65 ½ (не)детских вопросов о том, как устроено всё - Кирилл Викторович Половников
в надежде на то, что с его помощью ему все-таки удастся получить стационарные решения.
Однако детальный анализ новых уравнений показал, что даже с учетом дополнительного лямбда-члена решения получаются нестационарными. А любое стационарное решение оказывается неустойчивым, и при малейшем возмущении такая Вселенная начнет расширяться или сжиматься. Так что в итоге Эйнштейну пришлось признать правильность решения Фридмана и отказаться от идеи неизменной Вселенной. Тем более что на это прямо указывали открытия Хаббла. Ведь разбегающиеся во все стороны галактики как раз подтверждали факт расширения Вселенной: чем дальше галактика от нас находится, тем больше расширяющегося пространство между нами, тем с большей скоростью она от нас удаляется.
Предложенный Эйнштейном лямбда-член не справился со своей задачей, и физики на несколько десятилетий о нем забыли. Но впоследствии оказалось, что именно эта добавка к уравнениям общей теории относительности объясняет ускоренное расширение Вселенной, начавшееся примерно 6–7 миллиардов лет назад. Это дополнительное слагаемое получило название темной энергии. Но об этом мы поговорим уже в главе «Чем темная энергия отличается от темной материи?» (стр. 338).
Получается, что расширение Вселенной – это наблюдательный факт. То есть все галактики с каждым днем все больше и больше удаляются друг от друга. И это связано не с их перемещением в пространстве (хотя все они, конечно же, куда-нибудь движутся), а с расширением самого пространства. Но это значит, что в прошлом все галактики были гораздо ближе друг к другу. А в пределе – когда-то всё вещество и всё пространство Вселенной было сжато в одну точку, из которой это расширение и началось. Выходит, что у нашей Вселенной есть конечный возраст. Однако чтобы подсчитать, сколько ей лет, одних скоростей разлета галактик недостаточно. Поэтому ученым пришлось учесть всё содержимое Вселенной. А это оказалось не такой простой задачей – ведь основную часть содержимого Вселенной составляют две темные субстанции (темная материя и темная энергия), природа которых до сих пор неясна. Тем не менее даже того, что мы о них знаем, оказалось достаточно, чтобы с учетом всех наблюдаемых астрономических данных, а также параметров реликтового излучения (о котором мы поговорим в следующей главе), ученые смогли подсчитать возраст нашей Вселенной. Он оказался равен 13,8 миллиарда лет. Именно столько лет назад она возникла и началось ее расширение, продолжающееся по сей день.
Вопрос 63. Теория Большого взрыва – что и где вообще взорвалось?
Если Вселенная постоянно расширяется, значит, в прошлом она была значительно меньше, чем сегодня. И если отмотать историю назад на 13,8 миллиарда лет, то мы увидим Вселенную, сжатую в очень небольшую область пространства, или даже точку, сингулярность, из которой она и родилась. Описать это состояние Вселенной наши теории не способны, поскольку в момент рождения Вселенной ее температура была бесконечной, а размер равнялся нулю. С такими входными параметрами не справится ни квантовая механика, ни теория относительности. Есть надежда, что с этой проблемой поможет квантовая теория гравитации или теория струн, но это тема для отдельной большой книги.
Тем не менее даже на сегодняшнем уровне понимания законов природы мы можем достаточно точно описать дальнейшую эволюцию Вселенной и все происходящие в ней процессы, начиная с 10–34 секунды после ее рождения. Теория, описывающая эту эволюцию, была названа теорией Большого взрыва. И она не про то, что было до рождения Вселенной или почему там что-то взорвалось, а про то, что происходило после этого взрыва.
Самая первая фаза эволюции Вселенной называется Планковской эпохой, поскольку она продолжалась в течение всего лишь одного планковского времени – от нуля до 10–43 секунд. Размер Вселенной тогда был порядка 10–35 м, а температура 1032 градусов. Все вещество Вселенной находилось в таком экстремальном состоянии, что все известные фундаментальные силы или взаимодействия были неотличимы друг от друга и проявлялись абсолютно одинаково: гравитацию было невозможно отличить от электромагнетизма, а сильное ядерное взаимодействие от слабого. Пока мы даже теоретически не можем описать такое состояние материи, это задача для квантовой теории гравитации. Но такое состояние Вселенной оказалось неустойчивым, и все взаимодействия стали постепенно отделяться друг от друга, превращаясь в уже хорошо знакомые нам четыре силы.
После того, как Планковская эпоха закончилась, началась следующая – Эпоха Великого объединения. В это время гравитация уже отделилась, но три остальные взаимодействия (электромагнитное, сильное и слабое) все еще были объединены в одно. Вселенная продолжала расширяться, а температура вещества постепенно уменьшалась до 1027 градусов. А когда юной Вселенной исполнилось 10–36 секунды, сильное ядерное взаимодействие отделилось от остальных. Это запустило следующую фазу расширения Вселенной – Эпоху космологической инфляции. На этой стадии пространство раздувалось чрезвычайно быстро (быстрее скорости света): за время с 10–36 до 10–33 секунды Вселенная увеличилась в размере в миллиарды и триллионы раз. Более подробно об этой стадии мы поговорим в главе «Как в теории инфляции появляются параллельные Вселенные?» (стр. 344).
Кроме того, отделение сильного взаимодействия нарушило баланс между материей и антиматерией, из-за чего возникла та самая барионная асимметрия Вселенной, благодаря которой стало рождаться больше частиц, чем античастиц[140].
Следующей фазой (между 10–32 и 10–12) была Электрослабая эпоха. Она так названа, поскольку на этом этапе электромагнитное и слабое взаимодействия еще были неразличимы. В этот период рождается большое число бозонов Хиггса, а также W-бозон, Z-бозон. И вот это состояние материи мы можем сегодня не только теоретически описать, но и воссоздать в земных условиях на самых мощных ускорителях – таких, как Большой адронный коллайдер.
Далее Вселенная продолжала расширяться и остывать, и через 10–12 секунды после начала ее расширения электрослабое взаимодействие разделилось на уже привычные нам электромагнитное и слабое, материя начала аннигилировать с антиматерией, которой тогда уже было немного меньше, чем обычного вещества. Оставшиеся кварки и глюоны объединились и образовали протоны и нейтроны (это произошло примерно через 10–6 секунды после Большого взрыва). По мере дальнейшего расширения и остывания вещества Вселенной отдельные протоны и нейтроны начали объединяться в ядра дейтерия (изотопа водорода), гелия и других легких элементов.
Однако все это время температура материи была настолько высока, что электромагнитное излучение не могло свободно распространяться по Вселенной – его постоянно поглощали и опять излучали высокоэнергичные элементарные частицы. Но когда Вселенной было уже примерно 380 тысяч лет, материя остыла
