Горшков В.К., Мансуров Г.Н., 2012

С позиций инфляционной космологии рассмотрена современная теория космической эволюции для ранней Вселенной от первых мгновений до начала Большого взрыва. Показано , что инфляция характеризует стадию стремительного экспоненциального расширения Вселенной , заканчивающуюся Большим взрывом.

Дана краткая характеристика теории струн как существенного этапа в решении вопроса о создании единой теории четырех видов взаимодействия ( гравитационного , сильного , слабого и электромагнитного ).

Ставится вопрос о фундаментальности понятий про - странства и времени и о природе стрелы времени .

Большой взрыв

До недавнего времени стандартная космологическая модель рассматривалась как основная теория происхождения Вселенной .

Современная теория сотворения мира воз - никла примерно через пятнадцать лет после создания Эйнштейном общей теории отно - сительности .

Хотя сам Эйнштейн отказался посмотреть правде в глаза и признать , что из его теории следует невозможность существования вечной и статической Вселенной , за него это сделал Александр Фридман .

Он нашел так называемое решение Большого взрыва для уравнений , т . е . решение , в котором Вселенная развивается из начального состояния бесконечного сжатия и в настоящий момент находится в стадии расширения после этого исходного взрыва .

Эйнштейн был так уверен в невозможности подобных меняющихся во времени решений его уравнений , что даже опубликовал короткую ста - тью о якобы найденной им грубой ошибке в работе Фридмана .

Однако примерно через восемь месяцев Фридману все же удалось убедить Эйнштейна в том , что в действитель - ности никакой ошибки не было ;

Эйнштейн публично , но кратко , снял свои возражения .

Очевидно , однако , что Эйнштейн не считал результаты Фридмана имеющими какое - либо ХИМИЯ Электронный журнал «Вестник Московского госуд арственного областного университета» www.evestnik-mgou / E-mail: e-mag@mgou 140 2012/1/Химия отношение к нашей Вселенной .

Однако пять лет спустя кропотливые наблюдения Хаббла за несколькими десятками галактик , проводившиеся с помощью стодюймового телеско - па в обсерватории Маунт Вильсон , показали , что Вселенная действительно расширяется .

Работа Фридмана до сих пор является основой современной космологии .

Подробнее современная теория космической эволюции выглядит так .

Около 14 миллиардов лет назад Вселенная изверглась в результате мощного сингулярного взрыва , разметавшего в стороны все пространство и материю .

Вычисления температуры , которая была у Вселенной лишь спустя 10 - 43 с после Большого взрыва ( так называемое планковское время ), приводят к значению порядка 10 32 К , что примерно в 10 25 раз выше температуры в недрах Солнца .

С течением времени Вселенная расширялась и охлаждалась , и в ходе это - го процесса в первоначально однородной и горячей первичной космической плазме стали возникать вихри и скопления .

Через 10 - 5 с после Большого взрыва Вселенная достаточно охладилась ( примерно до 10 13 К , что в миллион раз больше температуры внутри Солнца ) для того , чтобы из групп трех кварков стало возможно образование протонов и нейтро - нов .

Примерно через сотую долю секунды условия стали такими , что в охлаждающейся плазме элементарных частиц уже могли формироваться ядра некоторых легких элемен - тов периодической таблицы .

В течение следующих трех минут , пока кипящая Вселенная охлаждалась примерно до 10 9 К , основная доля образовавшихся ядер приходилась на ядра водорода и гелия и включала небольшую добавку дейтерия (« тяжелого » водорода ) и ли - тия .

Этот интервал времени получил название периода первичного нуклеосинтеза .

Затем в течение нескольких сотен тысяч лет было мало событий , кроме дальнейшего расширения и охлаждения .

Но в конце этого этапа , когда температура упала до нескольких тысяч градусов , летавшие до этого с бешеной скоростью электроны замедлились до скоро - сти , позволяющей атомным ядрам ( в основном , ядрам водорода и гелия ) захватывать их , об - разуя электрически нейтральные атомы .

Это явилось поворотным моментом : начиная с него Вселенная , в общем и целом , становится прозрачной .

До эры захвата электронов она была заполнена плотной плазмой электрически заряженных частиц , одни из которых ( например , ядра ) несли положительный заряд , а другие ( например , электроны ) — отрицательный .

Фо - тоны , взаимодействующие лишь с заряженными частицами , испытывали постоянные пинки и толчки со стороны кишащих заряженных частиц и не могли пролететь достаточно далеко , не будучи отклоненными или поглощенными этими частицами .

Из - за таких препятствий свободному движению фотонов Вселенная предстала бы перед наблюдателем совершенно непрозрачной , подобной густому утреннему туману или снежной буре .

Но когда отрица - тельно заряженные электроны были рассажены по орбитам вокруг положительно заряжен - ных ядер и образовались электрически нейтральные атомы , препятствия исчезли и густой туман рассеялся .

С этого момента фотоны от Большого взрыва стали свободно путешество - вать по Вселенной , и постепенно она стала полностью доступной взору .

Примерно миллиард лет спустя , когда Вселенная достаточно успокоилась после неистового начала , из сжатых гравитацией комков первичных элементов стали форми - роваться галактики , звезды , а затем и планеты .

Однако теория Большого взрыва не со - держит самого взрыва , определяющего физику формирования Вселенной .

Его возникно - вение объясняет теория инфляции [4].

После объединения электронов и ядер в атомы фотоны могут беспрепятственно путешествовать во Вселенной .

Это означает , что Вселенная заполнена « газом » фотонов , движущихся во всевозможных направлениях и равномерно распределенных в космиче - ском пространстве .

Когда Вселенная расширяется , газ свободно летящих фотоноврас - ширяется вместе с ней , так как Вселенная , по существу , является резервуаром для этого газа .

Подобно тому , как температуры более привычных для нас газов понижаются при расширении , температура этого фотонного газа тоже падает при расширении Вселенной .

Электронный журнал «Вестник Московского госуд арственного областного университета» www.evestnik-mgou / E-mail: e-mag@mgou 141 2012/1/Химия Уже давно , после работ Георгия Гамова в 1950-х гг . [2], физики поняли , что современная Вселенная должна быть наполнена почти однородным составом из первичных фотонов , охладившихся до нескольких градусов выше абсолютного нуля за 14 миллиардов лет космического расширения .

В 1965 г . Арно Пензиас и Роберт Вильсон из Лаборатории им . Белла в штате Нью - Джерси случайно сделали одно из важнейших открытий нашей эпохи .

Работая с антенной , предназначенной для спутниковой связи , они зарегистриро - вали послесвечение Большого взрыва !

Позднее и теория , и эксперимент были усовер - шенствованы , и эти исследования завершились измерениями , полученными с помощью спутника СОВЕ (Cosmic Background Explorer, « зонда космического фона ») агентства NASA в 1990-е гг .

На основе полученных данных физики и астрономы точно установи - ли , что Вселенная действительно заполнена микроволновым излучением с температурой примерно на 2, 7 К выше абсолютного нуля , что в точности совпадает с предсказаниями теории Большого взрыва .

Более точно , в каждом кубическом метре Вселенной находится около 400 миллионов фотонов , образующих огромное космическое море микроволново - го излучения — эхо сотворения .

Все данные , которыми мы располагаем , подтверждают космологическую теорию , описывающую эволюцию Вселенной от сотых долей секунды после Большого взрыва до настоящего времени .

Однако не следует забывать о том , что новорожденная Вселенная развивалась с феноменальной скоростью .

Мельчайшие доли секунды , гораздо меньшие сотых долей , суть космические эпохи , в течение которых формировались кажущиеся нам неизменными свойства окружающего мира . Квантовая теория поля точечных частиц справедлива лишь тогда , когда средние энергии частиц не превышают планковскую энер - гию .

С точки зрения космологии , этот предел соответствует моменту , когда вся окружа - ющая нас Вселенная была сжата до размера мельчайшего зерна планковских размеров , а плотность была так высока , что сложно подыскать подходящую метафору , которая про - иллюстрировала бы эту ситуацию : плотность Вселенной в эти моменты времени была просто колоссальной .

При таких энергиях и плотностях гравитация и квантовая теория уже не могут рассматриваться как две различные сущности , каковыми они являлись в квантовой теории поля точечных частиц .

Именно теория струн дает основание для устранения противоречия между общей теорией относительности и квантовой механи - кой и создания квантовой гравитации .

На временн о й шкале такие энергии и плотности соответствуют точкам , удаленным от Большого взрыва менее чем на планковское время 10 - 43 с , следовательно , эта сверхранняя эпоха является космологической ареной теории струн .

В раскаленной среде ранней Вселенной три негравитационных взаимодействия оказываются связанными воедино .

Расчеты зависимости силы этих взаимодействий от энергии и температуры показывают , что до моментов примерно через 10 - 35 с после Боль - шого взрыва сильные , слабые и электромагнитные взаимодействия были одним « вели - ким объединенным » взаимодействием [1].

Процессы в сверхранней Вселенной , связанные с возникновением пространства и времени , рассматриваются в теории инфляции .

Теория инфляции. Стрела времени

Теория инфляции исходит из существования в бесконечной Вселенной не равной нулю вероятности флуктуации к низкой энтропии .

Малая флуктуация — вполне орди - нарный скачок к подходящим условиям в крошечном клочке пространства — сразу и неизбежно дает гигантскую и упорядоченную Вселенную , которую мы знаем .

Скачок к более низкой энтропии внутри ультрамикроскопического кусочка пространства был ис - пользован для инфляционного расширения в широчайшие просторы космоса .

Электронный журнал «Вестник Московского госуд арственного областного университета» www.evestnik-mgou / E-mail: e-mag@mgou 142 2012/1/Химия Кусочку пространства необходимо быть исключительно маленьким — порядка 10 –26 см в поперечнике — чтобы инициировать космологическое расширение , которое растянет этот кусочек до величины больше , чем Вселенная , которую мы видим .

Возмож - ны разные виды флуктуаций поля инфлатона .

Поле инфлатона — это особое поле Хиггса , характерное для Вселенной в начальный момент существования до Большого взрыва , когда Вселенная была чудовищно плотной и носителем ее энергии было поле Хиггса в состоянии , далеком от минимума потенциальной энергии . ( Поле Хиггса — это поле , ко - торое заполняет все пространство , даже самое « пустое »!).

Отрицательное давление поля инфлатона генерировало гигантское гравитационное отталкивание , которое разносило каждую область пространства прочь от любой другой .

Это и принято называть инфляци - ей , которая продолжалась ~10 - 35 с .

За это время объем Вселенной мог возрасти до 10 90 раз , что вполне можно назвать инфляционным взрывом .

В большинстве случаев флуктуации не будут пригодны для начала инфляции .

Но имеет значение то , чтобы был один кусочек , который привел бы к разглаживающему пространство инфляционному взрыву , ставшему первым звеном в низкоэнтропийной цепочке , ведущей к нашему космосу [3].

Инфляционная космология задает направление стреле времени , исходя из предпо - ложения возможности возникновения состояния в прошлом с чрезвычайно низкой гра - витационной энтропией ; будущее является направлением , в котором эта энтропия воз - растает .

Результат инфляции — однородное расширение пространства , заполненного почти однородно распределенной материей .

Это та низкоэнтропийная конфигурация , которая нужна для объяснения стрелы времени , направленной в сторону возрастания энтропии .

В начале инфляции полю инфлатона не нужно иметь много энергии , поскольку огромное расширение , порожденное инфлатоном , гигантски увеличит заключенную в нем энергию .

Крохотный кусочек (10 –26 см ) пространства , заложенный однородным по - лем инфлатона , в ходе инфляционного расширения приобретает такое количество энер - гии , которого хватит на всю нашу Вселенную .

Инфляционное расширение растягивает мелкую неоднородную квантовую рябь и делает ее ясно видимой на небе в виде галактик :

« Согласно инфляционной теории более чем 100 млрд . галактик , сияющих в пространстве как небесные бриллианты , являются не чем иным , как росписью квантовой механики .

По моему мнению , осознание этого является одним из величайших чудес современной научной эпохи » [3].

Расчеты , проделанные сегодня на основании инфляционной схемы , способны объ - яснить картину ничтожных температурных вариаций — вариаций , возникших около 14 млрд . лет назад , — и ключом к этому объяснению является дрожь , возникающая из кван - товой неопределенности .

Этот успех убеждает многих физиков в правильности инфля - ционной теории .

Тот факт , что астрономические наблюдения , которые стали возможными совсем недав - но , позволили космологии перейти из области спекуляций и предположений в область , ос - нованную на наблюдениях , дает основание назвать наше время золотым веком космологии .

Инфляционная теория утверждает , что материя и излучение возникли в конце ин - фляционной фазы , когда поле инфлатона выделило заключающуюся в нем энергию , ска - тившись с возвышения на дно своей чаши потенциальной энергии .

Может ли теория существованием инфлатона в тот момент , когда инфляция подо - шла к концу , объяснить столь громадное количество материи / энергии , содержащееся в современной Вселенной ?

Оказывается , инфляция может легко это сделать .

Дело в том , что поле инфлатона является гравитационным паразитом — оно питается гравитацией , — так что полная энергия поля инфлатона возрастает по мере того как пространстворас - ширяется .

Математика показывает , что плотность энергии поля инфлатона остается по - Электронный журнал «Вестник Московского госуд арственного областного университета» www.evestnik-mgou / E-mail: e-mag@mgou 143 2012/1/Химия стоянной в течение фазы быстрого инфляционного расширения , поскольку заключенная в нем полная энергия растет прямо пропорционально объему пространства .

Размер Вселенной в ходе инфляции возрастает как минимум в 10 30 раз , т . е . объ - ем — в 10 90 раз .

Значит энергия , заключенная в поле инфлатона , возрастает также в 10 90 раз к концу инфляционной фазы примерно через 10 - 35 с после ее начала .

Это значит , что в начале инфляции полю инфлатона не нужно иметь много энергии , поскольку гигантское расширение , порожденное инфлатоном , увеличит , соответственно , заключенную в нем энергию .

Расчет показывает , что крохотный кусочек пространства ~10 - 26 см в поперечни - ке , заполненный однородным полем инфлатона весом ~10 кг , в ходе последующего ин - фляционного расширения приобретает такое количество энергии , которого хватает на всю нашу Вселенную .

Остается объяснить , почему имелся инфлатон и само простран - ство , которое он занимал !

В полной противоположности с теорией Большого взрыва , в которой вся материя / энергия была в ранний момент огромная , инфляционная космология путем разработки залежей гравитации может произвести всю обыкновенную материю и излучение Вселен - ной из крохотного кусочка заполненного инфлатоном пространства .

Особая важность инфляционной космологии связана не только с пониманием про - странства и времени , но и с решением вопроса о стреле времени .

Для этого особенно важна история ранней Вселенной .

Для объяснения стрелы времени единственным убе - дительным основанием может быть то , что ранняя Вселенная была чрезвычайно упоря - доченной , т . е . имела экстремально низкую энтропию , что сделало возможным будущее , в котором энтропия всегда увеличивается .

Остается открытым вопрос : как могла возник - нуть эта высоко упорядоченная низкоэнтропийная субстанция в стартовой точке .

Инфляционная космология дает основание для прорыва в этом вопросе .

Чтобы это уви - деть , надо помнить , что каждая избыточная концентрация вещества продолжает расти дальше благодаря гравитационному притяжению .

То же происходит и с любой неоднородностью про - странства .

Но это относится исключительно к обычной притягивающей гравитации .

В тече - ние короткой инфляционной фазы гравитация была отталкивающей .

Это все меняет .

Инфляционная космология задает направление стреле времени путем создания прошлого с чрезвычайно низкой гравитационной энтропией


29-04-2015, 03:11