Відповіді на питання про ранні стадії утворення Всесвіту, що цікавлять Поліну, РМР і, можливо, інших користувачів нашого сайту, можна знайти в статті головного наукового співробітника відділу релятивістської астрофізики ГАІШ, професора МГУ Михайла Васильовича Сажина.

Більш компетентно, логічно, чітко і доступно, напевно, ніхто не зможе розповісти про складну області сучасної науки, ніж вчений, праці якого цінуються у всьому світі, і який одовременно є талановитим викладачем.

Нижче наводиться в скороченому вигляді глава "Історія нашого Всесвіту" статті М.В. Сажина "Сучасна космологія" з книги "Астрономія: Століття XXI".

Розглянемо більш докладно еволюцію Всесвіту, відзначаючи ключові епохи її розвитку. Космологія за останні роки істотно просунулася вперед, і хоча в історії раннього Всесвіту як і раніше залишається багато неясностей і «білих плям», тут викладено ряд загальноприйнятих поглядів на будову Всесвіту. Це важливо для розуміння цілей і методів космології.

Всесвіт розширюється - цей факт сьогодні твердо встановлено. Виникає питання: яким був Всесвіт в минулому? З курсу фізики ми знаємо, що газ при розширенні охолоджується, а при стисненні нагрівається. Речовина Всесвіту - по суті, той же газ. Отже, в минулому наш Всесвіт був щільніше і значно гарячіша. Основні властивості нашого Всесвіту були закладені на «дитячої» стадії її розвитку. Почнемо з найбільш ранніх епох і будемо послідовно переходити від однієї епохи до іншої.

Що відбувалося до моменту народження Всесвіту можна лише припускати. Як говорив академік Я. Б. Зельдович, «був час, коли часу не було». Прийнято вважати, що Всесвіт утворився в момент часу t = 0. Історію Всесвіту космологи відстежують майже з першої миті, з t, рівного 10-43 секунди, коли температура дорівнювала +1032 K.

Починаючи з цього моменту часу (він називається Планка) Всесвіт початку розширюватися, температура речовини - знижуватися, і обсяг Всесвіту - рости. Тривалість цієї стадії становила кілька планківських часів tPl. Наглядових свідчень на користь існування цієї стадії немає; на її наявність вказує теоретичний аналіз початковій стадії Великого вибуху.

Приблизно через 1042 з після народження пространствавремені у Всесвіті наступила інфляційних СТАДІЯ. Інфляційна стадія в космології характеризується гранично сильним негативним тиском, що викликає значні сили відштовхування. (Можливість існування гравітаційного відштовхування дуже цікавила А. Ейнштейна). Під час цієї стадії обсяг Всесвіту за дуже короткий час збільшився на багато порядків величини; в деяких варіантах теорії - навіть на порядки порядків, скажімо, в 10 (1010) раз. В результаті весь сучасний Всесвіт виявилася в одній прічінносвязанной області. Через дії сил відштовхування Всесвіт дуже швидко розширилася, придбала велику кінетичну енергію і надалі стала розширюватися за інерцією за законом Хаббла.

Важлива особливість епохи інфляції полягає в тому, що області Всесвіту, розділені досить великою відстанню, еволюціонують незалежно один від одного. Як наслідок, будь-який спостерігач зможе бачити тільки ті процеси, які відбуваються всередині його домену Всесвіту. Таким чином, в епоху інфляції процеси, що йдуть всередині зазначеного домену, відбуваються незалежно від процесів в сусідніх областях Всесвіту. Розширення кожної області відбувається строго всередині обсягу, що допускається загальною теорією відносності.

Виходячи з властивостей таких доменів, їх можна розглядати як окремі всесвіти. Подібно нашого Всесвіту, вони ізотропні і однорідні на великих масштабах. Сукупність усіх мінівселенних становить так звану «Мультіленную». Отже, нам слід розрізняти три поняття - «Всесвіт», «всесвіт» і «Мультіленная». Всесвіт (з великої літери) - це область пространствавремені, принципово доступна нашими спостереженнями зараз або в майбутньому. Іншими словами, все пространствовремя, яке відкриється спостерігачам - це і є наш Всесвіт. Точно так же визначаються і інші всесвіти, з тією лише різницею, що спостерігачами там є вже не ми. Мультіленная - це сукупність всіх всесвітів. Багато проблем, які, ставлять в тупик стандартну космологію, вирішуються в рамках інфляційної моделі.

Теорія інфляції активно розвивається. Зараз найкраще відповідає наглядовою даними теорія, запропонована А. Лінде. Відповідно до цієї теорії, Мультіленная вважається заповненою особливим видом матерії - скалярним полем, так званої "темною енергією". Вона має гранично великою щільністю і релятивістським негативним тиском. У різних частинах Мультіленной відбуваються квантові флуктуації цього скалярного поля, що підвищують або знижують його середню щільність.

Скалярний поле має велику щільність потенційної енергії, за сучасними оцінками вона становить 1078 [г / см3]. Стан скалярного поля з негативним тиском нестійке, так як його рівняння містить моди з нескінченно зростаючими амплітудами. Цей стан має перейти в звичайне, з позитивним або рівним нулю тиском. Інфляційна фаза розвитку Всесвіту швидко закінчилася: скалярне поле розпалася і ВСЯ запасеної в нім потенційної енергії ПІШЛА НА ОСВІТУ ЧАСТИНОК ТА ЇХ ТЕПЛОВЕ РУХ. Це і стало початком ГАРЯЧОЇ ФАЗИ еволюції Всесвіту.

Як ми вже говорили, скалярний поле не є матерією в строгому сенсі слова. Це «темна енергія», характеристика самого простору. Уявімо собі якогось спостерігача, що стежить за інфляцією і подальшою еволюцією Всесвіту як би «з боку», в сильно уповільненому масштабі часу. Цей спостерігач не може перебувати в іншій всесвіту, тому що звідти він не може бачити наш Всесвіт; він повинен знаходитися поза Мультіленной. Насправді такого спостерігача бути не може, бо не існує поняття «поза Мультіленной», вона сама є «всім», задає і обмежує простір і час. Він побачив би, як матерія раптом з'явилася «з нічого», АЛЕ НЕ В сингулярної точки, А В ОБСЯЗІ деякого кулі, до якого в процесі інфляції встигла роздутися наш Всесвіт. Після завершення інфляції в доменах Мультіленной з'являється матерія.

Як еволюціонувала у Всесвіті матерія далі? Утворилася ВИСОКОТЕМПЕРАТУРАЯ ПЛАЗМА, що складається з фотонів та елементарних частинок з енергією свідомо вище ніж 1 000 ГеВ. Пізніше, приблизно при енергії 300 МеВ (T ≈ 1011 K), відбулося утворення протонів і нейтронів. Кварк - це елементарні частинки, з яких складаються протони, нейтрони і деякі інші частинки. У вільному стані в звичайних умовах кварки існувати не можуть. У вільному стані вони можуть існувати тільки в дуже гарячій плазмі, температура якої перевищує енергію спокою протона, тобто T> 1011 K. У ранньому Всесвіті температура була значно більше цієї величини, тому протонів і нейтронів не було, а існував так званий «кваркової суп». В результаті розширення простору температура спадала, кварки почали з'єднуватися, утворюючи протони і нейтрони.

Після епохи освіти протонів і нейтронів найбільший інтерес представляє ЕПОХА нуклеосинтез, від 1 до 100 секунд з моменту Великого вибуху. У цей період синтезувалися легкі ядра з атомним вагою менше 5, більш важкі ядра синтезуються пізніше в зірках.

Стадією нуклеосинтеза закінчує епоха раннього Всесвіту. І весь цей насичений період її еволюції вклався всього лише в перші 3 хвилини з моменту її народження.

Наступна епоха, яка відіграє важливу роль в космології, - ЕПОХА ДОМІНУВАННЯ ТЕМНОГО ВЕЩЕСТВА (воно ж - прихована маса). Природа його до сих пір неясна. Епоха домінування темної речовини наступила при температурі близько T ≈ 105 K. Динаміка розширення Всесвіту визначалася в основному цією речовиною, тому що його щільність значно перевищувала сумарну щільність всіх інших компонентів Всесвіту. Починаючи з цього моменту малі обурення щільності темної речовини росли, в результаті чого утворилися згустки темної речовини, які до нашого часу збільшилися настільки, що, захопивши баріонна речовина, стали галактиками.

Далі настала ЕПОХА рекомбінації водню та інших легких атомів. До цього у Всесвіті існувала гаряча плазма, що складається з частинок темної матерії, протонів, електронів, фотонів і деякої кількості легких ядер. В процесі рекомбінації протони й електрони об'єдналися, утворюючи в основному водень - найпоширеніший елемент у Всесвіті. В епоху рекомбінації Всесвіт стала прозорою. Справа в тому, що в плазмі світло не поширюється вільно. Фотони, стикаючись з електронами і протонами, розсіюються, змінюють напрямок руху і частоту. Іншими словами, вони «забувають» ту інформацію, яку несли до зіткнення. До епохи рекомбінації речовина Всесвіту було схоже на матове скло, крізь які видно чіткі картини. Як кажуть астрономи, оптична товща речовини була великою. Роль мутного скла грала плазма.

Замість гарячої суміші - плазми - виникли дві складові: фотони і атоми - речовина. Енергія фотонів зменшилася настільки, що вони вже були не в змозі відривати злектронную від ядер. Настала найважливіша епоха - ЕПОХА ВІДДІЛЕННЯ ВИПРОМІНЮВАННЯ ВІД ВЕЩЕСТВА. Всесвіт стала прозорою. Цей момент називають моментом останнього розсіювання фотонів. Температура, при якій відбувається рекомбінація водню, дуже добре відома з лабораторних вимірювань: вона лежить в інтервалі від 4 500 до 3 000 K. В епоху рекомбінації масштабний фактор Всесвіту був приблизно в тисячу разів менше, ніж зараз, а кількість фотонів в кілька мільярдів разів перевищувало число баріонів. Втім, це і зараз так: кількість фотонів і баріонів майже не змінилося з тієї епохи.

З усіх напрямків на небі, крізь прозоре простір Всесвіту, до нас приходять ті самі реліктові фотони. Точки простору, з яких фотони доходять до спостерігача, утворюють так звану поверхню останнього розсіювання. Це єдине джерело у Всесвіті, всередині якого ми перебуваємо. Таким чином, ми знову переконуємося, що на небі не існує «єдиної точки», що відповідає місцю Великого взрива.Чем далі знаходиться спостережуваний об'єкт, тим в блее ранню епоху він існував. Але такі об'єкти оточують нас з усіх боків, так що «чим далі, тим раніше». Світло реліктових фотонів, що йдуть до нас з усіх боків, приходить з минулого, з поверхні останнього розсіювання. Великий вибух - саме там, в минулому, яке оточує нас з усіх боків.

Фотони, розсіяні останній раз на поверхні останнього розсіювання, доходять до спостерігача, практично не взаємодіючи по дорозі з речовиною. Ці фотони і утворюють реліктове ізлченіе. Воно володіє спектром абсолютно чорного тіла і до теперішнього часу має температуру 2,73 K. Падіння температури від 3 000 K в епоху останнього розсіювання до 3 K сьогодні обумовлено тим, що з тієї епохи розмір Всесвіту збільшився приблизно в 1 000 разів; разом з простором «розтягнулися» і фотони: довжина їх хвилі (λ) зросла в 1 000 разів, частота (ν) впала в 1 000 разів, тому енергія кожного фотона (E = hν = hc / λ) зменшилася в 1 000 разів, відповідно знизилася і температура випромінювання. Але при цьому все нерівномірності розподілу температури по поверхні останнього розсіювання, які були в ту епоху, зберігаються у вигляді кутовий нерівномірності (анізотропії) розподілу температури реліктового випромінювання по небу. Спостерігаючи ці нерівномірності, космологи судять про спектр первинних збурень, про основні параметри Всесвіту і про фізику раннього Всесвіту.

Реліктове випромінювання має унікальну властивість. Температура поверхні останнього розсіювання дивно изотропна, з точністю в 0,001. Завдяки сучасній техніці, космічних обсерваторіям, складена детальна карта анізотропії реліктового випромінювання - відмінності температури в різних напрямках на небі. Вони оцінюються всього в 3 мікрокельвіна.

Чому вивчення анізотропії реліктового випромінювання так важливо? Справа в тому, що нерівномірність розподілу речовини обумовлена ​​наявністю слабких збурень метрики (гравітаційного поля), що сприяє виникненню гравітаційних хвиль. Обурення, які ми спостерігаємо у вигляді картини змінної інтенсивності реліктового випромінювання на небесній сфері, зобов'язані своїм походженням гравітаційним збурень, породженим в ранньому Всесвіті в епоху, близьку до епохи інфляції. Вивчаючи анизотропию реліктового випромінювання, космологи отримують можливість судити про фізичні процеси в ранньому Всесвіті, що відбувалися при енергіях, недоступних для вивчення на сучасних прискорювачах. Тому анізотропія реліктового випромінювання цікава не тільки космологам, але і фізикам, які досліджують фундаментальні процеси взаємодії матерії.

У проміжку між епохою рекомбінації і нашим часом лежала ще одна важлива епоха -епоха ОСВІТИ Великомасштабна структура Всесвіту, формування галактик і інших об'єктів. Початок цієї епохи умовно відповідає температурі T ≈ 30 K.

Відкриття сучасного прискореного розширення Всесвіту ставить перед вченими нові проблеми. Зокрема, закон всесвітнього тяжіння може бути складніше, ніж ми думали. Гравітаційна сила двох пробних частинок може містити два доданків: перше - добре відома ньютонова сила тяжіння, а друге - сила, що перешкоджає тяжінню. Вона дорівнює добутку лямбдачлена, введеного А. Ейнштейном, на відстань між частинками.