Павел Данильченко - Теории Вселенной

В 1990-х наблюдался повышенный интерес к темной энергии, которую рассматривали как ключ к решению многих нерешенных вопросов космологии. Помимо желания найти ответ на вопрос о том, почему Вселенная теряет свою массу наряду с темной матерей (гипотеза была предложена еще в 1932 году Яном Оортом), также было необходимо найти объяснение тому, почему Вселенная по-прежнему ускоряется.

Дальнейший прогресс изучения обязан созданию более продвинутых телескопов, спутников и компьютерных моделей, которые позволили астрономам и космологам заглянуть дальше во Вселенной и лучше понять ее истинный возраст. Развитие космических телескопов и появление таких, как, например, Cosmic Background Explorer (или COBE), космический телескоп Хаббла, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) и космическая обсерватория Планка, тоже внесло бесценный вклад в исследование вопроса.

Сегодня космологи могут с довольно высокой точностью проводить измерения различных параметров и характеристик модели теории Большого взрыва, не говоря уже о более точных вычислениях возраста окружающего нас космоса. А ведь все началось с обычного наблюдения за массивными космическими объектами, расположенными во многих световых годах от нас и медленно продолжающих от нас отдаляться. И несмотря на то, что мы понятия не имеем, чем это все закончится, чтобы выяснить это, по космологическим меркам на это потребуется не так уж и много времени.

ГЛАВА 2

Инфляционная модель Вселенной – научная космологическая теория о законе и состоянии расширения Вселенной на раннем этапе Большого взрыва. В отличие от стандартной модели горячей Вселенной, данная теория предполагает ускоренный период расширения Вселенной на раннем этапе при температуре выше 10 28 Кельвинов.

Инфляционная модель Вселенной была разработана относительно недавно. Еще в 30-х годах 20 века ученые знали, что наша Вселенная непрестанно расширяется. Важную роль в этом сыграло открытие закона Хаббла, который указывал на данный факт. Ученые поняли, что процессу расширения Вселенной предшествовало свое начало. По этой причине они решили, применяя физико-математические законы, теоретически воссоздать процесс формирования Вселенной и понять, что именно послужило толчком к ее расширению.

Создавая теорию формирования Вселенной, ученые столкнулись с рядом вопросом, например: почему во Вселенной так мало антивещества, если оно должно состоять с веществом в примерно равных пропорциях; как получилось, что температура всех областей Вселенной примерно одинакова, если отдельные ее части никак не могли контактировать друг с другом; почему Вселенная обладает именно такой массой и энергией, которая способна замедлить хаббловское расширение и многое другое. Занимаясь поиском ответов на эти вопросы, ученые вывели стандартную модель горячей Вселенной, которая гласит, что в самом начале своего зарождения Вселенная была очень плотной и горячей, и в ней существовало единое поле взаимодействия между всеми частицами. Впоследствии, когда Вселенная расширилась и остыла, это поле распалось на электромагнитное, гравитационное, сильное и слабое взаимодействие, которое позволили частицам, из которых состояла первобытная Вселенная, объединяться в атомы и другие сложные структуры.

В 1981 году американский ученый Алан Гут понял, что выделение сильных взаимодействий из единого поля, а также фазовый переход первобытного вещества Вселенной из одного состояния в другое произошел примерно через 10–35 секунды после рождения Вселенной. Этот период можно условно назвать «первоначальной кристаллизацией Вселенной» или «экстренным расширением Вселенной». В чем-то этот процесс напоминает процедуру замерзания воды и превращения ее в лед. Всем известно, что вода при замерзании расширяется. Алану Гут предположил, что на самом начальном этапе формирования Вселенной произошло ее скачкообразное расширение, благодаря которому Вселенная за крохотные доли секунды расширилась в 50 раз. Свою теорию ученый назвал инфляционной моделью Вселенной (инфляция от англ. Inflate – раздувать, накачивать). При помощи этой модели можно объяснить, почему Вселенная обладает такой массой и энергией, которая позволяет замедлить хаббловское расширение, а также, почему температура всех областей нашей Вселенной примерно одинакова. Хаббловское расстояние совпадает с размерами наблюдаемой нами Вселенной. Это говорит нам о том, что из-за конечности возраста нашей Вселенной и скорости света можно наблюдать сейчас только те области Вселенной, которые находятся на равном или меньшем расстоянии горизонта наблюдений. В планковскую эпоху Большого взрыва (самая ранняя стадия развития Вселенной) в наблюдаемой Вселенной состояло около 10 90 областей, взаимодействие и причинная связь между которыми отсутствовала. Схожесть начальных условий в таком огромном количестве областей считалась маловероятной. Даже в более поздние периоды Большого взрыва проблема схожести начальных условий в несвязанных причинно областях остается.