Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Если же темная энергия связана с каким-то неизвестным физическим полем и может иметь нетривиальную эволюцию, то возможно несколько радикально отличающихся вариантов. Например, поле, отвечающее за темную энергию, может со временем распадаться, и тогда вклад темной энергии будет уменьшаться (это похоже на окончание стадии инфляции). В таком случае ускоренное расширение может смениться замедленным.

Будущее Вселенной зависит от эволюции темной энергии.

Другой вариант предусматривает возможность неограниченного роста роли темной энергии (так называемая модель «большого разрыва»), в этом случае постепенно будут разрушаться все связанные структуры. Впрочем, в настоящее время этот вариант считается самым маловероятным.

На данный момент нам неизвестны природа темной энергии и ее эволюция. Ее вклад заметен только на космологических масштабах, поэтому локальные эксперименты пока невозможны. Астрономические наблюдения позволяют установить возможную эволюцию темной энергии в прошлом, а в ближайшие годы начнут работу несколько наблюдательных проектов, которые смогут сделать это еще точнее.

Во многих смыслах современная эпоха доминирования темной энергии похожа на гипотетическую стадию инфляции в ранней Вселенной.

В наиболее популярной современной космологической модели стадии горячей плотной Вселенной предшествует период инфляции. В течение этой очень короткой (< 10 −30секунды) эпохи происходит экспоненциальный рост масштабного фактора – Вселенная раздувается. Первую модель инфляции рассмотрел Алексей Старобинский в 1979 г., а в 1981 г. Алан Гус (Alan Guth) показал, что стадия инфляции позволяет решить ряд ключевых проблем в космологии. Наконец, в 1980-е гг. Андрей Линде представил несколько моделей, заложивших основы современной инфляционной космологии. В настоящее время существует множество вариантов инфляционных сценариев (в том числе и основанных на теории струн). Многие из таких сценариев естественным образом приводят к одной из форм мультиверса (мультивселенной, т. е. множеству параллельно существующих вселенных, в одной из которых мы живем).

Алан Гус показал, что наличие эпохи быстрого раздувания (инфляции) позволяет решить следующие проблемы:

• проблему горизонта;

• проблему однородности и изотропии Вселенной;

• проблему критической плотности;

• проблему отсутствия магнитных монополей;

• проблему первичных неоднородностей.

Проблема горизонтасостоит в следующем. Если бы стадия инфляции отсутствовала, было бы трудно объяснить однородность температуры реликтового излучения по небу (отклонения менее 0,0001 от среднего значения), поскольку разные участки неба (размером более градуса) соответствуют областям, которые из-за быстрого расширения не могли успеть обменяться сигналами, позволяющими выравнять температуру. В сценарии без инфляции горизонт в ранней Вселенной всегда растет быстрее, чем растет масштабный фактор, и под горизонт постоянно попадают области пространства, с которыми ранее не было никакого контакта. В этом случае сейчас на небе должны были быть видны десятки тысяч таких областей с разной температурой, а этого на самом деле не наблюдается. Наличие эпохи быстрого раздувания решает эту проблему, поскольку вся наблюдаемая часть Вселенной когда-то была заключена в крохотном объеме, разные части которого успели приобрести согласованные параметры (в частности, температуру).

На стадии инфляции менее чем за 10 −30секунд размеры области возрастают более чем в 10 20 раз.

Проблема критической плотности(она же проблема плоскостности Вселенной) состоит в том, что современная плотность Вселенной очень близка к критической (т. е. Вселенная с высокой степенью точности является плоской). Быстрое раздувание, на протяжении которого масштабный фактор возрастает более чем в 10 20 раз (а в некоторых вариантах гораздо больше), естественным образом объясняет это, поскольку при столь сильном увеличении объема все неоднородности выравниваются. Это также объясняет однородность и изотропию Вселенной.

Отсутствие магнитных монополей(и других экзотических частиц, которые могли бы возникать в ранней Вселенной) снова объясняется катастрофическим ростом объема. Если на ранней стадии Вселенная претерпела период очень быстрого раздувания, то теперь эти частицы разнесены на огромные расстояния, и их пространственная плотность крайне мала.