Как сформировалась вселенная. Краткая история представления о вселенной

Казалось маловероятным, что эхо событий, происходивших в первые миллисекунды рождения Вселенной, может дойти до нас. Однако это оказалось возможным.

Космология, строение Вселенной, прошлое, настоящее и будущее нашего мира - эти вопросы всегда занимали лучшие умы человечества. Для развития космологии, да и науки в целом, крайне важно понимание Вселенной как единого целого. Особую роль играют экспериментальная проверка абстрактных построений, подтверждение их наблюдательными данными, осмысление и сопоставление результатов исследований, адекватная оценка тех или иных теорий. Сейчас мы находимся на середине пути, который ведет от решения уравнений Эйнштейна к познанию тайны рождения и жизни Вселенной.

Очередной шаг на этом пути сделал создатель теории хаотической инфляции, воспитанник Московского государственного университета, ныне профессор Стэнфордского университета Андрей Дмитриевич Линде, внесший существенный вклад в понимание самой ранней стадии развития Вселенной. Многие годы он проработал в одном из ведущих академических российских институтов - Физическом институте им. Лебедева Академии наук (ФИАН), занимался следствиями современных теорий элементарных частиц, работая вместе с профессором Давидом Абрамовичем Киржницем.

В 1972 г. Киржниц и Линде пришли к выводу, что в ранней Вселенной происходили своеобразные фазовые переходы, когда различия между разными типами взаимодействий вдруг исчезали: сильные и электрослабые взаимодействия сливались в одну единую силу. (Единая теория слабого и электромагнитного взаимодействий, осуществляемых кварками и лептонами посредством обмена безмассовыми фотонами (электромагнитное взаимодействие) и тяжелыми промежуточными векторными бозонами (слабое взаимодействие), создана в конце 1960-х гг. Стивеном Вайнбергом, Шелдоном Глэшоу и Абдусом Саламом.) В дальнейшем Линде сосредоточился на изучении процессов на еще более ранних стадиях развития Вселенной, в первые 10 –30 с после ее рождения. Раньше казалось маловероятным, что до нас может дойти эхо событий, происходивших в первые миллисекунды рождения Вселенной. Однако в последние годы современные методы астрономических наблюдений позволили заглянуть в далекое прошлое.

Проблемы космологии

Рассматривая теорию Большого взрыва, исследователи сталкивались с проблемами, ранее воспринимавшимися как метафизические. Однако вопросы неизменно возникали и требовали ответов.

Что было тогда, когда ничего не было? Если Вселенная родилась из сингулярности, значит, когда-то ее не существовало. В «Теоретической физике» Ландау и Лифшица сказано, что решение уравнений Эйнштейна нельзя продолжить в область отрицательного времени, и потому в рамках общей теории относительности вопрос «Что было до рождения Вселенной?» не имеет смысла. Однако вопрос этот продолжает волновать всех нас.

Пересекаются ли параллельные линии? В школе нам говорили, что нет. Однако когда речь заходит о космологии, ответ не столь однозначен. Например, в замкнутой Вселенной, похожей на поверхность сферы, линии, которые были параллельными на экваторе, пересекаются на северном и южном полюсах. Так прав ли Евклид? Почему Вселенная кажется плоской? Была ли она такой с самого начала? Чтобы ответить на эти вопросы, необходимо установить, что представляла собой Вселенная на самом раннем этапе развития.

Почему Вселенная однородна? На самом деле это не совсем так. Существуют галактики, звезды и иные неоднородности. Если посмотреть на ту часть Вселенной, которая находится в пределах видимости современных телескопов, и проанализировать среднюю плотность распределения вещества в космических масштабах, окажется, что она одинакова во всех направлениях с точностью до 10 –5 . Почему же Вселенная однородна? Почему в разных частях Вселенной действуют одни и те же законы физики? Почему Вселенная такая большая? Откуда взялась энергия нужная для ее возникновения?

Сомнения возникали всегда, и чем больше ученые узнавали о строении и истории существования нашего мира, тем больше вопросов оставалось без ответов. Однако люди старались о них не думать, воспринимая большую однородную Вселенную и непересекающиеся параллельные линии как данность, не подлежащую обсуждению. Последней каплей, заставившей физиков пересмотреть отношение к теории ранней Вселенной, явилась проблема реликтовых монополей.

Существование магнитных монополей было предложено в 1931 г. английским физиком-теоретиком Полем Дираком. Если такие частицы действительно существует, то их магнитный заряд должен быть кратен некоторой заданной величине, которая, в свою очередь, определяется фундаментальной величиной электрического заряда. Почти на полвека эта тема была практически забыта, но в 1975 г. было сделано сенсационное заявление о том, что магнитный монополь обнаружен в космических лучах. Информация не подтвердилась, но сообщение вновь пробудило интерес к проблеме и способствовало разработке новой концепции.

Согласно новому классу теорий элементарных частиц, возникшему в 70-е гг., монополи могли появиться в ранней Вселенной в результате фазовых переходов предсказанных Киржницем и Линде. Масса каждого монополя в миллион миллиардов раз больше массы протона. В 1978–1979 гг. Зельдович, Хлопов и Прескилл обнаружили, что таких монополей рождалось довольно много, так что сейчас на каждый протон приходилось бы по монополю, а значит, Вселенная была бы очень тяжелой и должна была быстро сколлапсировать под своим собственным весом. Тот факт, что мы до сих пор существуем, опровергает такую возможность.

Пересмотр теории ранней Вселенной

Ответ на большую часть перечисленных вопросов удалось получить только после возникновения инфляционной теории.

Инфляционная теория имеет долгую историю. Первую теория такого типа предложил в 1979 году член-корреспондент РАН Алексей Александрович Старобинский. Его теория была довольно сложной. В отличие от последующих работ, она не пытались объяснить, почему Вселенная большая, плоская, однородная, изотропная. Тем не менее, она имела многие важные черты инфляционной космологии.

В 1980 г. сотрудник Массачусетского технологического института Алан Гус (Alan Guth ) в статье «Раздувающаяся Вселенная: возможное решение проблемы горизонта и плоскостности» изложил интересный сценарий раздувающейся Вселенной. Основным его отличием от традиционной теории Большого взрыва стало описание рождения мироздания в период с 10 –35 до 10 –32 с. Гус предположил, что в это время Вселенная была в состоянии так называемого «ложного» вакуума, при котором ее плотность энергии была исключительно велика. Поэтому расширение происходило быстрее, чем по теории Большого взрыва. Эта стадия экспоненциально быстрого расширения и была названа инфляцией (раздуванием) Вселенной. Затем ложный вакуум распадался, и его энергия переходила в энергию обычной материи.

Теория Гуса была основана на теории фазовых переходов в ранней Вселенной развитой Киржницем и Линде. В отличие от Старобинского, Гус ставил своей целью с помощью одного простого принципа объяснить, почему Вселенная большая, плоская, однородная, изотропная, а также почему монополей нет. Стадия инфляции могла бы решить эти проблемы.

К сожалению, после распада ложного вакуума в модели Гуса Вселенная оказывалась либо очень неоднородной, либо пустой. Дело в том, что распад ложного вакуума, как кипение воды в чайнике, происходил за счет образования пузырьков новой фазы. Для того чтобы выделяемая при этом энергия перешла в тепловую энергию Вселенной, необходимо было столкновение стенок огромных пузырей, а это должно было бы приводить к нарушению однородности и изотропности Вселенной после инфляции, что противоречит поставленной задаче.

Несмотря на то, что модель Гуса не работала, она стимулировала разработку новых сценариев раздувающейся Вселенной.

Новая инфляционная теория

В середине 1981 г. Линде предложил первый вариант нового сценария раздувающейся Вселенной, основывающийся на более детальном анализе фазовых переходов в модели Великого объединения. Он пришел к выводу, что в некоторых теориях экспоненциальное расширение не заканчивается сразу после образования пузырьков, так что инфляция может идти не только до фазового перехода с образованием пузырьков, но и после, уже внутри них. В рамках этого сценария наблюдаемая часть Вселенной считается содержащейся внутри одного пузырька.

В новом сценарии Линде показал, что разогрев после раздувания происходит за счет рождения частиц во время колебаний скалярного поля (см. ниже). Таким образом, соударения стенок пузырьков, порождающих неоднородности, стали не нужны, и тем самым была решена проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной.

Новый сценарий содержал два ключевых момента: во-первых, свойства физического состояния внутри пузырьков должен меняться медленно, чтобы обеспечивалось раздувание внутри пузырька; во-вторых, на более поздних стадиях должны происходить процессы, обеспечивающие разогрев Вселенной после фазового перехода. Спустя год исследователь пересмотрел свой подход, предложенный в новой инфляционной теории, и пришел к выводу, что фазовые переходы вообще не нужны, равно как переохлаждение и ложный вакуум, с которого начинал Алан Гус. Это был эмоциональный шок, т. к. предстояло отказаться от считавшихся истинными представлений о горячей Вселенной, фазовых переходах и переохлаждении. Необходимо было найти новый способ решения проблемы. Тогда была выдвинута теория хаотической инфляции.

Хаотическая инфляция

Идея, лежащая в основе теории хаотической инфляции Линде, очень проста, но для того чтобы ее объяснить, нужно ввести понятие скалярного поля. Существуют направленные поля - электромагнитное, электрическое, магнитное, гравитационное, но может быть по крайней мере еще одно - скалярное, которое никуда не направлено, а представляет собой просто функцию координат.

Самым близким (хотя и не точным) аналогом скалярного поля является электростатический потенциал. Напряжение в электрических сетях США - 110 В, а в России - 220 В. Если бы человек одной рукой держался за американский провод, а другой - за российский, его бы убила разница потенциалов. Если бы напряжение везде было одинаковым, не было бы разницы потенциалов и ток бы не тек. Так вот в постоянном скалярном поле разницы потенциалов нет. Поэтому мы не можем увидеть постоянное скалярное поле: оно выглядит как вакуум, который в некоторых случаях может обладать большой плотностью энергии.

Считается, что без полей такого типа очень трудно создать реалистичную теорию элементарных частиц. В последние годы были обнаружены практически все частицы, предсказанные теорией электрослабых взаимодействий, кроме скалярной. Поиск таких частиц - одна из основных целей огромного ускорителя, строящегося сейчас в ЦЕРНе, Шейцария.

Скалярное поле присутствовало практически во всех инфляционных сценариях. Гус предложил использовать потенциал с несколькими глубокими минимумами. Новой инфляционной теории Линде требовался потенциал с почти плоской вершиной, но позже, в сценарии хаотической инфляции, оказалось, что достаточно взять обычную параболу, и все срабатывает.

Рассмотрим простейшее скалярное поле, плотность потенциальной энергии которого пропорциональна квадрату его величины, подобно тому как энергия маятника пропорциональна квадрату его отклонения от положения равновесия:

Маленькое поле ничего не будет знать про Вселенную и станет колебаться вблизи своего минимума. Однако если поле будет достаточно велико, то оно будет скатываться вниз очень медленно, разгоняя Вселенную за счет своей энергии. В свою очередь, скорость движения Вселенной (а не какие-либо частицы) будет затормаживать падение скалярного поля.

Таким образом, большое скалярное поле приводит к большой скорости расширения Вселенной. Большая скорость расширения Вселенной мешает полю спадать и тем самым не дает плотности потенциальной энергии уменьшаться. А большая плотность энергии продолжает разгонять Вселенную со все большей скоростью. Этот самоподдерживающийся режим и приводит к инфляции, экспоненциально быстрому раздуванию Вселенной.

Чтобы объяснить этот удивительный эффект, необходимо совместно решить уравнение Эйнштейна для масштабного фактора Вселенной:

и уравнение движения для скалярного поля:

Здесь Н - так называемая постоянная Хаббла, пропорциональная плотности энергии скалярного поля массы m (эта постоянная на самом деле зависит от времени); G - гравитационная постоянная.

Исследователи уже рассматривали, как скалярное поле будет вести себя в окрестностях черной дыры и во время коллапса Вселенной. Но почему-то режим экспоненциального расширения не был найден. А следовало лишь написать полное уравнение для скалярного поля, которое в стандартном варианте (то есть без учета расширения Вселенной) выглядело как уравнение для маятника:

Но вмешался некоторый дополнительный член - сила трения, который был связан с геометрией; его сначала никто не учитывал. Он представляет собой произведение постоянной Хаббла на скорость движения поля:

Когда постоянная Хаббла была большой, трение тоже было велико, и скалярное поле уменьшалось очень медленно. Поэтому и постоянная Хаббла, являющаяся функцией скалярного поля, долгое время почти не менялась. Решение уравнения Эйнштейна с медленно меняющейся постоянной Хаббла описывает экспоненциально быстро расширяющуюся Вселенную.

Эта стадия экспоненциально быстрого расширения Вселенной и называется инфляцией.

Чем отличается этот режим от обычного расширения Вселенной заполненной обычным веществом? Предположим, что Вселенная, заполненная пылью, расширилась в 2 раза. Тогда ее объем вырос в 8 раз. Значит, в 1 см 3 стало в 8 раз меньше пыли. Если решить уравнение Эйнштейна для такой Вселенной, то окажется, что после Большого взрыва плотность вещества быстро падала, а скорость расширения Вселенной быстро уменьшалась.

То же самое было бы и со скалярным полем. Но пока поле оставалось очень большим, оно само себя поддерживало, как барон Мюнхгаузен, вытаскивающий себя из болота за косичку. Это было возможным за счет силы трения, которая была существенна при больших значениях поля. В соответствии с теориями нового типа Вселенная быстро расширялась, а поле почти не менялось; соответственно, не менялась и плотность энергии. Значит, расширение шло экспоненциально.

Постепенно поле уменьшилось, постоянная Хаббла тоже уменьшилась, трение стало маленьким, и поле начало колебаться, порождая элементарные частицы. Эти частицы сталкивались, обменивались энергией и постепенно пришли в состояние термодинамического равновесия. В результате Вселенная стала горячей.

Раньше считалось, что Вселенная была горячей с самого начала. К этому выводу приходили, изучая микроволновое излучение, которое интерпретировали как следствие Большого взрыва и последующего остывания. Затем стали думать, что сначала Вселенная была горячей, потом произошла инфляция, и после нее Вселенная вновь стала горячей. Однако, в теории хаотической инфляции первая горячая стадия оказалась ненужной. Но зачем нам понадобилась стадия инфляции, если в конце этой стадии Вселенная все равно стала горячей, как и в старой теории Большого взрыва?

Экспоненциальное расширение

Есть три простейшие модели Вселенной: плоская, открытая и замкнутая. Плоская Вселенная похожа на поверхность ровного стола; параллельные линии в такой Вселенной всегда остаются параллельными. Открытая Вселенная похожа на поверхность гиперболоида, а замкнутая Вселенная похожа на поверхность шара. Параллельные линии в такой Вселенной пересекаются на ее северном и южном полюсах.

Предположим, что мы живем в замкнутой Вселенной, которая сначала была маленькой как шарик. По теории Большого взрыва, она вырастала до порядочных размеров, но все равно оставалась относительно небольшой. А согласно инфляционной теории, крошечный шарик в результате экспоненциального взрыва за очень короткое время стал огромным. Находясь на нем, наблюдатель увидел бы плоскую поверхность.

Представим себе Гималаи, где существует множество различных уступов, расщелин, пропастей, ложбин, каменных глыб, т. е. неоднородностей. Но вдруг кто-то или что-то совершенно невероятным образом увеличил горы до гигантских размеров, или мы уменьшились, как Алиса в Стране чудес. Тогда, находясь на вершине Эвереста, мы увидим, что она совершенно плоская - ее как бы растянули, и неоднородности перестали иметь какое-либо значение. Горы остались, но для того чтобы подняться хотя бы на один метр, нужно уйти невероятно далеко. Таким образом, может быть решена проблема однородности. Этим же объясняется, почему Вселенная плоская, почему параллельные линии не пересекаются и почему не существуют монополи. Параллельные линии могут пересекаться, и монополи могут существовать, но только так далеко от нас, что мы не можем этого увидеть.

Возникновение галактик

Маленькая Вселенная стала колоссальной, и все стало однородным. Но как же быть с галактиками? Оказалось, что в ходе экспоненциального расширения Вселенной маленькие квантовые флуктуации, существующие всегда, даже в пустом пространстве, из-за квантово-механического принципа неопределенности, растягивались до колоссальных размеров и превращались в галактики. Согласно инфляционной теории, галактики - это результат усиления квантовых флуктуаций, т. е. усиленный и замерзший квантовый шум.

Впервые на эту поразительную возможность указали сотрудники ФИАН Вячеслав Федорович Муханов и Геннадий Васильевич Чибисов в работе, основанной на модели, предложенной в 1979 г. Старобинским. Вскоре после этого, аналогичный механизм был обнаружен в новом инфляционном сценарии и в теории хаотической инфляции.

Небо в крапинку

Квантовые флуктуации приводили не только к рождению галактик, но и к возникновению анизотропии реликтового излучения с температурой примерно 2,7 К, приходящего к нам из дальних областей Вселенной.

Исследовать реликтовое излучение ученым помогают современные искусственные спутники Земли. Самые ценные данные удалось получить с помощью космического зонда WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ), названного так в честь астрофизика Дэвида Уилкинсона (David Wilkinson ). Разрешающая способность его аппаратуры в 30 раз больше, чем у его предшественника - космического аппарата COBE.

Ранее считалось, что температура неба всюду равна 2,7 К, однако WMAP смог измерить ее с точностью до 10 –5 К с высокой угловой разрешающей способностью. Согласно данным, полученным за первые 3 года наблюдений, небо оказалось неоднородным: где-то горячее, а где-то холоднее. Простейшие модели инфляционной теории предсказали рябь на небе. Но пока телескопы не зафиксировали его пятнистость, наблюдалось только трехградусное излучение, служившее мощнейшим подтверждением теории горячей Вселенной. Теперь же выяснилось, что теории горячей Вселенной не хватает.

Удалось получить фотографии раздутых квантовых флуктуаций, которые появились спустя 10 –30 с после рождения мироздания и сохранились до наших дней. Исследователи не только обнаружили пятнистость неба, но и изучили спектр пятен, т. е. интенсивность сигнала на разных угловых направлениях.

Результаты проведенных с помощью WMAP высокоточных измерений поляризации излучения подтвердили теорию расширения Вселенной и позволили установить, когда произошла ионизация межгалактического газа, вызванная самыми первыми звездами. Полученная со спутника информация подтвердила положение инфляционной теории о том, что мы живем в большой плоской Вселенной.

На рисунке красной линией показано предсказание инфляционной теории, а черные точки соответствуют экспериментальным данным WMAP. Если бы Вселенная не была плоской, то пик графика находился бы правее или левее.

Вечная и бесконечная

Посмотрим еще раз на рисунок, показывающий простейший потенциал скалярного поля (см. выше). В области, где скалярное поле мало, оно осциллирует, и Вселенная не расширяется экспоненциально. В области, где поле достаточно велико, оно медленно спадает, и на нем возникают маленькие флуктуации. В это время происходит экспоненциальное расширение и идет процесс инфляции. Если бы скалярное поле было еще больше (на графике отмечено голубым цветом), то за счет огромного трения оно бы почти не уменьшалось, квантовые флуктуации были бы огромны, и Вселенная могла стать фрактальной.

Представим, что Вселенная быстро расширяется, а в каком-то месте скалярное поле, вместо того чтобы катиться к минимуму энергии, из-за квантовых флуктуаций подскакивает вверх (см. выше). В том месте, где поле подскочило, Вселенная расширяется экспоненциально быстрее. Низкорасположенное поле вряд ли подскочит, но чем выше оно будет находиться, тем больше вероятность такого развития событий, а значит, и экспоненциально большего объема новой области. В каждой из таких ровных областей поле тоже может подскочить наверх, что приводит к созданию новых экспоненциально растущих частей Вселенной. В результате этого, вместо того чтобы быть похожей на один огромный растущий шар, наш мир становится похожим на вечно растущее дерево, состоящее из многих таких шаров.

Инфляционная теория дает нам единственное известное сейчас объяснение однородности наблюдаемой части Вселенной. Парадоксальным образом эта же теория предсказывает, что в предельно больших масштабах наша Вселенная абсолютно неоднородна и выглядит как огромный фрактал.

На рисунке схематически показано, как одна раздувающаяся область Вселенной порождает все новые и новые ее части. В этом смысле она становится вечной и самовосстанавливающейся.

Свойства пространства-времени и законы взаимодействия элементарных частиц друг с другом в разных областях Вселенной могут быть различны, равно как и размерности пространства, и типы вакуума.

Этот факт заслуживает более детального объяснения. Согласно простейшей теории с одним минимумом потенциальной энергии, скалярное поле катится вниз к этому минимуму. Однако более реалистические версии допускают множество минимумов с разной физикой, что напоминает воду, которая может находиться в разных состояниях: жидком, газообразном и твердом. Разные части Вселенной также могут пребывать в разных фазовых состояниях; это возможно в инфляционной теории даже без учета квантовых флуктуаций.

Следующим шагом, основанным на изучении квантовых флуктуаций, является теория самовосстанавливающейся Вселенной. В этой теории учитывается процесс постоянного воссоздания раздувающихся областей и квантовые скачки из одного вакуумного состояния в другое, перебирающие разные возможности и размерности.

Так Вселенная становится вечной, бесконечной и многообразной. Вся Вселенная никогда не сколлапсирует. Однако это не означает, что отсутствуют сингулярности. Напротив, значительная часть физического объема Вселенной все время находится в состоянии, близком к сингулярному. Но так как различные объемы проходят его в разное время, единого конца пространства-времени, после которого все области исчезают, не существует. И тогда вопрос о множественности миров во времени и в пространстве приобретает совершенно другое звучание: Вселенная может самовоспроизводиться бесконечно во всех своих возможных состояниях.

Это утверждение, в основе которого лежали работы Линде сделанные им в 1986 году, прибрело новое звучание несколько лет назад, когда специалисты по теории струн (лидирующий кандидат на роль теории всех фундаментальных взаимодействий) пришли к выводу что в этой теории возможно 10 100 –10 1000 различных вакуумных состояний. Эти состояния отличаются за счет необычайного разнообразия возможного устройства мира на сверхмалых расстояниях.

В совокупности с теорией самовосстанавливающейся инфляционной Вселенной, это означает, что Вселенная во время инфляции разбивается на бесконечно много частей с невероятно большим количеством разных свойств. Космологи называют этот сценарий теорией вечной инфляционной мультивселенной (multiverse ), а специалисты по теории струн называют это струнным ландшафтом.

25 лет назад инфляционная космология выглядела как нечто промежуточное между физической теорией и научной фантастикой. За прошедшее время многие предсказания этой теории были проверены, и она постепенно приобрела черты стандартной космологической парадигмы. Но успокаиваться еще рано. Эта теория и сейчас продолжает быстро развиваться и меняться. Основная проблема - разработка моделей инфляционной космологии основанных на реалистических вариантах теории элементарных частиц и теории струн. Этот вопрос может быть темой отдельного доклада.

Сегодня мне хочется рассказать об истории нашей вселенной. О том, как из маленькой точки мироздание превратилось в то, что мы сейчас наблюдаем вокруг себя.

Ну что, поехали.

Вселенная существует почти 14 миллиардов лет. За этот очень длинный промежуток времени, она преодолела несколько эпох своей истории. Сейчас идёт 13--ый этап развития Вселенной, который называется "эра вещества".

Как же называются все фазы эволюции Вселенной, сколько они длились, что при них происходило? Как развивался окружающий нас мир?

Данная статья ответит Вам на эти вопросы.

Я опишу все этапы истории Вселенной в порядке с самого раннего до современного. Поэтому, начнём с "августинской эпохи".

Августинская эпоха.

Эта эпоха включает в себя состояние вселенной "до" и в момент Большого Взрыва. О данном этапе развития мира ничего толком не известно - существуют лишь гипотезы - так как современные физические теории не могут описать события до "планковской эпохи". Учёные знают лишь то, что в самом конце данной эры произошёл Большой взрыв - внезапано началось расширение пространства. К началу этого поистине грандиозного события, Вселенная была заточена в очень маленькую точку, обладая бесконечными плотностью и температурой, т.е. находилась в состоянии "космологической сингулярности".

Планковская эпоха.

Это самый ранний этап развития Вселенной, о котором существуют какие-либо теоретические предположения и описания. Данная фаза началась сразу после большого Взрыва и длилась в течение т.н. "планковского времени" от 0 до 10 -43 секунд после рождения Вселенной.

В то время (происходило чёрт знает что) размеры Вселенной были очень малы. Настолько, что квантовые эффекты - явления, происходящие с частицами - преобладали над физическими взаимодействиями.

Вселенная в эту эпоху также обладала планковской температурой (10 32 Кельвинов), энергией (10 19 миллиардов электронвольт), радиусом (10 -35 метров, что равно планковской длине) и плотностью (10 97 кг/м 3).

Все четыре типа взаимодействия частиц и состоящих из них тел (их ещё называют "фундаментальными") - сильное ядерное и слабое ядерное, электромагнитное, гравитационное - были тогда неотличимы друг от друга и объединены. Но так длилось недолго. Всему помешала очень высокая температура и плотность материи.

Эпоха великого объединения.

Эта фаза развития Вселенной началась с 10 -43 секунд и завершилась спустя 10 -35 секунд после Большого Взрыва. В самом её начале произошёл фазовый переход материи (схожий на конденсацию жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам). Это случилось из-за отделения гравитации от "единого фундаментального взаимодействия".

Эпоха Великого объединения закончилась очередным разделением. Вселенная охладилась до отметки в 10 28 Кельвинов и сильное взаимодействие стало самостоятельным. Теперь только электромагнитные и слабые ядерные силы представляли единое целое.

Такое событие повлекло за собой новый фазовый переход. Благодаря ему в следующей эпохе истории Вселенной появились новые частицы, а пространство-время начало масштабное и резкое расширение. Пошли серьёзные изменения в плотности распределении вещества.

Инфляционная стадия.

Фаза инфляции расположена на временной шкале между 10 -35 и 10 -32 секунд после Большого Взрыва. В ту эпоху Вселенная увеличила свои размеры во множество раз. Раньше радиус всего мира был равен "планковской длине", а теперь космос расширился до размеров аж целого апельсина. И далее продолжал разрастаться с ускорением.

Образовалось несколько видов частиц. Это были кварки (фундаментальные частицы, из которых состоят адроны - например, протоны и нейтроны), электроны, гипероны и нейтрино (нейтральные фундаментальные частицы из класса лептонов).

Через некоторое время температура Вселенной снизилось, благодаря чему произошёл еще один фазовый переход. Из-за этого случилось т.н. "нарушение СР-инвариантности" и начались первые процессы такого явления, как "бариогенезис".

Бариогенезис - это объединение кварков и глюонов в новые, составные частицы - адроны.

Кроме того, возникла ещё и загадочная "барионная асимметрия Вселенной" - преобладание материи над анти-материей. Ученые до сих пор не смогли объяснить причины её возникновения.

Помимо выше написанного, у физиков и космологов есть предположения, что в данную эру Вселенная прошла через несколько циклов повторных нагревании и охлаждении.

К концу эпохи инфляции, строительным материалом Вселенной стала плазма из кварков, анти-кварков и глюонов (переносчиков сильного взаимодействия).

Дальнейшее снижение температуры Вселенной привело к очередному фазовому переходу. Он заключается в образовании физических сил, фундаментальных взаимодействий и элементарных частиц в их современной форме.

Данный фазовый переход уместился аж в три эпохи и закончился "первичным нуклеосинтезом".

Электрослабая эпоха.

Между 10 -32 и 10 -12 секунд после рождения мироздания. Электромагнитное и слабое взаимодействия до сих пор представляли единое электрослабое, т.к. температура Вселенной всё еще очень высока. тогда появились бозоны Хиггса (те самые которые 3 года назад нашли на Большом Андронном Коллайдере), W - и Z - базоны.

Помимо новых экзотических частиц и кварк-глюонной плазмы, космос был заполнен фотонами (фундаментальными частицами, или квантами, электромагнитного излучения) и лептонами.

Эпоха кварков.

Данная фаза расположена в период от 10 -12 до 10 -6 секунд после Большого Взрыва. Тогда случилось нарушение "электрослабой симметрии". Теперь все фундаментальные взаимодействия существуют отдельно друг друга.

В кварковой эпохе температура и энергия всё ещё слишком высоки, чтобы кварки окончательно слились в адроны.

Знаменательное превращение произойдёт только на следующем этапе развития мира.

Эпоха Адронов.

Между 10 -6 и 100 секунд после рождения Вселенной. Наконец-то кварк-глюонная плазма охладилась до такой степени, что бариогенезис завершился и на свет появились адроны и антиадроны. Однако большинство из этих частиц аннигилировали (взаимоуничтожаются). Сохранился лишь их малый остаток.

Вскоре Вселенная охладилась и расширилась настолько, что её температуры хватило всего лишь на создание лептонов и антилептонов. Эти частицы быстро становятся преобладающей массой во Вселенной.

Эпоха Лептонов.

В период от 100 секунд до 3 минут после Большого Взрыва расположилась эпоха лептонов. Тогда Вселенная стала прозрачной для нейтрино.

Космос продолжает охлаждаться. В конце эпохи температура снизилась до отметки, при которой образование новых лептонов стало невозможным. И пар "лептон-антилептон" настигает участь адронов. Большинство из них взаимоуничтожаются. Во вселенной осталось совсем небольшое количество лептонов, благодаря чему наступило доминирование фотонов.

Эпоха Нуклеосинтеза.

Одновременно с эпохой лептонов шёл и данный этап истории Вселенной. Благодаря достаточному охлаждению материи, выжившие адроны объединились в атомные ядра тяжелее водорода. Этот процесс и называют "первичным нуклеосинтезом".

В течение данной фазы возник первичный состав звёздного вещества: 75% водорода, почти 25% гелия, немного лития, дейтерия и бора.

Протонная Эра.

Началась с 3 минут после Большого взрыва и окончилась через 380.000 лет. Вещество стало доминировать над излучением.

В конце эпохи произошла рекомбинация (процесс, обратный ионизации) водорода. Из-за дальнейшего снижения температуры и расширения Вселенной, гравитация стала доминирующей силой.

Спустя 379.000 лет после Большого Взрыва, при температуре Вселенной в 3000 Кельвинов, произошло знаменательное событие - ядра атомов и электроны объединились в первые атомы. Началась "первичная рекомбинация". Это был поворотный момент: материя перешла из плазмы, непрозрачной для электромагнитного излучения в газообразное состояние. Вселенная наконец-то стала прозрачной.

В прошлые 379.000 лет фотоны страдали как могли. Различные заряженные элементарные частицы, коих раньше было вагон и маленькая тележка, препятствовали свету. Кванты света с ними взаимодействовали, из-за чего испытывали постоянные "пинки" и "толчки" со стороны "собратьев". Фотоны всё время отклонялись, либо поглощались заряженными частицами. В итоге, свет очень сильно рассеивался. Если бы наблюдатель попал в эту эпоху, он бы увидел перед собой один лишь густой туман.

Фотоны, как известно, взаимодействуют только с положительно и отрицательно заряженными частицами. И в конце "протонной эры" кванта света наконец-то обернулась удача. Отрицательные электроны и положительные протоны сгруппировались вместе с нейтронами в нейтрально заряженные атомы. Благодаря новым составным частицам, фотоны смогли свободно двигаться в пространстве и почти не взаимодействовать с веществом.

Реликтовое излучение и есть те самые фотоны, испущенные плазмой в сторону будущего расположения Земли и в связи с рекомбинацией избежавшие рассеяния. Они и до сих пор достигают нас, преодолевая расширяющееся пространство.

Тёмные века.

Наступили сразу после "протонной эры" и продлились 550 млн. лет. Вселенная настолько остыла, что после протонной эры, когда она переливалась красными оттенками, космос был ввергнут в черноту.

Это была скучная эпоха полной тьмы. Источников света (звезд или галактик) не было. Планет и астероидов уж подавно. Космос был заполнен преимущественно водородом, гелием и микроволновым реликтовым излучением.

Реионизация.

Часть истории Вселенной, которая началась сразу после Тёмных Веков и длилась 250 миллионов лет. По сравнению с прошлой, данная эра была повеселее и красочнее.

Начали образование кластеры - обособленные скопления пыли межзвёздного газа, которые возникали благодаря силам притяжения. Первыми плотными объектами стали квазары. Потом вспыхнули первые звёзды, появились газопылевые туманности.

Под силой гравитации они объединились в звёздные скопления, те - в галактики. Последние сформировали собственные скопления и сверхскопления.

Тогда, в недрах звёзд, в больших количествах образовались тяжелые элементы. Взрывы сверхновых разнесли их по Вселенной, из которых после сформировались холодные планеты, астероиды, метеорные тела, и, в конце концов, живые организмы.

Эра вещества.

Начиная с 800 миллионов лет после Большого Взрыва. Данная Эпоха идёт до сих пор.

Через несколько миллиардов лет после "реионизации" началось формирование планет и планетарных систем, в том числе и Солнечной Системы. Чуть более 8.4 миллиардов лет после Большого взрыва сформировалась Земля, а через ещё 500 миллионов лет на ней возникла жизнь.

Космологи продолжают продвигаться к окончательному постижению процессов, сотворивших и сформировавших Вселенную.

Вселенная настолько велика в пространстве и во времени, что в течение почти всей истории человечества она оставалась недоступной как для наших приборов, так и для нашего разума. Но все изменилось в XX в., когда появились новые идеи - от общей теории относительности Эйнштейна до современных теорий элементарных частиц. Успех был достигнут также благодаря мощным приборам - от 100- и 200-дюймовых рефлекторов, созданных Джорджем Эллери Хейлом (George Ellery Hale) и открыв- шем для нас галактики за пределами Млечного Пути, до космическо- го телескопа «Хаббл», перенесшего нас в эпоху рождения галактик. За последние 20 лет прогресс ускорился. Стало ясно, что темная материя состоит не из обычных атомов, что существует темная энергия. Роди- лись смелые идеи о космической инфляции и множественности все- ленных.

Сто лет назад Вселенная была проще: вечная и неизменная, состоящая из одной галактики, содер- жащей несколько миллионов видимых звезд. Современная картина намного сложнее и гораздо богаче. Космос возник 13,7 млрд лет назад в результате Большого взрыва. Через долю секунды после начала Вселенная была горячей бесформенной смесью элементарных частиц - кварков и лептонов. По мере расширения и охлаждения шаг за ша- гом возникали структуры: нейтроны и протоны, атомные ядра, атомы, звезды, галактики, скопления галактик и, наконец, сверхскопления. В наблюдаемой части Вселенной сейчас содержится 100 млрд галактик, в каждой из них около 100 млрд звезд и, вероятно, столько же планет. Сами галактики удерживаются от расширения гравита- цией загадочной темной материи. А Вселенная продолжает расширяться и даже делает это с ускоре- нием под действием темной энергии - еще более загадочной формы энергии, чья гравитационная сила не притягивает, а отталкивает.

Главная тема нашего рассказа о Вселенной - это эволюция от примитивного кваркового «супа» к нарастающей сложности галактик, звезд, планет и жизни, наблюдаемой сегодня. Эти структуры появлялись одна за другой в течение миллиардов лет, повинуясь основным законам физики. Путешествуя в прошлое, к эпохе зарождения, космологи сначала продвигаются через детально изученную историю Вселенной назад, к первой микросекунде, затем к $10^{–34}$ с от начала (об этом времени есть ясные идеи, но пока нет их четкого подтверждения) и, наконец, к самому моменту рождения (о котором существуют пока лишь догадки). Хотя мы еще не в силах до конца понять, как родилась Вселенная, у нас уже есть потрясающие гипотезы, такие как понятие о множественной вселенной, включающей в себя бесконечное число не связанных между собой субвселенных.

ОСНОВНЫЕ ПОЛОЖЕНИЯ

• Наша Вселенная началась с горячего Большого взрыва 13,7 млрд лет назад и с тех пор расширяется и охлаждается. Она эволюционировала от бесформенной смеси элементар- ных частиц к современному высокоструктурированному космосу.
• Первая микросекунда была определяющим периодом, когда вещество стало доми- нировать над антивеществом, зародилась структура будущих галактик и их скоплений, и возникла темная материя - неизвестное вещество, удерживающее эту структуру.
• Будущее Вселенной определяется темной энергией - неизвестной формой энергии, ко- торая служит причиной ускорения космологического расширения, начавшегося несколько миллиардов лет назад.

Расширяющаяся Вселенная

В 1924 г. с помощью 100-дюймового телескопа «Хукер» Маунт-Вилсоновской обсерватории Эдвин Хаббл обнаружил, что расплывчатые туман- ности, остававшиеся загадочными несколько столетий, - это такие же галактики, как наша. Тем самым Хаббл увеличил наше представ- ление о Вселенной в 100 млрд раз! А через несколько лет он доказал, что галактики удаляются друг от друга, подчиняясь математической закономерности, известной теперь как закон Хаббла: чем дальше галактика, тем быстрее она движется. Именно из этого закона следует, что Большой взрыв был 13,7 млрд лет назад.

КОСМИЧЕСКОЕ РАСШИРЕНИЕ
Эволюция Вселенной происходит в резуль- тате расширения пространства. Поскольку пространство растягивается, как оболочка воздушного шарика, галактики удаляют- ся друг от друга, а световые волны удлиняются (краснеют).

В рамках общей теории относительности закон Хаббла толкуется так: само пространство расширяется, а галактики перемещаются вместе с ним (рис. вверху). Свет тоже растягивается, испытывая красное смещение, а значит, теряя энергию, поэтому Вселенная при расширении охлаждается. Космическое расширение помогает по- нять, как сформировалась современная Вселенная. Если мысленно устремиться в прошлое, то Вселенная будет становиться все плотнее, горячее, необычнее и проще. Приближаясь к самому началу, мы соприкасаемся с самыми глубинными механизмами природы, используя ускоритель мощнее любого из построенных на Земле - сам Большой взрыв.

Вглядываясь через телескоп в пространство, астрономы буквально попадают в прошлое - и чем больше телескоп, тем глубже проникает их взгляд. Свет, приходящий от далеких галактик, демонстрирует нам древние эпохи, а его крас- ное смещение показывает, насколько расширилась Вселенная за про- шедшее время. Наблюдаемое сейчас рекордное красное смещение около восьми, значит, этот свет был испущен, когда размер Вселенной был в девять раз меньше нынешнего, а возраст - всего лишь несколько сотен миллионов лет. Такие приборы, как космический телескоп «Хаббл» и десятиметровые телескопы «Кек» на Мауна-Кеа, запросто переносят нас в эпоху формирования галактик, подобных нашей - через несколько миллиардов лет после Большого взрыва. Свет из более ранних эпох настолько сильно смещен в красную часть спектра, что астрономы вынуждены принимать его в инфракрасном и радиодиапазонах. Строящиеся телескопы, такие как инфракрасный космический телескоп «Джеймс Уэбб» диаметром 6,5 м и Большой атакамский миллиметровый комплекс (Atacama Large Millimeter Array, ALMA) - сеть из 64 радиотелескопов на севере Чили, - перенесут нас в прошлое, к эпохе рождения самых первых звезд и галактик.

Компьютерное моделирование показывает, что эти звезды и галак- тики появились, когда возраст Вселенной был около 100 млн лет. Перед этим Вселенная прошла через период, называемый темной эрой, когда она была черной как смоль. Пространство заполняла бесформенная масса из пяти частей темной материи и одной части водорода с гелием, которая разрежалась по мере расширения Вселенной. Вещество было немного неоднородным по плотности, а гравитация действовала как усилитель этих неоднородностей: более плотные области расширялись медленнее, чем менее плотные. К моменту 100 млн лет наиболее плотные области не только замедлили свое расширение, но даже начали сжиматься. Каждая из таких зон содержала около 1 млн солнечных масс вещества; они-то и стали первыми гравитационно связанными объектами в космосе.

Основную часть их массы составляла темная материя, не способная, согласно своему названию, излучать или поглощать свет. Поэтому она образовывала весьма протяженные облака. С другой стороны, водород и гелий, излучая свет, теряли энергию и сжимались к центру каждого облака. В конце концов они съеживались настолько, что превращались в звезды. Эти первые объекты были значительно массивнее современных - сотни масс Солнца. Прожив очень короткую жизнь, они взрывались, выбрасывая в прост-ранство первые тяжелые элементы. Спустя несколько миллиардов лет эти облака с массами в миллионы солнечных под действием гравитации сгруппировались в первые галактики.

Излучение от самых первых водородных облаков, испытавшее сильное красное смещение из-за расширения, можно было бы зарегистрировать с помощью огромных комплексов радиоантенн с общей приемной площадью около квадратного километра. Когда эти радиотелескопы будут созданы, станет известно, как первое поколение звезд и галактик ионизовало водород и тем самым завершило темную эру (см.: Лоеб А. Темные века Вселенной // ВМН, № 3, 2007) .

Слабый отблеск горячего начала

Позади темной эры заметен отблеск горячего Большого взрыва при крас- ном смещении 1100. Это изначально видимое (красно-оранжевое) излуче- ние из-за красного смещения стало даже не инфракрасным, а микровол- новым. Заглядывая в ту эпоху, мы ви- дим лишь стену микроволнового из- лучения, заполняющего все небо - космическое микроволновое фоно- вое излучение, открытое в 1964 г. Арно Пензиасом (Arno Penzias) и Ро- бертом Уилсоном (Robert Wilson). Это слабый отсвет Вселенной, пре- бывавшей в младенческом возрас- те 380 тыс. лет, в эпоху формирова- ния атомов. До этого она была почти однородной смесью атомных ядер, электронов и фотонов. Когда Вселен- ная охладилась до температуры око- ло 3000 К, ядра и электроны начали объединяться в атомы. Фотоны пе- рестали рассеиваться на электронах и стали свободно двигаться сквозь пространство, демонстрируя, какой была Вселенная задолго до рождения звезд и галактик.

В 1992 г. спутник NASA «Исследователь фонового излучения» (Cosmic Background Explorer, COBE) обнаружил, что интенсивность этого излучения немного меняется - пример но на 0,001%, указывая на слабую неоднородность в распределении вещества. Степень первичной неоднородности оказалась достаточной, чтобы малые уплотнения стали «затравкой» для будущих галактик и их скоплений, которые позже выросли под действием гравитации. Распределение неоднородностей фонового излучения по небу свидетельствует о важных свойствах Вселенной: о ее средней плотности и составе, о самых ранних этапах ее эволюции. Тщательное изучение этих неоднородностей поведало нам многое о Вселенной.

КОСМИЧЕСКОЕ МИКРОВОЛНОВОЕ ФОНОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ - это изображение Вселенной в младенческом возрасте 380 тыс. лет. Слабые вариации интенсивности этого излучения (отмечены цветом) служат космическим Розеттским камнем, дающим ключ к загадкам Вселенной - ее возрасту, плотности, составу и геометрии .

СВЕРХГЛУБОКОЕ ПОЛЕ «ХАББЛА», самое чувствительное из когда-либо полученных изображений космоса, запечатлевшее более 1 тыс. галактик на ранней стадии их формирования.

Продвигаясь от этой точки назад, к началу эволюции Вселенной, мы увидим, как первичная плазма становится все более горячей и плотной. До возраста около 100 тыс. лет плотность энергии излучения была выше, чем у вещества, что и удерживало вещество от фрагментации. А в этот момент началось гравитационное скучивание всех структур, наблюдаемых сейчас во Вселенной. Еще ближе к началу, когда возраст Вселенной был менее одной секунды, не было атомных ядер, а только лишь их составляющие - протоны и нейтроны. Ядра возникли, когда Вселенной исполнилось несколько секунд, и температура и плотность стали подходящими для ядерных реакций. В этом нуклеосинтезе Большого взрыва родились только легкие химические элементы: много гелия (около 25% по массе от всех атомов Вселенной) и немного лития, дейтерия и гелия-3. Остальная плазма (около 75%) осталась в форме протонов, которые со временем стали атомами водорода. Все остальные элементы Периодической таблицы родились миллиарды лет спустя в недрах звезд и при их взрывах.

ВСЕЛЕННАЯ СОСТОИТ в основном из темной энергии и темной материи; природа обеих неизвестна. Обычное вещество, из которого сформированы звезды, планеты и межзвездный газ, составляет лишь малую долю.

Теория нуклеосинтеза точно предсказывает содержание элементов и изотопов, измеренное в наиболее древних объектах Вселенной - в самых старых звездах и газовых облаках с большим красным смещением. Содержание дейтерия, очень чувствительное к средней плотности атомов во Вселенной, играет особую роль: его измеренное значение показывает, что обычное вещество составляет (4,5 ± 0,1)% от полной плотности энергии. Остальное - темная материя и темная энергия. Это в точности согласуется с данными о составе, полученными из анализа фонового излучения. Такое соответствие - огромное достижение. Ведь это два совершенно разных измерения: первое основано на ядерной физике и относится к Вселенной в возрасте 1 с, а второе - на атомной физике и свойствах Вселенной в возрасте 380 тыс. лет. Их согласованность - важный тест не только для наших моделей эволюции космоса, но и для всей современной физики.

Ответы в кварковом супе

До возраста в одну микросекунду не было даже протонов и нейтронов; Вселенная была похожа на суп из базовых элементов природы: кварков, лептонов и переносчиков сил (фотонов, W- и Z-бозонов и глюонов). Мы уверены, что этот «суп с кварками» действительно существовал, поскольку физические условия той эпохи воспроизводятся сейчас в экспериментах на ускорителях частиц (см.: Райордэн М., Зэйц У. Первые микросекунды // ВМН, № 8, 2006) .

Изучить ту эпоху космологи надеются не с помощью больших и зорких телескопов, а опираясь на глубокие идеи физики элементарных частиц. Создание Стандартной модели физики частиц 30 лет назад привело к смелым гипотезам, включая теорию струн, пытающуюся объединить казалось бы не связанные между собой частицы и силы. В свою очередь, эти новые идеи нашли приложение в космологии, став такими же важными, как исходная идея горячего Большого взрыва. Они указали на глубокую и неожиданную связь между микромиром и большой Вселенной. Возможно, вскоре мы получим ответы на три ключевых вопроса: какова природа темной материи, в чем причина асимметрии между веществом и антивеществом и как возник комковатый кварковый суп.

Судя по всему, темная материя родилась в эпоху первичного кваркового супа. Природа темной материи пока не ясна, но ее существование не вызывает сомнений. Наша Галактика и все другие галактики, а также их скопления удерживаются тяготением невидимой темной материи. Чем бы она ни была, она должна слабо взаимодействовать с обычным веществом, иначе она как-то проявила бы себя помимо гравитации. Попытки описать единой теорией все наблюдаемые в природе силы и частицы приводят к предсказанию стабильных или долгоживущих частиц, из которых могла бы состоять темная материя. Эти частицы могут быть реликтом эпохи кваркового супа и очень слабо взаимодействовать с атомами. Один из кандидатов - нейтралино, легчайшая из частиц недавно предсказанного класса массивных копий известных частиц. Нейтралино должно иметь массу от 100 до 1000 масс протона, т.е. оно должно рождаться в экспериментах на Большом адронном коллайдере в ЦЕРНе вблизи Женевы. К тому же, пытаясь поймать эти частицы из космоса (или же продукты их взаимодействия), физики создали сверхчувствительные детекторы под землей, а также запускают их на аэростатах и спутниках.

Второй кандидат - аксион, сверхлегкая частица с массой примерно в триллион раз меньше, чем у электрона. На ее существование указывают тонкие различия, предсказанные Стандартной моделью в поведении кварков. Попытки зарегистрировать аксион опираются на тот факт, что в очень сильном маг-нитном поле он может превратиться в фотон. Как нейтралино, так и аксион обладают важным свойством: физики называют эти частицы «холодными». Несмотря на то что они рождаются при очень высокой температуре, движутся они медленно и поэтому легко группируются в галактики.

Вероятно, еще один секрет кроется в эпохе первичного кваркового супа: почему сейчас Вселенная содержит только вещество и почти не содержит антивещества. Физики считают, что вначале у Вселенной их было в равном количестве, но в некоторый момент возник маленький избыток вещества - примерно один лишний кварк на каждый миллиард антикварков. Благодаря этому дисбалансу при аннигиляции кварков с антикварками в процессе расширения и охлаждения Вселенной сохранилось достаточно кварков. Более 40 лет назад эксперименты на ускорителях показали, что законы физики устроены немного в пользу вещества; именно это малое предпочтение в процессе взаимодействия частиц на очень раннем этапе привело к рождению избытка кварков.

Вероятно, сам кварковый суп возник очень рано - примерно через $10^{-34}$ с после Большого взрыва, во всплеске космического расширения, известного как инфляция. Причиной этого всплеска стала энергия нового поля, напоминающего электромагнитное поле и на-званного инфлатоном. Именно инфляция должна объяснить такие фундаментальные свойства космоса, как его общую однородность и мелкие флуктуации плотности, породившие галактики и другие структуры во Вселенной. Когда инфлатон распался, он передал свою энергию кваркам и другим частицам, создав таким образом тепло Большого взрыва и сам кварковый суп.

Теория инфляции демонстрирует глубокую связь между кварками и космосом: квантовые флуктуации инфлатона, существовавшие на субатомном уровне, выросли до астрофизических размеров благодаря быстрому расширению и стали зародышем для всех наблюдаемых сегодня структур. Иными словами, картина микроволнового фонового излучения на небе - это гигантское изображение субатомного мира. Наблюдаемые свойства этого излучения согласуются с теоретическим прогнозом, доказывая, что инфляция или нечто ей подобное действительно произошло в очень ранней истории Вселенной.

Рождение Вселенной

Когда космологи пытаются продвинуться еще дальше и понять самое начало Вселенной, их суждения становятся менее уверенными. В течение века общая теория относительности Эйнштейна была основой изучения эволюции Вселенной. Но она не согласуется с другим столпом современной физики - квантовой теорией, поэтому важнейшая задача - примирить их друг с другом. Только с такой объединенной теорией мы сможем продвинуться к самым ранним моментам эволюции Вселенной, к так называемой эре Планка с возрастом $10^{–43}$ с, когда формировалось само пространство-время.

Пробные варианты единой теории предлагают нам удивительные картины самых первых мгновений. Например, теория струн предсказывает существование дополнительных измерений пространства и, возможно, наличие других вселенных в этом суперпространстве. То, что мы называем Большим взрывом, могло быть столкновением нашей Вселенной с другой (см.: Венециано Г. Миф о начале времен // ВМН, № 8, 2004) . Сочетание теории струн с теорией инфляции приводит, возможно, к самой грандиозной идее - к представлению о множественной Вселенной (multiverse), состоящей из бесконечного числа несвязанных частей, в каждой из которых свои физические законы (см.: Буссо Р., Полчински Й. Ландшафт теории струн // ВМН, № 12, 2004) .

Идея множественной Вселенной еще находится в развитии и нацелена на две важнейшие теоретические проблемы. Во-первых, из уравнений, описывающих инфляцию, следует, что если она произошла один раз, то процесс будет происходить вновь и вновь, порождая бесконечное число «раздутых» областей. Они так велики, что не могут сообщаться друг с другом и поэтому не влияют друг на друга. Во-вторых, теория струн указывает, что эти области имеют разные физические параметры, такие как число пространственных измерений и семейства стабильных частиц.

Концепция множественной Вселенной позволяет по-новому взглянуть на две сложнейшие научные проблемы: что было до Большого взрыва и почему законы физики именно таковы? (Вопрос Эйнштейна: «Был ли у Бога выбор?» относился именно к таким законам.) Множественная Вселенная делает бессмысленным вопрос о том, что было до Большого взрыва, поскольку происходило бесконечное число больших взрывов, и каждый порождал свой всплеск инфляции. Вопрос Эйнштейна тоже теряет смысл: в бесконечном количестве вселенных реализуются все возможные варианты законов физики, поэтому законы, управляющие нашей Вселенной, не представляет собой что-то особенное.

Космологи неоднозначно относятся к идее множественной Вселенной. Если между отдельными субвселенными действительно нет связи, то мы не сможем убедиться в их существовании; фактически они находятся за пределами научных зна-ний. Часть меня хочет закричать: «Пожалуйста, не более одной Вселенной!» Но с другой стороны, идея множественной Вселенной решает ряд принципиальных проблем. Если она верна, то хаббловское расширение Вселенной всего лишь в 100 млрд раз и коперниковское изгнание Земли из центра Вселенной в XVI в. покажутся лишь малым дополнением к нашему осознанию своего места в космосе.

ВО ТЬМЕ

Важнейший элемент современного представления о Вселенной и ее величайшая загадка - темная энергия, недавно обнаруженная и глубоко таинственная форма энергии, вызывающая ускорение космического расширения. Темная энергия перехватила управление у материи несколько миллиардов лет назад. До этого расширение замедлялось под влиянием гравитационного притяжения материи, и гравитация была способна создавать структуры - от галактик до сверхскоплений. Ныне, из-за влияния темной энергии, структуры крупнее сверхскоплений не могут формироваться. А если бы темная энергия победила еще раньше - скажем, когда возраст Вселенной был всего 100 млн лет - то формирование структур прекратилось бы до того, как возникли галактики, и нас бы здесь не было.

У космологов пока весьма смутное представление о том, что же такое эта темная энергия. Чтобы расширение ускорялось, нужна сила отталкивания. Общая теория относительности Эйнштейна указывает, что гравитация предельно упругой формы энергии действительно может вызывать отталкивание. Квантовая энергия, заполняющая пустое пространство, действует именно так. Но проблема в том, что теоретические оценки плотности квантовой энергии не согласуются с требованиями наблюдений; фактически, они превосходят их на много порядков. Другая возможность: космическим ускорением может управлять не новая форма энергии, а нечто, имитирующее эту энергию, скажем, ошибочность общей теории относительности или влияние невидимых пространственных измерений (см.: Кросс Л., Тернер М. Космическая загадка // ВМН, № 12, 2004).

Если Вселенная продолжит ускоряться в нынешнем темпе, то через 30 млрд лет все признаки Большого взрыва исчезнут (см.: Кросс Л., Шеррер Р. Наступит ли конец космологии? // ВМН, № 6, 2008) . Все галактики за исключением нескольких ближайших испытают столь большое красное смещение, что станут невидимыми. Температура космического фонового излучения опустится ниже чувствительности приборов. При этом Вселенная станет похожа на ту, какую астрономы представляли себе 100 лет назад, перед тем, как их приборы стали достаточно мощными, чтобы увидеть Вселенную, которую мы знаем сегодня

Современная космология по сути унижает нас. Мы состоим из протонов, нейтронов и электронов, которые в совокупности составляют всего 4,5% Вселенной; мы существуем лишь благодаря тончайшим связям между самым малым и самым большим. Законы микрофизики обеспечили доминирование вещества над антивеществом, появление флуктуаций, ставших затравкой для галактик, заполнение пространства частицами темной материи, обеспечившей гравитационную инфраструктуру, которая позволила сформироваться галактикам, прежде чем возобладала темная энергия, а расширение начало ускоряться (врезка вверху). В то же время космология по своей природе высокомерна. Мысль о том, что мы можем понять что-то в таком безбрежном океане пространства и времени, как наша Вселенная, на первый взгляд кажется абсурдной. Эта странная смесь скромности и самоуверенности позволила нам за прошедший век весьма далеко продвинуться в понимании строения современной Вселенной и ее эволюции. Я с оптимизмом жду дальнейшего прогресса в ближайшие годы и совершенно уверен, что мы живем в золотой век космологии.

Если бы во Вселенной было еще больше темной энергии, она бы осталась почти бесформенной (слева), без тех крупных структур, которые мы видим (справа).

Перевод: В.Г. Сурдин

ДОПОЛНИТЕЛЬНАЯ ЛИТЕРАТУРА

• The Early Universe. Edward W. Kolb and Michael S. Turner. Westview Press, 1994.
• The Inflationary Universe. Alan Guth. Basic, 1998.
• Quarks and the Cosmos. Michael S. Turner in Science, Vol. 315, pages 59–61; January 5, 2007.
• Dark Tnergy and the Accelerating Uni- verse. Joshua Frieman, Michael S. Turn- er and Dragan Huterer in Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, Vol. 46, pages 385–432; 2008. Доступно онлайн: arxiv.org .
• Черепащук А.М., Чернин А.Д. Гори- зонты Вселенной. Новосибирск: Изд- во СО РАН, 2005.

Майкл Тернер (Michael S. Turner) первым взялся за объединение физики частиц, астрофизики и космологии и в начале нынешнего десятилетия возглавил работу Национальной академии в этой новой области исследований. Он профессор Института космологической физики Фонда Кавли в Чикагском университете. С 2003 по 2006 г. он возглавлял отделение физико-математических наук Национального научного фонда. Среди его наград премия Уорнера Американского астрономического общества, премия Лилиенфельда Американского физического общества и премия Клопстега Американской ассоциации учителей физики.

Микроскопические частицы, которые человеческое зрение способно разглядеть только с помощью микроскопа, а также громадные планеты и скопления звезд поражают воображение людей. С древних времен наши предки пытались постичь принципы формирования космоса, но даже в современном мире точного ответа на вопрос «как образовалась Вселенная» все еще не существует. Быть может, человеческому разуму не дано найти решение столь глобальной задачи?

Эту тайну пытались постичь ученые разных эпох со всех уголков Земли. Основой всех теоретических объяснений являются предположения и расчеты. Многочисленные гипотезы, выдвигаемые учеными, призваны создать представление о Вселенной и объяснить возникновение ее крупномасштабной структуры, химических элементов и описать хронологию происхождения.

Теория струн

В некоторой степени опровергает Большой взрыв в качестве начального момента возникновения элементов открытого космоса. Согласно Вселенная существовала всегда. Гипотеза описывает взаимодействие и структуру материи, где существует определенный набор частиц, которые делятся на кварки, бозоны и лептоны. Говоря простым языком, эти элементы являются основой мироздания, поскольку их размер настолько мал, что деление на другие составляющие стало невозможным.

Отличительной чертой теории о том, как образовалась Вселенная, становится утверждение о вышеупомянутых частицах, которые представляют собой ультрамикроскопические струны, которые постоянно колеблются. Поодиночке они не имеют материальной формы, являясь энергией, которая в совокупности создает все физические элементы космоса. Примером в данной ситуации послужит огонь: глядя на него, он кажется материей, однако он неосязаем.

Большой взрыв - первая научная гипотеза

Автором этого предположения стал астроном Эдвин Хаблл, который в 1929 году заметил, что галактики постепенно отдаляются друг от друга. Теория утверждает, что нынешняя большая Вселенная возникла из частицы, которая имела микроскопический размер. Будущие элементы мироздания находились в сингулярном состоянии, при котором невозможно получить данные о давлении, температуре или плотности. Законы физики в таких условиях не воздействуют на энергию и материю.

Причиной Большого взрыва называют нестабильность, которая возникла внутри частицы. Своеобразные осколки, распространившись в пространстве, сформировали туманность. Спустя какое-то время эти мельчайшие элементы образовали атомы, из которых возникли галактики, звезды и планеты Вселенной такими, какими мы их знаем сегодня.

Космическая инфляция

Данная теория рождения Вселенной утверждает, что современный мир изначально был помещен в бесконечно малую точку, находящуюся в состоянии сингулярности, которая начала расширяться с невероятной быстротой. Спустя очень короткий промежуток времени, ее увеличение уже превышало скорость света. Именно этот процесс получил название «инфляция».

Основной задачей гипотезы является объяснение не того, как образовалась Вселенная, а причины ее расширения и понятия космической сингулярности. В результате работы над данной теорией, стало понятно, что для решения этой проблемы применимы только вычисления и результаты, основанные на теоретических методах.

Креационизм

Данная теория доминировала длительное время вплоть до конца XIX века. Согласно креационизму, органический мир, человечество, Земля и большая Вселенная в целом были созданы Богом. Гипотеза зародилась среди ученых, которые не опровергали христианство в качестве объяснения истории мироздания.

Креационизм является основным противником эволюции. Вся природа, созданная Богом за шесть дней, которую мы видим ежедневно, изначально была такой и остается неизменной до сих пор. То есть, саморазвития как такового не существовало.

В начале XX века начинается ускорение накопления знаний в сфере физики, астрономии, математики и биологии. С помощью новых сведений ученые делают многократные попытки объяснения того, как образовалась Вселенная, тем самым отодвигая креационизм на второй план. В современном мире эта теория приобрела форму философского течения, состоящего из религии в качестве основы, а также мифов, фактов и даже научных знаний.

Антропический принцип Стивена Хокинга

Его гипотеза в целом может быть описана несколькими словами: случайных событий не бывает. Наша Земля на сегодняшний день насчитывает более чем 40 характеристик, без которых жизнь на планете не существовала бы.

Американским астрофизиком Х. Россом была произведена оценка вероятности случайных событий. В результате ученый получил цифру 10 со степенью -53 (в случае если последняя цифра является меньше 40, случайность считается невозможной).

Наблюдаемая Вселенная содержит триллион галактик и в каждой из них находится приблизительно по 100 миллиардов звезд. Исходя из этого, количество планет во Вселенной составляет 10 в двадцатой степени, а это на 33 порядка меньше, чем в предыдущем расчете. Следовательно, во всем космосе нет таких уникальных мест с условиями как на Земле, которые позволили бы самопроизвольное возникновение жизни.

Величие и многообразие окружающего мира способно поразить любое воображение. Все объекты и предметы, окружающие человека, другие люди, различные виды растений и животных, частицы, которые можно увидеть только с помощью микроскопа, а также непостижимые звездные скопления: все они объединены понятием «Вселенная».

Теории возникновения Вселенной разрабатывались человеком издавна. Несмотря на отсутствие даже начального понятия о религии или науке, в пытливых умах древних людей возникали вопросы о принципах мироустройства и о том, каково положение человека в том пространстве, которое его окружает. Сколько существует теорий возникновения Вселенной сегодня, сложно и сосчитать, некоторые из них изучаются передовыми учеными с мировыми именами, другие - откровенно фантастические.

Космология и ее предмет

Современная космология - наука о структуре и развитии Вселенной - рассматривает вопрос о ее происхождении как одну из интереснейших и до сих пор недостаточно изученных загадок. Природа процессов, способствовавших возникновению звезд, галактик, солнечных систем и планет, их развитие, источник появления Вселенной, а также ее размеры и границы: все это лишь краткий перечень изучаемых современными учеными вопросов.

Поиски ответов на основополагающую загадку об образовании мира привели к тому, что сегодня существуют различные теории возникновения, существования, развития Вселенной. Волнение специалистов, ищущих ответы, строящих и проверяющих гипотезы, оправдано, ведь достоверная теория рождения Вселенной раскроет для всего человечества вероятность существования жизни в других системах и планетах.

Теории возникновения Вселенной имеют характер научных концепций, отдельных гипотез, религиозных учений, философских представлений и мифов. Их все условно разделяют на две основные категории:

1. Теории, в соответствии с которыми Вселенная создана творцом. Иначе говоря, их суть в том, что процесс создания Вселенной был осознанным и одухотворенным действием, проявлением воли
2. Теории возникновения Вселенной, построенные на основе научных факторов. Их постулаты категорически отвергают как существование творца, так и возможность осознанного создания мира. Такие гипотезы зачастую основаны на том, что называется принципом заурядности. Они предполагают вероятность наличия жизни не только на нашей планете, но и на других.

Креационизм - теория создания мира Творцом

Как следует из названия, креационизм (творение) - это религиозная теория возникновения Вселенной. Это мировоззрение основано на концепции создания Вселенной, планеты и человека Богом или Творцом.

Идея длительное время являлась доминирующей, вплоть до конца XIX века, когда ускорился процесс накопления знаний в самых разных сферах науки (биология, астрономия, физика), а также широко распространилась эволюционная теория. Креационизм стал своеобразной реакцией христиан, придерживающихся консервативных взглядов на совершающиеся открытия. Доминирующая в то время идея только усилила противоречия, существующие между религиозной и другими теориями.

Чем отличаются научные и религиозные теории

Главные отличия между теориями различных категорий заключаются прежде всего в терминах, которые используют их приверженцы. Так, в научных гипотезах вместо творца - природа, а взамен сотворения - происхождение. Наряду с этим существуют вопросы, которые сходным образом освещены разными теориями или даже полностью продублированы.

Теории возникновения Вселенной, относящиеся к противоположным категориям, по-разному датируют само ее появление. Например, по данным самой распространенной гипотезы (теории большого взрыва), Вселенная образовалась около 13 млрд лет назад.

В противовес этому, религиозная теория возникновения Вселенной приводит совершенно другие цифры:

• В соответствии с христианскими источниками, возраст Вселенной, созданной Богом, на момент рождения Иисуса Христа составлял 3483-6984 лет.
• Индуизм предполагает, что нашему миру ориентировочно 155 трлн лет.

Кант и его космологическая модель

Вплоть до XX века большинство ученых придерживались мнения о бесконечности Вселенной. Этим качеством они характеризовали время и пространство. Кроме того, по их мнению, Вселенная обладала статичностью и однородностью.

Идею о безграничности Вселенной в пространстве выдвинул Исаак Ньютон. Развитием этого предположения занимался который разработал теорию об отсутствии также и временных границ. Продвинувшись дальше, в теоретических предположениях, Кант распространил бесконечность Вселенной на число возможных биологических продуктов. Этот постулат значил, что в условиях древнего и огромного мира без конца и начала может существовать неисчислимое количество возможных вариантов, в результате которых реально появление любого биологического вида.

На основании о возможном возникновении жизненных форм была позднее разработана теория Дарвина. Наблюдения за звездным небом и результаты расчетов астрономов подтвердили космологическую модель Канта.

Размышления Эйнштейна

В начале XX века Альбертом Эйнштейном была опубликована собственная модель Вселенной. Согласно его теории относительности, во Вселенной одновременно происходят два противоположных процесса: расширение и сжимание. Однако он соглашался с мнением большинства ученых о стационарности Вселенной, поэтому им было введено понятие космической силы отталкивания. Ее воздействие призвано уравновешивать притяжение звезд и прекращать процесс движения всех небесных тел для сохранения статичности Вселенной.

Модель Вселенной - по Эйнштейну - имеет определенный размер, но границы при этом отсутствуют. Такое сочетание осуществимо только при искривлении пространства таким образом, как это происходит в сфере.

Характеристиками пространства такой модели становятся:

• Трехмерность.
• Замыкание самого себя.
• Однородность (отсутствие центра и края), в которой равномерно располагаются галактики.

А. А. Фридман: Вселенная расширяется

Создатель революционной расширяющейся модели Вселенной, А. А. Фридман (СССР) построил свою теорию на основании уравнений, характеризующих общую теорию относительности. Правда, общепринятым мнением в научном мире того времени была статичность нашего мира, поэтому на его работы не было обращено должного внимания.

Через несколько лет астрономом Эдвином Хабблом было сделано открытие, давшее подтверждение идеям Фридмана. Было обнаружено удаление галактик от находящегося рядом Млечного пути. Вместе с тем неопровержимым стал факт сохранения пропорциональности скорости их движения расстоянию между ними и нашей галактикой.

Это открытие объясняет постоянное «разбегание» звезд и галактик по отношению друг к другу, что приводит к выводу о расширении мироздания.

В конечном счете выводы Фридмана были признаны Эйнштейном, впоследствии он упоминал о заслугах советского ученого как основателя гипотезы о расширении Вселенной.

Нельзя сказать, что существуют противоречия между этой теорией и общей теорией относительности, однако при расширении Вселенной должен был быть изначальный импульс, спровоцировавший разбегание звезд. По аналогии со взрывом, идея получила название «Большой взрыв».

Стивен Хокинг и антропический принцип

Результатом расчетов и открытий Стивена Хокинга стала антропоцентричная теория возникновения Вселенной. Ее создатель утверждает, что существование планеты, настолько хорошо подготовленной для жизни человека, не может быть случайным.

Теория возникновения Вселенной Стивена Хокинга предусматривает также постепенное испарение черных дыр, потерю ими энергии и испускание излучения Хокинга.

В результате поиска доказательств были выделены и проверены более 40 характеристик, соблюдение которых необходимо для развития цивилизации. Американским астрофизиком Хью Россом была произведена оценка вероятности подобного ненамеренного совпадения. Результатом оказалась цифра 10 -53 .

Наша Вселенная включает триллион галактик, по 100 миллиардов звезд в каждой. По произведенным учеными расчетам, общее количество планет должно составлять 10 20 . Эта цифра на 33 порядка меньше рассчитанной ранее. Следовательно, ни одна из планет во всех галактиках не может сочетать условия, которые подошли бы для самопроизвольного возникновения жизни.

Теория большого взрыва: возникновение Вселенной из ничтожно малой частицы

Ученые, поддерживающие теорию большого взрыва, разделяют гипотезу, в соответствии с которой мироздание является последствием грандиозного взрыва. Главным постулатом теории становится утверждение о том, что до этого события все элементы нынешней Вселенной были заключены в частице, имевшей микроскопические размеры. Находясь внутри нее, элементы характеризовались сингулярным состоянием, при котором такие показатели, как температура, плотность и давление не могут быть измерены. Они бесконечны. На материю и энергию в этом состоянии не воздействуют законы физики.

Происшедшего 15 миллиардов лет назад, называют возникшую внутри частицы нестабильность. Разлетевшиеся мельчайшие элементы положили начало тому миру, который мы знаем сегодня.

Вначале Вселенная была туманностью, образованной мельчайшими частицами (мельче атома). Затем, соединяясь, они сформировали атомы, которые послужили основой звездных галактик. Ответ на вопросы о том, что было до взрыва, а также, что стало его причиной, являются важнейшими из задач этой теории возникновения Вселенной.

Таблица схематически изображает этапы формирования мироздания после большого взрыва.

Как следует из приведенных выше данных, Вселенная продолжает расширяться и охлаждаться.

Постоянное увеличение расстояния между галактиками - основной постулат: то, чем отличается теория большого взрыва. Возникновение Вселенной таким способом может быть подтверждено найденными доказательствами. Также существуют и основания для ее опровержения.

Проблематика теории

Учитывая то, что теория большого взрыва не является доказанной на практике, не вызывает удивления то, что существует несколько вопросов, на которые она не в состоянии дать ответ:

1. Сингулярность. Этим словом обозначено состояние Вселенной, сжатой до одной точки. Проблемой теории большого взрыва становится невозможность описания процессов, происходящих в материи и пространстве в таком состоянии. Общий закон относительности здесь неприменим, поэтому составить математическое описание и уравнения для моделирования нельзя.
   Принципиальная невозможность получения ответа на вопрос об изначальном состоянии Вселенной дискредитирует теорию с самого начала. Ее научно-популярные изложения предпочитают замалчивать или упоминать лишь вскользь эту сложность. Однако для ученых, работающих над тем, чтобы подвести математическую базу под теорию большого взрыва, такое затруднение признано главным препятствием.
2. Астрономия. В этой сфере теория большого взрыва сталкивается с тем, что не может описать процесс происхождения галактик. Исходя из современных версий теорий, возможно предсказать то, как появляется однородное облако газа. При этом его плотность к нынешнему времени должна составлять около одного атома на кубический метр. Для получения чего-то большего не обойтись без корректировки исходного состояния Вселенной. Недостаток информации и практического опыта в этой сфере становятся серьезными препятствиями на пути дальнейшего моделирования.

Также существует несоответствие в показателях расчетной массы нашей галактики и теми данными, которые получены при изучении скорости ее притяжения к Судя по всему, вес нашей галактики в десять раз больше, чем предполагали ранее.

Космология и квантовая физика

Сегодня нет космологических теорий, которые не опирались бы на квантовую механику. Ведь она занимается описанием поведения атомных и Отличие квантовой физики от классической (излагаемой Ньютоном) в том, что вторая наблюдает и описывает материальные объекты, а первая предполагает исключительно математическое описание самого наблюдения и измерения. Для квантовой физики материальные ценности не представляют предмета исследований, здесь сам наблюдатель выступает частью исследуемой ситуации.

Исходя из этих особенностей, квантовая механика испытывает затруднения с описанием Вселенной, ведь наблюдатель - это часть Вселенной. Однако, говоря о возникновении мироздания, невозможно представить посторонних наблюдателей. Попытки разработать модель без участия постороннего наблюдателя были увенчаны квантовой теорией возникновения Вселенной Дж. Уилера.

Ее суть в том, что в каждый момент времени происходит расщепление Вселенной и образование бесконечного количества копий. В итоге каждая из параллельных Вселенных может быть наблюдаема, а наблюдатели могут видеть все квантовые альтернативы. При этом изначальный и новые миры реальны.

Инфляционная модель

Основной задачей, которую призвана решить теория инфляции, становится поиск ответа на вопросы, оставшиеся неосвещенными теорией большого взрыва и теорией расширения. А именно:

1. По какой причине Вселенная расширяется?
2. Что представляет собой большой взрыв?

С этой целью инфляционная теория возникновения Вселенной предусматривает экстраполяцию расширения на нулевой момент времени, заключение всей массы Вселенной в одной точке и образование космологической сингулярности, которая часто именуется большим взрывом.

Очевидной становится неактуальность общей теории относительности, которая не может быть применена в этот момент. В результате для разработки более общей теории (или «новой физики») и решения проблемы космологической сингулярности можно применить только теоретические методы, вычисления и выводы.

Новые альтернативные теории

Несмотря на успешность модели космической инфляции, есть ученые, которые выступают против, называя ее несостоятельной. Их основным аргументом становится критика предлагаемых теорией решений. Противники утверждают, что полученные решения оставляют некоторые детали упущенными, иначе говоря, вместо решения проблемы начальных значений, теория лишь искусно их драпирует.

Альтернативой становятся несколько экзотических теорий, идея которых основана на формировании начальных значений до большого взрыва. Новые теории возникновения Вселенной кратко можно описать следующим образом:

• Теория струн. Ее приверженцы предлагают, кроме привычных четырех измерений пространства и времени, ввести дополнительные измерения. Они могли бы играть роль на ранних этапах Вселенной, а в данный момент находиться в компактифицированном состоянии. Отвечая на вопрос о причине их компактификации, ученые предлагают ответ, гласящий, что свойством суперструн является Т-дуальность. Поэтому струны «наматываются» на дополнительные измерения и их размер ограничивается.
• Теория бран. Ее также называют М-теорией. В соответствии с ее постулатами, в начале процесса образования Вселенной существует холодное статичное пятимерное пространство-время. Четыре из них (пространственные) имеют ограничения, или стены - три-браны. Наше пространство выступает одной из стен, а вторая является скрытой. Третья три-брана размещена в четырехмерном пространстве, ее ограничивают две граничные браны. Теория рассматривает столкновение третьей браны с нашей и высвобождение большого количества энергии. Именно эти условия становятся благоприятными для появления большого взрыва.

1. Циклические теории отрицают уникальность большого взрыва, утверждая, что Вселенная переходит из одного состояния в другое. Проблемой подобных теорий становится возрастание энтропии, согласно второму закону термодинамики. Следовательно, длительность предыдущих циклов была меньшей, а температура вещества - существенно выше, чем при большом взрыве. Вероятность этого чрезвычайно мала.

Независимо от того, сколько существует теорий возникновения Вселенной, только две из них выдержали проверку временем и преодолели проблему всевозрастающей энтропии. Они были разработаны учеными Стейнхардтом-Тюроком и Баум-Фрэмптоном.

Эти относительно новые теории возникновения Вселенной выдвинуты в 80-х годах прошлого века. Они имеют немало последователей, которые разрабатывают модели на ее основе, занимаются поиском доказательств достоверности и работают над устранением противоречий.

Теория струн

Одна из наиболее популярных среди теории возникновения Вселенной - Прежде чем перейти к описанию ее идеи, необходимо разобраться с понятиями одного из ближайших конкурентов, стандартной модели. Она предполагает, что материю и взаимодействия можно описать как определенный набор частиц, делящихся на несколько групп:

• Кварки.
• Лептоны.
• Бозоны.

Эти частицы являются, по сути, кирпичиками мироздания, так как они настолько малы, что их нельзя разделить на составляющие.

Отличительной чертой теории струн становится утверждение о том, что такие кирпичики являются не частицами, а ультрамикроскопическими струнами, совершающими колебания. При этом, колебаясь на различной частоте, струны становятся аналогами различных частиц, описанных в стандартной модели.

Для понимания теории следует осознать, что струны не являются никакой материей, это энергия. Следовательно, теория струн заключает, что все элементы Вселенной состоят из энергии.

Хорошей аналогией может служить огонь. При взгляде на него создается впечатление его материальности, однако его нельзя осязать.

Космология для школьников

Теории возникновения Вселенной коротко изучают в школах на уроках астрономии. Учащимся описывают основные теории о том, как был образован наш мир, что происходит с ним теперь и как он будет развиваться в дальнейшем.

Целью уроков становится ознакомление детей с природой формирования элементарных частиц, химических элементов и небесных тел. Теории возникновения Вселенной для детей сводят к изложению теории большого взрыва. Преподаватели используют наглядный материал: слайды, таблицы, постеры, иллюстрации. Их основной задачей становится пробуждение у детей интереса к миру, который их окружает.