Борис Штерн - Прорыв за край мира

Попытка представить огромное скопление галактик, спрессованное в сферу диаметром 10 мкм, перекручивает мозг в бараний рог. Если без предисловий рассказать про данный факт человеку, далекому от космологии, он скорее всего скажет, что это ерунда, что такого быть не может — здравый смысл протестует! При этом никаких рациональных аргументов против человек сформулировать не сможет. Чтобы урезонить здравый смысл, надо приучить его к логарифмической шкале явлений. Кстати, шкала, доступная непосредственному восприятию человека, не как уж коротка. Безо всяких устройств наш глаз способен окинуть сотню километров ландшафта, оценив расстояние, и разглядеть детали в одну десятую миллиметра. Это девять десятичных порядков. Во времени человек воспринимает даже больший диапазон — от десятой доли секунды почти до века — десять порядков. История Вселенной простирается от планковского времени (10 -43с) до нынешнего (410 -7с) — 60,5 порядка. Нынешний размер Вселенной неизвестен — он может быть как 10 31, так и 10 100см. Но можно взять за максимальный масштаб размер современного горизонта 5 10 28см. Тогда диапазон расстояний, начиная от планковского масштаба и кончая горизонтом, — 61 порядок. Теперь можно изобразить историю Вселенной в дважды логарифмической шкале. Для начала проследим судьбу квантовых флуктуаций — как они росли и развивались после инфляции.

Здесь важно выбрать удобную систему отсчета для времени. Мы не знаем, сколько продолжалась инфляция, — как показано в следующей части, ее продолжительность могла быть любой. По сути, у нас есть только одна точка, за которую мы можем зацепиться — окончание инфляции и переход к фридмановской стадии. Треки на рис. 27.1 начинаются от времени 10 -37с, характеризующего темп инфляции, — это условность, на самом деле переход от инфляции к фридмановскому расширению происходил не мгновенно. Саму инфляцию откладываем в отрицательную область, нуль будет ее окончанием. Ее удобней изобразить в линейной шкале на отдельном рисунке (рис. 27.2).

Рис. 27.1. История Вселенной после инфляции в дважды логарифмическом масштабе. Линиями показано, как менялся со временем размер области пространства, ставшего видимой частью Вселенной (горизонт), большой галактикой (сгусток X) и первыми гигантскими звездами. Вертикальные пунктиры показывают фазовые переходы материи во Вселенной. Наклонный пунктир показывает размер горизонта

Когда инфляция заканчивается, треки выходят на степенную зависимость а ~ t 1/2(степенной закон в дважды логарифмической шкале выглядит как прямая линия с наклоном, равным показателю степени). Такой закон расширения возникает из решения уравнения Фридмана для вселенной, в которой доминируют ультрарелятивистские или безмассовые частицы. Такая ситуация продолжается до t ~ 3·10 12с (80 тыс. лет, незадолго до эпохи рекомбинации), после чего в балансе энергии Вселенной начинают доминировать холодные частицы (темная материя и барионы). При этом меняется уравнение состояния Вселенной — давление падает почти до нуля, и закон расширения меняется на а ~ t 2/3(см. главу 13).

В самом конце добавляется новое экспоненциальное расширение, связанное с темной энергией, но пока оно слишком мало, чтобы его можно было увидеть в масштабе рисунка.

Прямая линия, пересекающая весь рисунок, — размер горизонта. При инфляции практически все флуктуации плотности, кроме самых последних, очень быстро растягиваются за пределы горизонта и таким образом «замораживаются». Возмущение не может эволюционировать, когда оно распределено по множеству причинно не связанных областей. После инфляции расширение становится медленней роста горизонта, и флуктуации вновь входят под горизонт — сначала те, что поменьше, потом большего размера. Скорость роста масштабов увеличивается на отметке времени 80 тыс. лет и приводит к формированию наблюдаемой структуры уже в возрасте вселенной во многие миллионы и миллиарды лет — в довольно узкой полосе в масштабе рисунка. Об этом более подробно рассказано в следующей главе.

Рис. 27.2. Рост масштабов неоднородностей во время инфляции. Сиреневая полоса обозначает пространственный масштаб, на котором всё время до τ = 0 рождаются квантовые флуктуации. Линии показывают, как растут неоднородности, соответствующие будущим знакомым нам объектам. Поскольку продолжительность инфляции не имеет четкого ограничения, она могла продолжаться и тысячу единиц времени — тогда треки роста первых флуктуаций придут к τ = 0 на метр выше начала координат, достигнув значения порядка 10 500см — вполне возможно что Вселенная имеет такой или еще больший размер. Линии для простоты изображены прямыми — на самом деле при подходе к τ = 0 темп инфляции снижается и линии плавно загибаются.