• Почему Вселенная изотропна, то есть одинакова во всех направлениях?

• Почему во Вселенной были отдельные области, «зародыши», с небольшим избытком плотности, которые позже превратились в галактики?

Большой взрыв мог бы оказаться слишком слабым, и в этом случае Вселенная быстро сколлапсировала бы обратно и вернулась к своему исходному состоянию. Или же он мог оказаться слишком сильным — в этом случае галактики не родились бы. Но расширение как раз такое, какое нужно: существуют области, в которых расширение уже прекратилось (галактики), в то время как в больших областях между галактиками расширение продолжается и не дает галактикам скапливаться и сливаться друг с другом.

Одним из популярных ответов на вопрос о тонкой настройке Вселенной служит антропный принцип. Можно представить, что существует бесконечное число вселенных. Почти все они непригодны для жизни, так как необходимые для возникновения жизни долгоживущие структуры в них не возникают. Но среди них есть по крайней мере одна с необходимой тонкой настройкой и скоростью расширения — наша! Если бы не возникло ни одной пригодной для жизни вселенной, то никто этого и не заметил бы. Мы еще вернемся к этой проблеме в главе 33.

А в чем проблема изотропии? Она связана с космологическим горизонтом; это расстояние, дальше которого мы не видим, по крайней мере — сейчас. Внутри горизонта располагается вся наблюдаемая Вселенная, а вне его пространство простирается, возможно даже — до бесконечности. Свет, возникший за горизонтом, все еще идет к нам. Эта граница существует из-за того, что у Вселенной конечный возраст (рис. 24.9). Таким образом, горизонт ограничивает пространство, которое мы видим; но в качестве достойной компенсации мы получаем возможность видеть рождение Вселенной, или, точнее, те события после ее рождения, излучение от которых мы можем зафиксировать. На сегодня фоновое излучение — это самый далекий посланец. Если мы когда-нибудь научимся регистрировать космическое нейтрино, то это будет весточка из эпохи, когда после Большого взрыва прошло менее одной секунды.

Рис. 24.9. Космологический горизонт — это расстояние, с которого свет может дойти до нас за время существования Вселенной (около 14 млрд лет). С большего расстояния свет еще не дошел до нас. С течением времени горизонт расширяется, и мы видим все более далекие области.

Подобно тому как у нас есть свой горизонт, у каждой точки расширяющейся Вселенной тоже есть собственный горизонт. Если две точки расположены достаточно далеко друг от друга, их горизонты не перекрываются. В таком случае Вселенную можно рассматривать как содержащую огромное количество отдельных областей, которые никогда не обменивались информацией друг с другом. В прошлом размер горизонта был меньше, чем сейчас, так как после Большого взрыва прошло меньше времени, а значит, лучи света пролетели меньшее расстояние. Но даже сейчас нетрудно найти далекие области, лежащие в разных направлениях и ничего не знающие друг о друге. Например, возьмем две любые противоположные области на небе. Космическое фоновое излучение из этих направлений возникло в местах, отдаленных друг от друга на миллиарды световых лет, когда возраст Вселенной был меньше миллиона лет. Вычисления показывают, что пятна фонового излучения, разделенные на небе более чем на пару градусов, возникли в областях, которые никогда не могли контактировать друг с другом. В то же время характеристики этого излучения очень мало меняются от одной области к другой. Как это возможно? В этом и заключается проблема изотропии.

В эпоху преобладания вещества горизонт расширяется быстрее, чем само пространство, но было ли так всегда? В эпоху своей бурной молодости Вселенная могла расширяться намного быстрее, и даже быстрее, чем сам горизонт. Если это так, то чем ближе мы к Большому взрыву, тем все большую и большую часть Вселенной должен был охватывать горизонт. На этой идее основана так называемая теория инфляции, которая призвана решить проблему изотропии. Возможно, что когда-то внутри одного горизонта находилась практически вся Вселенная либо же как минимум та ее часть, которая сейчас гораздо больше нашего современного горизонта. Все области в пределах нашего поля зрения могли в прошлом соприкасаться друг с другом, и это объясняет однородность и изотропию наблюдаемой Вселенной. Но что заставило совсем юную Вселенную начать расширяться с тем колоссальным ускорением, которого требует инфляционная модель? Эту фазу можно описать, используя силу отталкивания, впервые введенную Эйнштейном и затем отвергнутую им. Увеличив силу отталкивания, использованную в статической модели Эйнштейна, в 10¹²⁰ раз и ограничив период ее действия до 10^-32 с, можно получить инфляционную модель Вселенной. Но только в 1965 году Эраст Борисович Глинер из Физико-технического института им. А. Ф. Иоффе в Санкт-Петербурге понял, что сила отталкивания может возникнуть из космического вакуума. Мы вернемся к этому вопросу после краткой экскурсии по разным периодам эволюции Вселенной, какими они сегодня представляются.

Коротко говоря, в инфляционной модели с самого начала (почти) пустое пространство стало быстро расширяться, и Вселенная оставалась относительно пустой и холодной. Затем вдруг, примерно за 10^-32 с, Вселенная заполнилась веществом и излучением при очень высокой температуре, порядка 10²⁸ градусов. Энергия для рождения этого вещества и излучения черпалась из вакуума, в результате чего у него она понизилась до нынешнего значения. После этого процесс расширения стал «нормальным».

Так закончился первый период космической истории — эпоха инфляции. Родившаяся тогда материя не была похожа на ту, которую мы знаем сегодня; да и взаимодействия были другими. Например, электромагнитная сила и слабая сила тогда еще не были независимыми — это была единая электрослабая сила. Такие частицы, как фотоны и W- и Z-бозоны, были неотличимы друг от друга, и тогда еще не было речи об электронах, мюонах и нейтрино в их современном смысле. В ту эпоху могли существовать и какие-то неизвестные частицы вроде гипотетических Х-частиц, которые невозможно создать даже на самых мощных ускорителях. Период между эпохой инфляции и более поздней эпохой кварков можно разделить на две части. Первая фаза называется эпохой теорий великого объединения, а вторая — эпохой теории Вайнберга-Салама. Эти названия связаны с современными теориями взаимодействия. В начальной фазе цветная сила и электрослабая сила представляли собой единую силу, а в следующей фазе они уже разделились (Врезка 24.1).

Хотя гипотетическая эпоха инфляции остается целиком вне рамок наших наблюдений, теория инфляции, помимо того что она объясняет изотропию, приводит и к другим интересным следствиям, которые могут пролить свет на Большой взрыв и рождение галактик. В итоге быстрого «раздувания» Вселенная автоматически переходит к нужной скорости расширения: не слишком большой и не слишком малой. Эта теория утверждает, что пространство должно быть почти или точно плоским, а исследования космического фонового излучения подтверждают этот факт.

При обсуждении молодой Вселенной удобно использовать логарифмическую шкалу времени. Экстремально короткие начальные периоды могут содержать очень важные события, тогда как более поздние длинные периоды могут протекать без сколько-нибудь интересных событий. Логарифмическая шкала времени (в секундах) придает одинаковое значение и ранним коротким, и поздним длинным периодам. Здесь мы указали приблизительное время начала или протекания различных космологических периодов.

Инфляцию используют также для объяснения малых флуктуаций плотности, которые позже превратились в галактики. Сославшись на принцип неопределенности Гейзенберга, можно сказать, что переход от первичного вакуума к современному состоянию вакуума не мог произойти везде одновременно. Материя и излучение родились в одних областях Вселенной немного раньше, чем в других. Этот процесс мог вызвать небольшую рябь, которая в последующие эпохи сохранилась в виде волн давления (об этом см. главу 27).