Александр Петров - Гравитация. От хрустальных сфер до кротовых нор Страница 39

Несколько десятилетий назад было обнаружено, что звезды в галактиках движутся не совсем так, как предписано законами Ньютона (это приближение в данном случае совершенно оправдано). Со временем эти наблюдения подтверждались все надежнее. Самым подходящим объяснением оказалось предположение, что галактики (или скопления галактик) погружены в некое вещество, создающее гало вокруг этих объектов. Это вещество было названо темной материей, а его природа до сих пор не известна. На долю темной материи относят 22 % всей материи во Вселенной. А чем представлена остальная материя? Открытие ускоренного расширения дает возможность с определенной уверенностью сказать, что такая субстанция действительно есть.

Она получила название темной энергии и представляет собой материю с необычными свойствами, имеет отрицательное давление (которое и обеспечивает расширение, иначе его можно назвать гравитационным отталкиванием). На долю темной энергии относят оставшиеся 74 % всей материи во Вселенной. Надо сказать, что эти проценты не являются совсем уж общепринятыми во всех источниках. Но бесспорно, что порядок соотношений именно такой, рис. 9.9.

Рис. 9.9. Соотношение видов энергии во Вселенной

Теперь вспомним сценарий инфляции, там тоже было отрицательное давление, которое определялось эффективной космологической постоянной. В нашу эпоху плотность темной энергии со временем не меняется, поэтому также можно сказать, что она имитирует некую эффективную космологическую постоянную. Разница в том, что на ранних стадиях эффективная космологическая постоянная поддерживалась определенными условиями той эпохи и с расширением распалась, а космологическая постоянная современного расширения, если можно так сказать, – долговременная.

Так же как и природа темной материи, природа темной энергии неизвестна, а поиск ответа на этот вопрос является предметом значительных усилий современных исследований. Но возможны и другие варианты ускоренного расширения, с другими уравнениями состояния, отличными от непосредственного использования эффективной космологической постоянной, однако при этом условие отрицательного давления сохраняется.

С открытием темной энергии сильно изменились представления о том, каким может быть отдаленное будущее нашей Вселенной. До этого открытия вопрос о будущем однозначно связывался с вопросом о кривизне трехмерного пространства. Вспомните: открытые миры Фридмана расширяются бесконечно, для замкнутых – расширение сменяется сжатием. Теперь же понятно, что будущее определяется свойствами темной энергии. Поскольку нам эти свойства сейчас известны плохо, то предсказать будущее, хоть бы с какой-то определенностью, нельзя. Но есть разные варианты.

Если плотность темной энергии постоянна во времени, то Вселенная будет всегда испытывать ускоренное расширение, даже если она оказалась пространственно замкнутой. Большинство галактик удалится от нашей на значительно большие расстояние, чем сейчас, и наша Галактика вместе с немногими соседями окажется островком в пустоте.

Если темная энергия – это квинтэссенция (это состояние материи не столь жесткое, как состояние эффективной космологической постоянной с неменяющейся плотностью энергии), то в далеком будущем ускоренное расширение может прекратиться и даже смениться сжатием.

Самая драматическая судьба ожидает Вселенную, если темная энергия – это, так называемый, фантом, причем такой, что его плотность энергии возрастает неограниченно. Расширение Вселенной будет все более и более быстрым, оно настолько ускорится, что галактики будут вырваны из скоплений, звезды из галактик, планеты из Солнечной системы. Мало того, электроны оторвутся от атомов, а атомные ядра разделятся на протоны и нейтроны. Такой конец называют большим разрывом. Все это, однако, относится к очень отдаленному будущему даже по космологическим меркам. По разным оценкам в ближайшие 20 млрд лет Вселенная будет оставаться почти такой же, как сейчас.

Модель горячей Вселенной

Мы можем все высчитать и все просчитать, но Вселенная слушает себя, а не наши расчеты. А в ней все со всем связано, все на все влияет…

До сих пор мы представляли модели Вселенной в большей мере с точки зрения геометрии и развития этой геометрии во времени. И это вполне соответствует нашей задаче обсуждения гравитационных взаимодействий. Действительно, как мы договорились, в современном научном понимании гравитационные явления должны рассматриваться с позиции искривления пространства-времени. Однако космология без обсуждения эволюции вещества выглядит незавершенной. Необходимо иметь хотя бы общие представления. Поэтому мы кратко изложим основную (наиболее признанную) парадигму эволюции вещества во Вселенной. Она называется моделью горячей Вселенной и предложена в 1948 году Георгием Гамовым (1904–1968). Основная идея состоит в том, что вещество, будучи в начальные моменты очень плотным, должно быть еще и очень горячим, а по мере расширения остывать.

Прежде всего отметим, что утверждения о самой ранней стадии эволюции Вселенной являются весьма приблизительными. Планковское время 10–43 с считают моментом отделения гравитационного взаимодействия от остальных трех фундаментальных взаимодействий: электромагнитного, слабого и сильного. Этому времени соответствует планковская температура ~ 1019 ГэВ. Для пояснения, часто температура измеряется энергетическими единицами, как здесь – электронвольтами (эВ), а 1019 ГэВ соответствует 1032 К. С расширением (со временем) температура падает. После «планковского рождения» началась инфляция. Время ее завершения приблизительно 10-37 с или более.

После стадии инфляции Вселенная наполнилась обычной материей – известными нам элементарными частицами. В списке известных частиц каждой частице соответствует античастица, например, протону – антипротон и т. д. Но современный мир состоит почти из одних частиц, античастиц – ничтожное количество. Если бы состояние Вселенной после инфляции было строго равновесным, то частиц и античастиц должно было родиться одинаковое количество, они бы все аннигилировали с выделением энергии в виде, скажем, излучения, и нашего мира в современном восприятии не было бы. Прежде всего важно соотношение барионов (это протоны, нейтроны – основа нашего мира) и антибарионов. Но поскольку Вселенная расширяется, то равновесия не возникло, и это, полагают, привело к избытку числа барионов над числом антибарионов, а этот избыток и есть вещество нынешней Вселенной. Момент образования этой асимметрии относят также к моменту окончания инфляции и периоду рождения обычной материи.

Завершением инфляции будем считать время 10–35 с, когда температура остается не ниже 1016–1015 ГэВ (1029 К) и неразличимы взаимодействия различных видов: электромагнитного, слабого и сильного (всех, кроме гравитационного) – они проявляют себя как единое взаимодействие. Этот период называется периодом Великого объединения. С расширением, при температуре ниже 1015 ГэВ, эпоху Великого объединения сменяет эпоха электрослабого объединения, когда только электромагнитное и слабое взаимодействия представляют единое целое.

В момент, когда температура понижается до 100 ГэВ (1017–1016 К) эпоха электрослабого объединения заканчивается, это называют элетрослабым фазовым переходом и он происходит через 10–10 с после «рождения». Образуются такие элементарные частицы, как кварки, лептоны, глюоны и промежуточные бозоны. Это состояние называется кварк-глюонная плазма. Такие элементарные частицы, как барионы (протоны, нейтроны, и т. д.) и мезоны (пионы, каоны, и т. д.), называются адронами и состоят из кварков. В настоящую эпоху нет возможности увидеть кварки свободными – они «намертво» вморожены в частицы. А в то время они были в свободном состоянии равновесной плазмы. Но Вселенная остывает и при возрасте 10–4 с и температуре 100 МэВ (1012–1013 К) приходит эра, когда становится возможным слияние кварков в адроны (конфаймент кварков). В эту эпоху состав Вселенной начинает походить на современный; основные частицы – это фотоны, помимо них есть только электроны и нейтрино со своими античастицами, а также протоны и нейтроны. В этот период происходит одно важное событие: нейтрино перестают активно взаимодействовать с веществом (то есть вещество становится прозрачным для нейтрино) и далее расширяются самостоятельно. Возникает реликтовый фон нейтрино. К настоящему времени нейтринный газ должен был остыть до 1,9 К, если нейтрино не имеют массы (или их массы пренебрежимо малы).