațiu-timp este, desigur, o foarte îndrăzneață. extrapolare.” În al doilea rând, strict vorbind, vidul mecanic cuantic nu poate fi numit „nimic”. Descrierea vidului mecanic cuantic, chiar și în cel mai simplu dintre teoriile existente ocupă multe pagini de calcule matematice extrem de abstracte. Un astfel de sistem este, fără îndoială, „ceva”, și apare imediat aceeași întrebare încăpățânată: „Cum a apărut un „vid” atât de complex organizat?”

Să ne întoarcem la problema inițială pe care Guth a creat modelul inflaționist pentru a o rezolva: problema parametrizării cu precizie a stării inițiale a universului. Fără o astfel de parametrizare, este imposibil să se obțină distribuția observată a materiei în Univers. După cum am văzut, Gut nu a reușit să rezolve această problemă. Mai mult, însăși posibilitatea ca orice versiune a teoriei big bang-ului, inclusiv versiunea lui Guth, să poată prezice distribuția observată a materiei în univers este îndoielnică.

Starea inițială extrem de organizată din modelul lui Guth, în propriile sale cuvinte, se transformă în cele din urmă într-un „Univers” cu un diametru de 10 centimetri, umplut cu un gaz omogen, super-dens, supraîncălzit. Se va extinde și se va răci, dar nu există niciun motiv să credem că se va transforma vreodată în altceva decât într-un nor omogen de gaz. De fapt, toate teoriile big bang duc la acest rezultat. Dacă Guth a trebuit să recurgă la multe trucuri și presupuneri dubioase pentru a obține în sfârșit Universul sub forma unui nor de gaz omogen, atunci ne putem imagina care ar trebui să fie aparatul matematic al teoriei, care să conducă la Universul așa cum îl știm noi. !

O teorie științifică bună face posibilă prezicerea multor fenomene naturale complexe dintr-un simplu schema teoretica. Dar în teoria lui Guth (și în orice altă versiune), opusul este adevărat: ca rezultat al calculelor matematice complexe, obținem o bulă în expansiune a unui gaz omogen. În ciuda acestui fapt, reviste științifice publică articole entuziaste despre teoria inflaționistă, însoțite de numeroase ilustrații colorate, care ar trebui să dea cititorului impresia că Guth și-a atins în sfârșit scopul prețuit - a găsit o explicație pentru originea universului. Ar fi mai sincer să deschideți pur și simplu o rubrică permanentă în reviste științifice să publice în ea teoria originii universului, la modă luna aceasta.

Este chiar greu de imaginat complexitatea stării inițiale și condițiile necesare apariției Universului nostru cu toată diversitatea structurilor și organismelor sale. În cazul universului nostru, gradul acestei complexități este de așa natură încât cu greu poate fi explicat doar prin legile fizice.

Ce s-ar întâmpla dacă, în trecutul îndepărtat, spațiul universului ar fi într-o stare de vid fals? Dacă densitatea materiei în acea epocă era mai mică decât era necesar pentru a echilibra universul, atunci gravitația respingătoare ar fi dominat. Acest lucru ar face ca universul să se extindă, chiar dacă inițial nu s-a extins.

Pentru a ne defini ideile mai precise, vom presupune că Universul este închis. Apoi umflă ca balon cu aer cald. Pe măsură ce volumul Universului crește, materia devine rarefiată și densitatea ei scade. Cu toate acestea, densitatea de masă a vidului fals este o constantă fixă; rămâne mereu la fel. Așa că foarte repede densitatea materiei devine neglijabilă, rămânem cu o mare uniformă în expansiune de vid fals.

Expansiunea este cauzată de tensiunea vidului fals, care este mai mare decât atracția asociată cu densitatea sa de masă. Deoarece niciuna dintre aceste cantități nu se modifică în timp, viteza de expansiune rămâne constantă la un grad ridicat de precizie. Această rată este caracterizată de proporția în care universul se extinde pe unitatea de timp (să zicem, o secundă). În sens, această valoare este foarte asemănătoare cu rata inflației din economie - creșterea procentuală a prețurilor pe an. În 1980, când Guth preda un seminar la Harvard, rata inflației din SUA era de 14%. Dacă această valoare ar rămâne neschimbată, prețurile s-ar dubla la fiecare 5,3 ani. În mod similar, o rată constantă de expansiune a universului implică faptul că există un interval fix de timp în care dimensiunea universului se dublează.
Creșterea care se caracterizează printr-un timp constant de dublare se numește creștere exponențială. Se știe că duce la numere gigantice foarte repede. Dacă astăzi o felie de pizza costă $1, atunci după 10 cicluri de dublare (53 de ani în exemplul nostru) prețul ei va fi de $10^(24)$ dolari, iar după 330 de cicluri va ajunge la $10^(100)$ dolari. Acest număr colosal, unul urmat de 100 de zerouri, are un nume special - googol. Guth a sugerat utilizarea termenului de inflație în cosmologie pentru a descrie expansiunea exponențială a universului.

Timpul de dublare pentru un univers plin cu un vid fals este incredibil de scurt. Și cu cât energia vidului este mai mare, cu atât este mai scurtă. În cazul unui vid electroslab, universul se va extinde cu un factor de googol într-o treizecime de microsecundă, iar în prezența unui vid de Mare Unificare, acest lucru se va întâmpla de $10^(26)$ ori mai repede. Într-o fracțiune de secundă atât de scurtă, o regiune de dimensiunea unui atom se va umfla la o dimensiune mult mai mare decât întregul univers observabil de astăzi.

Deoarece vidul fals este instabil, în cele din urmă se dezintegrează și energia sa aprinde un glob de foc de particule. Acest eveniment marchează sfârșitul inflației și începutul evoluției cosmologice normale. Astfel, dintr-un mic embrion inițial obținem un uriaș Univers fierbinte în expansiune. Și ca un bonus suplimentar, acest scenariu elimină în mod miraculos problemele de orizont și geometrie plană care sunt caracteristice cosmologiei Big Bang.

Esența problemei orizontului este că distanțele dintre unele părți ale universului observabil sunt de așa natură încât par să fi fost întotdeauna mai mari decât distanța parcursă de lumină de la Big Bang. Acest lucru sugerează că nu au interacționat niciodată unul cu celălalt și atunci este dificil de explicat cum au atins aproape exactă egalitatea de temperaturi și densități. În teoria Big Bang standard, calea parcursă de lumină crește proporțional cu vârsta universului, în timp ce distanța dintre regiuni crește mai lent pe măsură ce expansiunea cosmică este încetinită de gravitație. Zonele care nu pot interacționa astăzi se vor putea influența reciproc în viitor, când lumina acoperă în sfârșit distanța care le separă. Dar în trecut, distanța parcursă de lumină devine chiar mai scurtă decât ar trebui să fie, așa că dacă regiunile nu pot interacționa astăzi, cu siguranță nu au fost capabile să facă acest lucru înainte. Prin urmare, rădăcina problemei este legată de natura atractivă a gravitației, datorită căreia expansiunea încetinește treptat.

Cu toate acestea, într-un univers de vid fals, gravitația este respingătoare și, în loc să încetinească expansiunea, o accelerează. În acest caz, situația este inversată: zonele care pot schimba semnale luminoase vor pierde această oportunitate în viitor. Și, mai important, acele zone care sunt inaccesibile unul altuia astăzi trebuie să fi interacționat în trecut. Problema orizontului a dispărut!
Problema spațiului plat se rezolvă la fel de ușor. Se dovedește că Universul se îndepărtează de densitatea critică doar dacă expansiunea sa încetinește. În cazul unei expansiuni inflaționiste accelerate, opusul este adevărat: Universul se apropie de o densitate critică, ceea ce înseamnă că devine mai plat. Deoarece inflația mărește universul cu un factor colosal, vedem doar o mică parte din el. Această regiune observabilă pare plată, asemănătoare cu Pământul nostru, care, de asemenea, pare plată când este privită aproape de suprafață.

Deci, o perioadă scurtă de inflație face universul mare, fierbinte, uniform și plat, creând exact genul de condiții inițiale necesare pentru cosmologia big bang standard.
Teoria inflației a început să cucerească lumea. Cât despre Gut însuși, statutul lui postdoctor s-a încheiat. A acceptat o ofertă de la alma mater-ul său, Massachusetts Institute of Technology, unde continuă să lucreze și astăzi.

Extras din cartea lui A. Vilenkin „Multe lumi într-una: Căutarea altor universuri”

Părea puțin probabil ca un ecou al evenimentelor care au avut loc în primele milisecunde ale nașterii Universului să poată ajunge la noi. Cu toate acestea, s-a dovedit a fi posibil.

Cosmologia, structura Universului, trecutul, prezentul și viitorul lumii noastre - aceste întrebări au ocupat întotdeauna cele mai bune minți umanitatea. Pentru dezvoltarea cosmologiei și a științei în general, este extrem de important să înțelegem Universul ca întreg. Un rol deosebit îl joacă verificarea experimentală a construcțiilor abstracte, confirmarea lor prin date observaționale, înțelegerea și compararea rezultatelor cercetării și evaluarea adecvată a anumitor teorii. Acum ne aflăm în mijlocul căii care duce de la rezolvarea ecuațiilor lui Einstein la cunoașterea secretului nașterii și vieții Universului.

Următorul pas pe această cale a fost făcut de creatorul teoriei inflației haotice, absolvent al Universității de Stat din Moscova, acum profesor la Universitatea Stanford, Andrey Dmitrievich Linde, care a adus o contribuție semnificativă la înțelegerea celei mai timpurii etape de dezvoltare a Universul. Timp de mulți ani a lucrat într-unul dintre cei mai mari cadre academice instituțiile rusești- Institutul de Fizică. Academia de Științe Lebedev (FIAN), a studiat consecințele teoriilor moderne ale particulelor elementare, lucrând împreună cu profesorul David Abramovici Kirzhnits.

În 1972, Kirzhnits și Linde au ajuns la concluzia că în universul timpuriu au existat tranziții de fază deosebite, când diferențele dintre tipuri diferite interacțiunile au dispărut brusc: interacțiunile puternice și electroslabe s-au contopit într-o singură forță. ( teorie unificată interacțiuni slabe și electromagnetice efectuate de quarci și leptoni prin schimbul de fotoni fără masă (interacțiune electromagnetică) și intermediari grei bozoni vectoriali(interacțiune slabă), creată la sfârșitul anilor 1960. Steven Weinberg, Sheldon Glashow și Abdus Salam.) Ulterior, Linde s-a concentrat pe studierea proceselor chiar și în stadiile mai timpurii ale dezvoltării Universului, în primele 10-30 de secunde după nașterea acestuia. Anterior, părea puțin probabil ca un ecou al evenimentelor care au avut loc în primele milisecunde ale nașterii Universului să poată ajunge la noi. Cu toate acestea, în anul trecut metode moderne Observațiile astronomice au făcut posibil să privim în trecutul îndepărtat.

Probleme de cosmologie

Având în vedere teoria Big Bang-ului, cercetătorii s-au confruntat cu probleme care anterior erau percepute ca metafizice. Cu toate acestea, întrebările au apărut invariabil și au cerut răspunsuri.

Ce s-a întâmplat când nu era nimic? Dacă universul s-a născut dintr-o singularitate, atunci nu a existat la un moment dat. În „Fizica teoretică” de Landau și Lifshitz se spune că soluția ecuațiilor lui Einstein nu poate fi continuată în regiunea timpului negativ și, prin urmare, în cadrul teoriei generale a relativității, întrebarea „Ce a fost înainte de nașterea lui”. Universul?" nu are sens. Cu toate acestea, această întrebare continuă să ne entuziasmeze pe toți.

Se intersectează liniile paralele? La școală ne-au spus că nu. Cu toate acestea, când vine vorba de cosmologie, răspunsul nu este atât de clar. De exemplu, într-un univers închis similar cu suprafața unei sfere, liniile care erau paralele la ecuator se intersectează la nord și polii sudici. Deci Euclid are dreptate? De ce universul pare a fi plat? A fost așa de la început? Pentru a răspunde la aceste întrebări, este necesar să stabilim cum era Universul într-un stadiu foarte incipient de dezvoltare.

De ce este universul omogen? De fapt, acest lucru nu este adevărat. Există galaxii, stele și alte neomogenități. Dacă te uiți la acea parte a universului care se află în raza de viziune a telescoapelor moderne și analizezi densitate medie distribuția materiei la scară cosmică, se dovedește că este aceeași în toate direcțiile cu o precizie de 10 -5 . De ce este universul omogen? De ce în părți diferite Se aplică aceleași legi ale fizicii și universului? De ce este universul atât de mare? De unde a venit energia necesară pentru a o crea?

Îndoielile au apărut întotdeauna și cu cât oamenii de știință au aflat mai mulți despre structura și istoria existenței lumii noastre, mai multe întrebări rămas fără răspuns. Cu toate acestea, oamenii au încercat să nu se gândească la ele, percepând un Univers mare omogen și linii paralele neintersectate ca date, nesupuse discuției. Ultima picătură care ia forțat pe fizicieni să-și reconsidere atitudinea față de teoria Universului timpuriu a fost problema monopolurilor relicvelor.

Existența monopolurilor magnetice a fost propusă în 1931 de către fizicianul teoretician englez Paul Dirac. Dacă astfel de particule există cu adevărat, atunci ele sarcina magnetica trebuie să fie un multiplu al unora valoare dată, care, la rândul său, este determinată de mărimea fundamentală incarcare electrica. Timp de aproape o jumătate de secol, acest subiect a fost practic uitat, dar în 1975 s-a făcut o declarație senzațională că monopol magnetic descoperit în raze cosmice. Informația nu a fost confirmată, dar mesajul a trezit interesul față de problemă și a contribuit la dezvoltarea unui nou concept.

Conform unei noi clase de teorii ale particulelor elementare care au apărut în anii 1970, monopolurile ar putea apărea în Universul timpuriu ca urmare a tranzițiilor de fază prezise de Kirzhnits și Linde. Masa fiecărui monopol este de un milion de miliarde de ori mai multa masa proton. În 1978–1979 Zeldovich, Khlopov și Preskill au descoperit că s-au născut destul de multe astfel de monopoluri, astfel că acum ar exista un monopol pentru fiecare proton, ceea ce înseamnă că Universul ar fi foarte greu și ar trebui să se prăbușească rapid sub propria greutate. Faptul că încă mai existăm infirmă această posibilitate.

Revizuirea teoriei universului timpuriu

Răspunsul la majoritatea acestor întrebări a fost obținut abia după apariția teoriei inflaționiste.

Teoria inflaţiei are poveste lungă. Prima teorie de acest tip a fost propusă în 1979 de către Aleksey Aleksandrovich Starobinsky, membru corespondent al Academiei Ruse de Științe. Teoria lui era destul de complexă. Spre deosebire de lucrările ulterioare, ea nu a încercat să explice de ce universul este mare, plat, omogen, izotrop. Cu toate acestea, ea avea multe trăsături importante. cosmologie inflaționistă.

În 1980, un angajat al Institutului de Tehnologie din Massachusetts, Alan Goose ( Alan Guth) în articolul „Universul umflat: Soluție posibilă probleme de orizont și planeitate” subliniat scenariu interesant univers în expansiune. Principala sa diferență față de teoria tradițională a Big Bang a fost descrierea nașterii universului în perioada 10-35-10-32 s. Gus a sugerat că în acest moment universul se afla într-o stare a așa-numitului vid „fals”, în care densitatea sa de energie era excepțional de mare. Prin urmare, expansiunea a avut loc mai rapid decât conform teoriei Big Bang. Această etapă de expansiune exponențial rapidă a fost numită inflație (inflație) a Universului. Apoi vidul fals s-a dezintegrat, iar energia sa a trecut în energia materiei obișnuite.

Teoria lui Goose s-a bazat pe teoria tranzițiilor de fază în universul timpuriu dezvoltată de Kirzhnits și Linde. Spre deosebire de Starobinsky, Gus și-a propus să explice, folosind un principiu simplu, de ce universul este mare, plat, omogen, izotrop și, de asemenea, de ce nu există monopoluri. O etapă de inflație ar putea rezolva aceste probleme.

Din păcate, după prăbușirea vidului fals din modelul Goos, Universul s-a dovedit a fi fie foarte neomogen, fie gol. Faptul este că dezintegrarea unui vid fals, precum apa clocotită într-un ibric, a avut loc din cauza formării bulelor unei noi faze. Pentru ca energia eliberată în acest caz să fie convertită în energia termică a Universului, a fost necesar ca pereții bulelor uriașe să se ciocnească, iar acest lucru ar fi trebuit să ducă la o încălcare a uniformității și izotropiei Universului după inflație. , ceea ce contrazice problema pusă.

Deși modelul Gus nu a funcționat, a stimulat dezvoltarea de noi scenarii pentru un univers umflat.

Noua teorie inflaționistă

La mijlocul anului 1981, Linde a propus prima versiune a unui nou scenariu pentru un univers în expansiune, bazată pe o analiză mai detaliată a tranzițiilor de fază în modelul Grand Unification. El a ajuns la concluzia că, în unele teorii, expansiunea exponențială nu se termină imediat după formarea bulelor, astfel încât inflația poate merge nu numai înainte de tranziția de fază cu formarea de bule, ci și după, deja în interiorul acestora. În acest scenariu, partea observabilă a Universului este considerată a fi cuprinsă într-o singură bulă.

În noul scenariu, Linde a arătat că încălzirea după umflare are loc datorită creării de particule în timpul oscilațiilor câmpului scalar (vezi mai jos). Astfel, ciocnirile pereților bulelor, generând neomogenități, au devenit inutile și astfel s-a rezolvat problema omogenității și izotropiei la scară largă a Universului.

Noul scenariu conținea două puncte cheie: în primul rând, proprietățile stării fizice din interiorul bulelor ar trebui să se schimbe lent pentru a asigura inflația în interiorul bulei; în al doilea rând, pentru mai mult stadii târzii trebuie să existe procese care să asigure încălzirea Universului după trecerea de fază. Un an mai târziu, cercetătorul și-a revizuit abordarea, propusă în noua teorie inflaționistă, și a ajuns la concluzia că tranzițiile de fază nu sunt deloc necesare, precum și suprarăcirea și vidul fals, de la care a plecat Alan Hus. A fost un șoc emoțional, pentru că a fost necesar să se abandoneze ideile despre Universul fierbinte care erau considerate adevărate, tranziții de fazăși hipotermie. Era necesar să se găsească Metoda noua rezolvarea problemelor. Apoi a fost prezentată teoria inflației haotice.

Inflație haotică

Ideea care stă la baza teoriei lui Linde a inflației haotice este foarte simplă, dar pentru a o explica, trebuie să introducem conceptul de câmp scalar. Există câmpuri direcționale - electromagnetice, electrice, magnetice, gravitaționale, dar poate mai exista cel puțin unul - scalar, care nu este direcționat nicăieri, ci este pur și simplu o funcție de coordonate.

Cel mai apropiat (deși nu exact) analog al unui câmp scalar este potențialul electrostatic. Tensiunea din rețelele electrice ale Statelor Unite este de 110 V, iar în Rusia este de 220 V. Dacă o persoană s-a ținut de firul american cu o mână și de cel rusesc cu cealaltă, diferența de potențial l-ar ucide. Dacă tensiunea ar fi aceeași peste tot, nu ar exista nicio diferență de potențial și nici un curent nu ar circula. Deci într-un câmp scalar constant nu există nicio diferență de potențial. Prin urmare, nu putem vedea un câmp scalar constant: arată ca un vid, care în unele cazuri poate avea densitate mare energie.

Se crede că fără câmpuri de acest tip este foarte dificil să se creeze o teorie realistă a particulelor elementare. În ultimii ani, au fost descoperite aproape toate particulele prezise de teoria interacțiunilor electroslabe, cu excepția celei scalare. Căutarea unor astfel de particule este unul dintre obiectivele principale ale uriașului accelerator aflat în prezent în construcție la CERN, Elveția.

Câmpul scalar a fost prezent în aproape toate scenariile inflaționiste. Gus a sugerat exploatarea potențialului cu câteva scăderi profunde. Noua teorie inflaționistă a lui Linde avea nevoie de un potențial cu aproape vârf plat, dar mai târziu, în scenariul inflației haotice, s-a dovedit că este suficient să luați parabola obișnuită și totul funcționează.

Luați în considerare cel mai simplu câmp scalar, densitatea energie potențială care este proporțională cu pătratul mărimii sale, la fel cum energia unui pendul este proporțională cu pătratul abaterii sale de la poziția de echilibru:

Un câmp mic nu va ști nimic despre Univers și va începe să fluctueze aproape de minimul său. Cu toate acestea, dacă câmpul este suficient de mare, atunci se va rostogoli în jos foarte încet, accelerând Universul datorită energiei sale. La rândul său, viteza Universului (și nu orice particule) va încetini căderea câmpului scalar.

Astfel, un câmp scalar mare duce la o rată mare de expansiune a Universului. Rata mare de expansiune a Universului previne scăderea câmpului și astfel nu permite scăderea densității de energie potențială. DAR densitate mare energia continuă să accelereze universul cu o viteză din ce în ce mai mare. Acest regim autosusținut duce la inflație, la expansiunea exponențial rapidă a Universului.

Pentru a explica acest efect uimitor, este necesar să rezolvăm împreună ecuația Einstein pentru factorul de scară al Universului:

și ecuația de mișcare pentru câmpul scalar:

Aici H este așa-numita constantă Hubble, proporțională cu densitatea de energie a câmpului scalar de masă m (această constantă depinde de fapt de timp); G - constantă gravitațională.

Cercetătorii s-au gândit deja la modul în care câmpul scalar se va comporta în vecinătatea unei găuri negre și în timpul prăbușirii universului. Dar din anumite motive, modul de expansiune exponențială nu a fost găsit. Și ar fi trebuit să scriu ecuație completă pentru un câmp scalar, care în versiunea standard (adică fără a lua în considerare expansiunea Universului) arăta ca o ecuație pentru un pendul:

Dar a intervenit un termen suplimentar - forța de frecare, care era asociată cu geometria; nimeni nu a luat-o în calcul la început. Este produsul constantei Hubble și viteza câmpului:

Când constanta Hubble a fost mare, frecarea a fost, de asemenea, mare, iar câmpul scalar a scăzut foarte lent. Prin urmare, constanta Hubble, care este o funcție a câmpului scalar, a rămas aproape neschimbată mult timp. Soluția ecuației Einstein cu o constantă Hubble care variază lent descrie un univers cu expansiune rapidă exponențială.

Această etapă a expansiunii exponențiale rapide a Universului se numește inflație.

Cum diferă acest regim de expansiunea obișnuită a Universului plin cu materie obișnuită? Să presupunem că universul plin de praf s-a extins de 2 ori. Apoi volumul său a crescut de 8 ori. Aceasta înseamnă că în 1 cm 3 există de 8 ori mai puțin praf. Dacă rezolvăm ecuația lui Einstein pentru un astfel de univers, se dovedește că după Big Bang densitatea materiei a scăzut rapid, iar rata de expansiune a universului a scăzut rapid.

Același lucru ar fi valabil și pentru un câmp scalar. Dar atâta timp cât câmpul a rămas foarte mare, s-a susținut singur, precum baronul Munchausen care s-a scos din mlaștină cu coada de porc. Acest lucru a fost posibil datorită forței de frecare, care a fost semnificativă la valori mari ale câmpului. În conformitate cu teoriile unui nou tip, universul sa extins rapid, iar câmpul a rămas aproape neschimbat; în consecință, nici densitatea de energie nu s-a modificat. Deci expansiunea a fost exponențială.

Treptat, câmpul a scăzut, constanta Hubble a scăzut și ea, frecarea a devenit mică, iar câmpul a început să oscileze, generând particule elementare. Aceste particule s-au ciocnit, au schimbat energie și au ajuns treptat la o stare de echilibru termodinamic. Drept urmare, universul a devenit fierbinte.

Cândva, universul era fierbinte de la început. La această concluzie s-a ajuns prin studierea radiației cu microunde, care a fost interpretată ca o consecință a Big Bang-ului și a răcirii ulterioare. Apoi au început să creadă că la început Universul era fierbinte, apoi a apărut inflația, iar după aceasta Universul a devenit din nou fierbinte. Cu toate acestea, în teoria inflației haotice, prima etapă fierbinte s-a dovedit a fi inutilă. Dar de ce avem nevoie de o etapă de inflație, dacă la sfârșitul acestei etape Universul a devenit oricum fierbinte, ca în vechea teorie a Big Bang-ului?

Expansiune exponențială

Există trei modele simple ale Universului: plat, deschis și închis. Un univers plat este ca suprafața unei mese plate; liniile paralele într-un astfel de univers rămân întotdeauna paralele. Universul deschis este similar cu suprafața unui hiperboloid, iar universul închis este similar cu suprafața unei mingi. Liniile paralele într-un astfel de univers se intersectează la polii nord și sud.

Să presupunem că trăim într-un univers închis, care la început a fost mic ca o minge. Conform teoriei Big Bang, a crescut la o dimensiune decentă, dar a rămas relativ mică. Și conform teoriei inflaționiste, o minge minuscul rezultat dintr-o explozie exponențială într-un foarte un timp scurt devenit imens. Fiind pe el, observatorul ar vedea o suprafață plană.

Imaginați-vă Himalaya, unde există multe margini diferite, crăpături, abisuri, goluri, bolovani, adică eterogenități. Dar dintr-o dată, cineva sau ceva într-un mod absolut incredibil a crescut munții în proporții gigantice, sau ne-am micșorat, ca Alice în Țara Minunilor. Apoi, fiind în vârful Everestului, vom vedea că este complet plat - s-a întins, parcă, iar neomogenitățile au încetat să mai aibă vreo semnificație. Munții rămân, dar pentru a urca măcar un metru trebuie să mergi incredibil de departe. Astfel, problema omogenității poate fi rezolvată. Acest lucru explică și de ce universul este plat, de ce liniile paralele nu se intersectează și de ce monopolurile nu există. Liniile paralele se pot încrucișa și pot exista monopoluri, dar doar atât de departe încât să nu putem vedea.

Apariția galaxiilor

Micul univers a devenit colosal și totul a devenit omogen. Dar ce zici de galaxii? S-a dovedit că în timpul expansiunii exponențiale a Universului, mici fluctuații cuantice care există întotdeauna, chiar și în spațiu gol, datorită principiului incertitudinii mecanice cuantice, s-a întins la dimensiuni colosale și s-a transformat în galaxii. Conform teoriei inflaționiste, galaxiile sunt rezultatul unor fluctuații cuantice crescute, adică zgomot cuantic îmbunătățit și înghețat.

Pentru prima dată această posibilitate uimitoare a fost subliniată de cercetătorii FIAN Vyacheslav Fedorovich Mukhanov și Gennadiy Vasil'evich Chibisov într-o lucrare bazată pe modelul propus în 1979 de Starobinsky. La scurt timp după aceea, un mecanism similar a fost descoperit în noul scenariu inflaționist și în teoria inflației haotice.

Cer punctat

Fluctuațiile cuantice au dus nu numai la nașterea galaxiilor, ci și la apariția anizotropiei radiației cosmice de fond cu microunde cu o temperatură de aproximativ 2,7 K, care ne vine din regiuni îndepărtate Univers.

Tehnologiile moderne îi ajută pe oamenii de știință să studieze radiațiile relicve. sateliți artificiali Pământ. Cele mai valoroase date au fost obținute folosind sonda spațială WMAP ( Sondă de anizotropie Wilkinson pentru microunde), numit după astrofizicianul David Wilkinson ( David Wilkinson). Rezoluția echipamentului său este de 30 de ori mai mare decât cea a predecesorului său - nava spatiala COBE.

Se credea anterior că temperatura cerului era de 2,7 K peste tot, dar WMAP a reușit să o măsoare la 10-5 K cu rezoluție unghiulară mare. Conform datelor obținute pentru primii 3 ani de observații, cerul s-a dovedit a fi neomogen: undeva cald, iar undeva mai rece. Cele mai simple modele ale teoriei inflaționiste au prezis ondulații pe cer. Dar până când telescoapele și-au fixat reperarea, a fost observată doar o radiație de trei grade, care a servit drept cea mai puternică confirmare a teoriei unui Univers fierbinte. Acum s-a dovedit că teoria unui univers fierbinte nu este suficientă.

A fost posibil să se obțină fotografii cu fluctuații cuantice umflate, care au apărut la 10-30 s după nașterea universului și au supraviețuit până în zilele noastre. Cercetătorii nu numai că au detectat pete de cer, dar au studiat și spectrul de pete, adică intensitatea semnalului în diferite direcții unghiulare.

Rezultatele măsurătorilor de înaltă precizie ale polarizării radiațiilor efectuate cu ajutorul WMAP au confirmat teoria expansiunii Universului și au făcut posibilă stabilirea când a avut loc ionizarea gazului intergalactic, cauzată de primele stele. Informațiile primite de la satelit au confirmat poziția teoriei inflaționiste conform căreia trăim într-un univers mare plat.

În figură, linia roșie arată predicția teoriei inflației, iar punctele negre corespund datelor experimentale WMAP. Dacă Universul nu ar fi plat, atunci vârful graficului ar fi la dreapta sau la stânga.

Etern și nesfârșit

Să ne uităm din nou la figura care arată cel mai simplu potențial al unui câmp scalar (vezi mai sus). Într-o regiune în care câmpul scalar este mic, acesta oscilează și universul nu se extinde exponențial. Într-o regiune în care câmpul este suficient de puternic, acesta cade încet și apar mici fluctuații pe el. În acest moment, există o expansiune exponențială și există un proces de inflație. Dacă câmpul scalar ar fi și mai mare (marcat cu albastru pe grafic), atunci cu greu ar scădea din cauza frecării uriașe, fluctuațiile cuantice ar fi uriașe, iar Universul ar putea deveni fractal.

Imaginați-vă că Universul se extinde rapid și, la un moment dat, câmpul scalar, în loc să se rostogolească la minimul de energie, sare în sus din cauza fluctuațiilor cuantice (vezi mai sus). Acolo unde câmpul a sărit, universul se extinde exponențial mai repede. Este puțin probabil ca un câmp joase să sară, dar cu cât este mai mare, cu atât este mai mare probabilitatea unei astfel de evoluții a evenimentelor și, prin urmare, un volum exponențial mai mare. zona noua. În fiecare dintre aceste zone plate, câmpul poate sări, ceea ce duce la crearea de noi părți ale universului cu creștere exponențială. Ca urmare a acestui fapt, în loc să arate ca o minge uriașă în creștere, lumea noastră devine ca un copac în continuă creștere, constând din multe astfel de bile.

Teoria inflaționistă ne oferă singura explicație cunoscută în prezent pentru omogenitatea părții observabile a universului. Paradoxal, aceeași teorie prezice că, la scară extrem de mare, Universul nostru este absolut neomogen și arată ca un fractal uriaș.

Figura arată schematic modul în care o regiune care se umflă a Universului generează din ce în ce mai multe părți ale sale. În acest sens, devine etern și auto-regenerator.

Proprietățile spațiu-timpului și legile interacțiunii particulelor elementare între ele în zone diferite Universul poate fi diferit, precum și dimensiunile spațiului și tipurile de vid.

Acest fapt merită o explicație mai detaliată. Conform celei mai simple teorii cu un minim de energie potențială, câmpul scalar coboară până la acest minim. Cu toate acestea, versiunile mai realiste permit multe scăderi cu fizică diferită, care este similar cu apa care poate fi găsită în diferite state: lichid, gazos și solid. Diferite părți ale universului pot fi, de asemenea, în diferite stări de fază; acest lucru este posibil în teoria inflaționistă chiar și fără fluctuații cuantice.

Următorul pas, bazat pe studiul fluctuațiilor cuantice, este teoria unui univers de autovindecare. Această teorie ia în considerare procesul de recreare constantă a zonelor de umflătură și salturi cuantice de la o stare de vid la alta, sortând diferite posibilități și dimensiuni.

Astfel, Universul devine etern, infinit și divers. Întregul univers nu se va prăbuși niciodată. Cu toate acestea, acest lucru nu înseamnă că nu există singularități. Dimpotrivă, o parte semnificativă a volumului fizic al Universului este întotdeauna într-o stare apropiată de singular. Dar, din moment ce volume diferite trec în momente diferite, nu există un singur sfârșit al spațiu-timpului, după care toate regiunile dispar. Și atunci întrebarea pluralității lumilor în timp și spațiu capătă un cu totul alt sens: Universul se poate reproduce la infinit în toate stările sale posibile.

Această afirmație, care s-a bazat pe lucrările lui Linde din 1986, a căpătat un nou sens în urmă cu câțiva ani, când teoreticienii corzilor (candidatul principal pentru teoria tuturor forțelor fundamentale) au ajuns la concluzia că 10 100 -10 1000 sunt posibile în această teorie. stări de vid. Aceste stări diferă datorită diversității extraordinare a structurii posibile a lumii la distanțe ultra-mici.

Împreună cu teoria unui Univers inflaționist cu autovindecare, aceasta înseamnă că Universul în timpul inflației se sparge în infinit de părți cu un număr incredibil de mare de proprietăți diferite. Cosmologii numesc acest scenariu teoria multiversului inflaționist etern ( multivers), iar teoreticienii corzilor îl numesc un peisaj de corzi.

Acum 25 de ani, cosmologia inflaționistă arăta ca ceva la mijloc teoria fizicăși operă științifico-fantastică. De-a lungul timpului, multe dintre predicțiile acestei teorii au fost testate și ea a dobândit treptat caracteristicile unei paradigme cosmologice standard. Dar e prea devreme pentru a te calma. Această teorie continuă să evolueze și să se schimbe rapid. Problema principală este dezvoltarea modelelor de cosmologie inflaționistă bazate pe versiuni realiste ale teoriei particulelor elementare și ale teoriei corzilor. Această problemă poate face obiectul unui raport separat.

După ce am aflat despre teoria Big Bang, mi-am pus întrebarea, de unde a explodat?
Întrebarea originii Universului cu toate proprietățile sale cunoscute și totuși necunoscute a fost o preocupare pentru om din timpuri imemoriale. Dar abia în secolul al XX-lea, după descoperirea expansiunii cosmologice, problema evoluției universului a început să devină treptat mai clară. Datele științifice recente au condus la concluzia că universul nostru s-a născut acum 15 milioane de ani, ca urmare a Big Bang-ului. Dar ce anume a explodat în acel moment și ceea ce, de fapt, a existat înainte de Big Bang, a rămas încă un mister. Teoria inflaționistă a apariției lumii noastre, creată în secolul al XX-lea, a făcut posibilă realizarea unor progrese semnificative în rezolvarea acestor probleme, tabloul general al primelor momente ale Universului este deja bine desenat astăzi, deși multe probleme încă așteaptă. în aripi.
Până la începutul secolului trecut, existau doar două puncte de vedere asupra originii Universului nostru. Oamenii de știință credeau că este etern și neschimbător, iar teologii spuneau că lumea a fost creată și va avea un sfârșit. Secolul al XX-lea, după ce a distrus mult din ceea ce fusese creat în mileniile precedente, a reușit să dea propriile răspunsuri la majoritatea întrebărilor care au ocupat mintea oamenilor de știință din trecut. Și poate unul dintre cele mai mari realizări a secolului trecut este clarificarea întrebării cum a apărut Universul în care trăim și ce ipoteze există despre viitorul său. Un simplu fapt astronomic - expansiunea Universului nostru - a condus la o revizuire completă a tuturor conceptelor cosmogonice și la dezvoltarea fizică nouă- fizica lumilor emergente și care dispar. Cu doar 70 de ani în urmă, Edwin Hubble a descoperit că lumina din galaxiile mai îndepărtate este „mai roșie” decât lumina din cele mai apropiate. Mai mult, viteza recesiunii s-a dovedit a fi proporțională cu distanța de la Pământ (legea de expansiune a lui Hubble). Acest lucru a fost descoperit datorită efectului Doppler (dependența lungimii de undă a luminii de viteza sursei de lumină). Deoarece galaxiile mai îndepărtate par mai „roșii”, s-a presupus că se îndepărtează cu un ritm mai rapid. Apropo, nu stelele și chiar galaxiile individuale se împrăștie, ci grupurile de galaxii. Cele mai apropiate stele și galaxii sunt conectate între ele prin forțe gravitaționale și formează structuri stabile. Mai mult, în orice direcție ai privi, grupuri de galaxii se împrăștie de pe Pământ cu aceeași viteză și poate părea că Galaxia noastră este centrul Universului, dar nu este așa. Oriunde se află observatorul, el va vedea peste tot aceeași imagine - toate galaxiile fug de el. Dar o astfel de expansiune a materiei trebuie să aibă un început. Aceasta înseamnă că toate galaxiile trebuie să se fi născut în același punct. Calculele arată că acest lucru s-a întâmplat acum aproximativ 15 miliarde de ani. În momentul unei astfel de explozii, temperatura era foarte ridicată și ar fi trebuit să apară multe cuante de lumină. Desigur, totul se răcește în timp, iar cuantele se împrăștie în spațiul în curs de dezvoltare, dar ecourile Big Bang-ului ar fi trebuit să supraviețuiască până astăzi. Prima confirmare a faptului exploziei a venit în 1964, când radioastronomii americani R. Wilson și A. Penzias au descoperit radiații electromagnetice relicve cu o temperatură de aproximativ 3° Kelvin (–270°C). Această descoperire, neașteptată pentru oamenii de știință, a fost cea care i-a convins că Big Bang-ul a avut loc cu adevărat și că Universul a fost foarte fierbinte la început. Teoria Big Bang a ajutat la explicarea multor probleme cu care se confruntă cosmologia. Dar, din păcate, sau poate din fericire, a ridicat și o serie de întrebări noi. În special: Ce s-a întâmplat înainte de Big Bang? De ce spațiul nostru are curbură zero și de ce este corectă geometria lui Euclid, care este studiată la școală? Dacă teoria Big Bang este corectă, atunci de ce dimensiunea actuală a universului nostru este mult mai mare decât 1 centimetru prezis de teorie? De ce este Universul surprinzător de omogen, în timp ce în orice explozie materia se împrăștie în diferite direcții extrem de neuniform? Ce a dus la încălzirea inițială a Universului la o temperatură inimaginabilă de peste 10 13 K?
Toate acestea au indicat că teoria Big Bang a fost incompletă. Pentru mult timp părea că e imposibil să mergi mai departe. În urmă cu doar un sfert de secol, datorită muncii fizicienilor ruși E. Gliner și A. Starobinsky, precum și americanului A. Gus, a fost descris un nou fenomen - expansiunea inflaționistă superrapidă a Universului. Descrierea acestui fenomen se bazează pe secțiuni bine studiate fizica teoretica- Teoria generală a relativității a lui Einstein și teoria cuantică a câmpurilor. Astăzi este general acceptat că această perioadă, numită „inflație”, a precedat Big Bang-ul.
Când încerci să dai o idee despre esență perioada initiala Viața Universului trebuie să funcționeze cu numere atât de ultra-mici și super-mari, încât imaginația noastră cu greu le percepe. Să încercăm să folosim o analogie pentru a înțelege esența procesului inflației.
Imaginați-vă un versant de munte acoperit de zăpadă, presărat cu obiecte mici eterogene - pietricele, ramuri și bucăți de gheață. Cineva din vârful acestei pante a făcut un mic bulgăre de zăpadă și l-a lăsat să se rostogolească pe munte. Mișcându-se în jos, bulgărele de zăpadă crește în dimensiune, deoarece noi straturi de zăpadă cu toate incluziunile se lipesc de el. Și decât marime mai mare bulgăre de zăpadă, cu atât va crește mai repede. Foarte curând, dintr-un mic bulgăre de zăpadă, se va transforma într-un bulgăre uriaș. Dacă panta se termină într-un abis, atunci el va zbura în ea cu o viteză din ce în ce mai mare. După ce a ajuns la fund, bulgărea va lovi fundul prăpastiei și componentele sale se vor împrăștia în toate direcțiile (apropo, o parte din energia cinetică a bulgărelui va merge pentru a încălzi mediul și a zbura zăpada).
Să descriem acum principalele prevederi ale teoriei folosind analogia de mai sus. În primul rând, fizicienii au trebuit să introducă un domeniu ipotetic, care se numea „inflaton” (de la cuvântul „inflație”). Acest câmp a umplut întreg spațiul (în cazul nostru, zăpadă pe pârtie). Din cauza fluctuațiilor aleatorii, a fost nevoie sensuri diferiteîn regiuni spațiale arbitrare și în momente diferite în timp. Nu s-a întâmplat nimic semnificativ până când s-a format accidental o configurație omogenă a acestui câmp cu o dimensiune mai mare de 10 -33 cm. În ceea ce privește Universul pe care îl observăm, se pare că a avut o dimensiune de 10 -27 cm în primele momente ale vieții sale.Se presupune că la astfel de scări sunt deja valabile legile de bază ale fizicii cunoscute de noi astăzi, deci este posibil să prezice comportamentul suplimentar al sistemului. Se pare că imediat după aceasta, regiunea spațială ocupată de fluctuație (din latinescul fluctuatio - „fluctuație”, abateri aleatorii mărimi fizice observate din valorile lor medii), începe să crească foarte rapid în dimensiune, iar câmpul de inflaton tinde să ia o poziție în care energia sa este minimă (bulgărele de zăpadă rulat). O astfel de expansiune durează doar 10 -35 de secunde, dar de această dată este suficient pentru ca diametrul Universului să crească de cel puțin 1027 de ori și până la sfârșitul perioadei inflaționiste Universul nostru a căpătat o dimensiune de aproximativ 1 cm. Inflația se termină atunci când câmpul de inflaton atinge un minim de energie - nu există unde să cadă. În acest caz, energia cinetică acumulată este convertită în energia particulelor născute și în expansiune, cu alte cuvinte, are loc încălzirea Universului. Acest moment este numit astăzi Big Bang.
Muntele menționat mai sus poate avea un relief foarte complex - mai multe coborâșuri diferite, văi dedesubt și tot felul de dealuri și denivelări. Bulgări de zăpadă (universuri viitoare) se nasc continuu în vârful muntelui din cauza fluctuațiilor câmpului. Fiecare bulgăre poate aluneca în oricare dintre minime, dând astfel naștere propriului univers cu parametri specifici. Mai mult, universurile pot diferi semnificativ unele de altele. proprietățile universului nostru uimitor adaptat pentru a da naştere la viata inteligenta. Este posibil ca alte universuri să nu fi fost la fel de norocoase.
Încă o dată, aș dori să subliniez că procesul descris de naștere a Universului „practic din nimic” se bazează pe calcule strict științifice. Cu toate acestea, orice persoană care se familiarizează mai întâi cu mecanismul inflaționist descris mai sus are multe întrebări.
Astăzi, universul nostru este format dintr-un număr mare de stele, ca să nu mai vorbim de masă ascunsă. Și ar putea părea că energia și masa totală a universului sunt enorme. Și este complet de neînțeles cum s-ar putea încadra toate acestea în volumul inițial de 10-99 cm3. Cu toate acestea, în Univers nu există doar materie, ci și un câmp gravitațional. Se știe că energia acestuia din urmă este negativă și, după cum sa dovedit, în Universul nostru, energia gravitației compensează exact energia conținută în particule, planete, stele și alte obiecte masive. Astfel, legea conservării energiei este perfect îndeplinită, iar energia totală și masa Universului nostru sunt practic egale cu zero. Această împrejurare explică parțial de ce Universul în curs de dezvoltare nu s-a transformat într-o gaură neagră imensă imediat după apariția sa. Masa sa totală a fost complet microscopică și la început pur și simplu nu a existat nimic de prăbușit. Și numai în stadiile ulterioare de dezvoltare au apărut aglomerări locale de materie, capabile să creeze astfel de câmpuri gravitaționale în apropierea lor, din care nici măcar lumina nu poate scăpa. În consecință, particulele din care sunt „făcute” stelele stadiul inițial dezvoltarea pur și simplu nu a existat. Particulele elementare au început să se nască în acea perioadă a dezvoltării Universului, când câmpul de inflaton a atins un minim de energie potențială și a început Big Bang-ul.
Suprafața ocupată de câmpul inflaton a crescut cu o viteză mult mai mare decât viteza luminii, dar acest lucru nu contrazice deloc teoria relativității a lui Einstein. mai rapid decat lumina numai corpurile materiale nu se pot mișca și înăuntru acest caz limita imaginară, nematerială, a regiunii în care s-a născut Universul se mișca (un exemplu mișcare superluminală este mișcarea unui punct luminos de pe suprafața Lunii în timpul rotației rapide a laserului care o iluminează).
Mai mult decât atât, mediul nu a rezistat deloc expansiunii spațiului acoperit de câmpul inflatonului în creștere din ce în ce mai rapidă, deoarece părea să nu existe pentru lumea în curs de dezvoltare. Teoria generală Relativitatea afirmă că imaginea fizică pe care o vede un observator depinde de locul în care se află și de modul în care se mișcă. Deci, poza descrisă mai sus este valabilă pentru „observatorul” aflat în interiorul acestei zone. Mai mult, acest observator nu va ști niciodată ce se întâmplă în afara regiunii spațiului în care se află. Un alt „observator”, privind această zonă din exterior, nu va găsi deloc expansiune. LA cel mai bun caz va vedea doar o mică scânteie, care, conform ceasului său, va dispărea aproape instantaneu. Chiar și cea mai sofisticată imaginație refuză să perceapă o astfel de imagine. Și totuși pare a fi adevărat. Cel puțin, așa cred oamenii de știință moderni, atrăgând încredere în legile naturii deja descoperite, a căror corectitudine a fost verificată în mod repetat.
Trebuie spus că acest câmp de inflație continuă să existe și să fluctueze. Dar numai noi, observatorii interni, nu suntem capabili să vedem acest lucru - la urma urmei, pentru noi, o zonă mică s-a transformat într-un Univers colosal, ale cărui limite nici măcar lumina nu le poate atinge.
Deci, imediat după sfârșitul inflației, un observator intern ipotetic ar vedea Universul plin de energie sub formă de particule materiale și fotoni. Dacă toată energia care ar putea fi măsurată de un observator intern este convertită într-o masă de particule, atunci vom obține aproximativ 1080 kg. Distanțele dintre particule cresc rapid datorită expansiunii generale. Forțele gravitaționale de atracție dintre particule își reduc viteza, astfel încât expansiunea universului după sfârșitul perioadei inflaționiste încetinește treptat.
Imediat după naștere, universul a continuat să crească și să se răcească. În același timp, s-a produs și răcirea, printre altele, din cauza expansiunii banale a spațiului. Radiatie electromagnetica caracterizată printr-o lungime de undă care poate fi asociată cu temperatura – cu atât mai mult lungime medie undele de radiație, cel temperatură mai scăzută. Dar dacă spațiul se extinde, atunci distanța dintre cele două „cocoașe” ale undei va crește și, în consecință, lungimea acesteia. Aceasta înseamnă că, în spațiul în expansiune, temperatura radiației trebuie să scadă și ea. Ceea ce confirmă cu tărie temperatura scazuta radiații relicve moderne.
Pe măsură ce se extinde, se schimbă și compoziția materiei care umple lumea noastră. Quarcii se unesc în protoni și neutroni, iar Universul este plin de lucruri deja familiare nouă. particule elementare- protoni, neutroni, electroni, neutrini și fotoni. Există și antiparticule. Proprietățile particulelor și ale antiparticulelor sunt aproape identice. S-ar părea că numărul lor ar trebui să fie același imediat după inflație. Dar apoi toate particulele și antiparticulele s-ar anihila reciproc și nu ar exista niciun material de construcție pentru galaxii și noi înșine. Și iar aici suntem norocoși. Natura s-a asigurat că există puțin mai multe particule decât antiparticule. Este datorită acestui lucru mica diferenta iar lumea noastră există. Iar radiația relicvă este doar o consecință a anihilării (adică anihilării reciproce) a particulelor și antiparticulelor. Desigur, în stadiul inițial, energia radiației a fost foarte mare, dar din cauza expansiunii spațiului și, ca urmare, a răcirii radiației, această energie a scăzut rapid. Acum, energia radiației relicve este de aproximativ zece mii de ori (de 104 ori) mai mică decât energia conținută în particulele elementare masive.
Treptat, temperatura universului a scăzut la 1010 K. Până în acest moment, vârsta universului era de aproximativ 1 minut. Abia acum protonii și neutronii s-au putut combina în nuclee de deuteriu, tritiu și heliu. Acest lucru s-a datorat reacțiilor nucleare, pe care oamenii le-au studiat deja bine, detonând bombe termonucleare și exploatând reactoare atomice pe Pământ. Prin urmare, se poate prezice cu încredere câte și ce elemente pot apărea într-o astfel de grămadă nucleară. S-a dovedit că abundența de elemente ușoare observată în prezent este în acord cu calculele. Asta înseamnă că știm legi fizice sunt aceleași în întreaga parte observabilă a Universului și așa au fost deja în primele secunde după apariția lumii noastre. Mai mult, aproximativ 98% din heliul existent în natură s-a format tocmai în primele secunde după Big Bang.
Imediat după naștere, Universul a trecut printr-o perioadă de dezvoltare inflaționistă - toate distanțele au crescut rapid (din punctul de vedere al observator intern). Cu toate acestea, densitatea de energie în diferite puncte din spațiu nu poate fi exact aceeași - unele neomogenități sunt întotdeauna prezente. Să presupunem că într-o anumită zonă energia este puțin mai mare decât în ​​cele învecinate. Dar, deoarece toate dimensiunile cresc rapid, atunci și dimensiunea acestei zone ar trebui să crească. După sfârșitul perioadei inflaționiste, această zonă extinsă va avea puțin mai multe particule decât spațiul din jurul ei, iar temperatura sa va fi puțin mai ridicată.
Dându-și seama de inevitabilitatea apariției unor astfel de zone, susținătorii teoriei inflaționiste s-au îndreptat către experimentatori: „este necesar să se detecteze fluctuațiile de temperatură...” - au afirmat aceștia. Și în 1992 această dorință a fost îndeplinită. Aproape simultan, satelitul rus „Relikt-1” și americanul „COBE” au detectat fluctuațiile necesare ale temperaturii radiației cosmice de fond cu microunde. După cum sa menționat deja, universul modern are o temperatură de 2,7 K, iar abaterile de temperatură constatate de oamenii de știință față de medie au fost de aproximativ 0,00003 K. Nu este surprinzător că astfel de abateri erau greu de detectat înainte. Deci teoria inflaționistă a primit o altă confirmare.
Odată cu descoperirea fluctuațiilor de temperatură, a apărut o altă oportunitate interesantă - de a explica principiul formării galaxiilor. La urma urmei, pentru a forte gravitationale materie comprimată, este nevoie de embrionul inițial - o zonă cu densitate crescută. Dacă materia este distribuită uniform în spațiu, atunci gravitația, precum măgarul lui Buridan, nu știe în ce direcție să acționeze. Dar tocmai zonele cu exces de energie sunt cele care generează inflație. Acum fortele gravitationale stiu asupra ce sa actioneze, si anume zonele mai dense create in perioada inflationista. Sub influența gravitației, aceste regiuni inițial puțin mai dense se vor micșora și tocmai din ele se vor forma stelele și galaxiile în viitor.
Momentul actual al evoluției Universului este extrem de bine adaptat pentru viață și va dura încă multe miliarde de ani. Stelele se vor naște și vor muri, galaxiile se vor roti și se vor ciocni, iar grupurile de galaxii vor zbura din ce în ce mai departe. Prin urmare, omenirea are suficient timp pentru auto-îmbunătățire. Adevărat, însuși conceptul de „acum” pentru astfel de vast univers, ca si al nostru, este prost definit. Așadar, de exemplu, viața quasarului observată de astronomi, îndepărtată de Pământ cu 10-14 miliarde de ani lumină, este separată de „acum” nostru doar de aceiași 10-14 miliarde de ani. Și cu cât privim mai departe în adâncurile Universului cu ajutorul diverselor telescoape, cu atât mai mult perioada timpurie Urmărim dezvoltarea lui.
Astăzi, oamenii de știință sunt capabili să explice majoritatea proprietăților universului nostru, de la 10 -42 de secunde până în prezent și nu numai. De asemenea, pot urmări formarea galaxiilor și pot prezice viitorul universului cu o oarecare încredere. Cu toate acestea, mai rămâne o serie de „mici” neînțelesuri. În primul rând, aceasta este esența masei ascunse (materia întunecată) și a energiei întunecate. În plus, există multe modele care explică de ce Universul nostru conține mult mai multe particule decât antiparticule și am dori să decidem în cele din urmă asupra alegerii unui model corect.
După cum ne învață istoria științei, de obicei „imperfecțiunile minore” se deschid alte căi dezvoltare, astfel încât generațiile viitoare de oameni de știință vor avea cu siguranță ceva de făcut. În plus, întrebări mai profunde sunt deja pe agenda fizicienilor și matematicienilor. De ce spațiul nostru este tridimensional? De ce toate constantele din natură sunt parcă „potrivite” astfel încât să apară viața inteligentă? Și ce este gravitația? Oamenii de știință încearcă deja să răspundă la aceste întrebări.
Și bineînțeles, lăsați loc pentru surprize. Nu trebuie uitat că descoperiri atât de fundamentale precum expansiunea Universului, prezența fotonilor relicve și a energiei în vid au fost făcute, s-ar putea spune, întâmplător și nu au fost așteptate de comunitatea științifică.