Космология

Источник статьи: Большая российская энциклопедия

КОСМОЛО́ГИЯ (от космос и …логия) – раздел физики, изучающий Вселенную в больших масштабах и включающий в себя учение о структуре и эволюции всей охваченной астрономическими наблюдениями части Вселенной. Эмпирически основой космологии являются данные астрономических наблюдений и данные экспериментальной физики. Теоретический базис космологии составляют основы физической теории, описывающие строение, взаимодействие и законы движения материи, а также достижения математики, численного моделирования и других наук. На базе общей теории относительности (ОТО) создана стандартная космологическая модель, объясняющая все имеющиеся наблюдательные данные, однако ключевые компоненты этой модели (тёмная материя и тёмная энергия) требуют расширения стандартной модели элементарных частиц. Космологические выводы и обобщения имеют большое мировоззренческое значение.

Исторический очерк

Представления о строении всего окружающего мира были важным элементом человеческой культуры на протяжении всей её истории. Эти представления отражали уровень знаний и опыт изучения природы в соответствующие эпохи развития человеческого общества. По мере того, как расширялись пространственные и временны́е масштабы познанной человеком части Вселенной, менялись и космологические представления. Первой космологической моделью, имеющей математическое обоснование, можно считать геоцентрическую систему мира Клавдия Птолемея (2 в. н. э.). Она господствовала в науке около 1,5 тыс. лет. Затем её сменила гелиоцентрическая система мира Н. Коперника (16 в.). В дальнейшем необычайное расширение масштабов исследованного мира благодаря изобретению и совершенствованию телескопов привело к представлению о звёздной Вселенной. В начале 20 в. возникло представление о Вселенной как о мире галактик (Метагалактике). Наконец, к началу 21 в. была создана стандартная космологическая модель эволюционирующей Вселенной, описывающая мир в больших масштабах. Из рассмотрения этой исторической цепочки смен космологических представлений с непреложностью следует, что каждая «система мира» по существу была моделью наибольшей системы небесных тел и физических процессов, достаточно хорошо изученных к тому времени. Так, модель Птолемея правильно отражала строение системы Земля – Луна, система Коперника была моделью Солнечной системы, идеи модели звёздного мира У. Гершеля и других отражали некоторые черты строения Галактики, стандартная модель опирается на данные о пространственном распределении галактик и анизотропии реликтового излучения (РИ). Но каждая из этих моделей претендовала в своё время на описание строения «всей видимой Вселенной».

Ещё в 19 в. выяснилось, что попытки применения теории тяготения Ньютона к бесконечному распределению материи в пространстве ведут к ряду серьёзных трудностей (см. Космологические парадоксы). Современная космология возникла в начале 20 века после создания А. Эйнштейном общей теории относительности. Первая модель Вселенной, основанная на новой теории тяготения (так называемая релятивистская космологическая модель), была построена Эйнштейном в 1917. Однако она описывала статическую Вселенную и, как показали астрофизические наблюдения, оказалась неверной.

В 1922–24 А. А. Фридман получил общие решения уравнений общей теории относителности для вещества, в среднем равномерно заполняющего всё пространство, в котором к тому же все направления равноправны. Эти решения в общем случае нестационарны, они описывают расширение или сжатие всего вещества, всей Вселенной. В 1929 Э. Хаббл в результате многолетних астрофизических наблюдений открыл расширение окружающего нас мира галактик, подтверждающее правильность выводов Фридмана. Фридмановские модели являются основой всего последующего развития Космологии. Эти модели описывают механическую картину движения тяготеющих масс во Вселенной (так называемые хаббловские потоки вещества). Если прежние космологические построения были призваны описывать главным образом наблюдаемую структуру Вселенной, кажущуюся стационарной, то модели Фридмана по своей сути были эволюционными, связывали современное состояние Вселенной с её предыдущей историей. С конца 1940-х гг. всё большее внимание космология обращает на физику процессов, протекавших на разных этапах космологического расширения. В 1946–48 появилась теория горячей Вселенной Г. Гамова, согласно которой в начале расширения вещество характеризовалось огромной температурой. В это же время были разработаны принципиально новые астрономические методы наблюдений. Возникла радиоастрономия, а затем, после начала космической эры, рентгеновская астрономия, гамма-астрономия, ИК-астрономия. Новые возможности появились и у оптической астрономии.

В 1965 А. Пензиас и Р. В. Вильсон открыли микроволновое фоновое излучение (реликтовое излучение) – охладившееся электромагнитное излучение, которое в начале расширения Вселенной имело очень высокую температуру. Это открытие доказало справедливость теории Гамова.

Современная космология характеризуется прогрессом в области высоких технологий и новых методов обработки наблюдательных данных, плодотворными исследованиями анизотропии и поляризации реликтового излучения, крупномасштабной структуры Вселенной и др., интенсивным развитием теории ранней Вселенной, проблемы начала космологического расширения и пр. Решена важнейшая задача космологии – объяснение возникновения крупномасштабной структуры Вселенной (галактик, их групп и скоплений, распределений галактик в пространстве-времени и т. д.) из малых затравочных неоднородностей вещества. Создана теория рождения начальных космологических возмущений из квантовых флуктуаций плотности под действием нестационарного гравитационного поля ранней Вселенной. Стандартная космологическая модель базируется на так называемом инфляционном Большом взрыве (см. теория Большого взрыва), создавшем хаббловское расширение материи (модель Фридмана) с малыми геометрическими отклонениями от него (начальные возмущения), из которых впоследствии в силу гравитационной неустойчивости и развилась структура Вселенной. Основными элементами поздней Вселенной являются наблюдаемые, но неизвестные пока физике элементарных частиц формы материи – тёмная материя и тёмная энергия. Всё это ставит космологию в ряд передовых физических наук в исследовании физического мира.

Теория однородной изотропной Вселенной

Астрофизические наблюдения показывают, что в масштабах, превышающих десятки мегапарсек (самые крупные скопления галактик имеют размеры в несколько мегапарсек), распределение материи можно считать почти однородным, а все направления во Вселенной равноправными. Во фридмановских космологических моделях, основывающихся на этих фактах, материя рассматривается как непрерывная среда, равномерно заполняющая пространство и в каждый момент времени имеющая определённые значения плотности [math]\displaystyle{ \rho }[/math] и давления [math]\displaystyle{ P }[/math]. Для анализа движения этой среды обычно используют сопутствующую систему отсчёта, аналогичную лагранжевым координатам в классической гидродинамике. В этой системе вещество неподвижно, деформацию вещества отражает деформация системы отсчёта, так что задача сводится к описанию деформации системы отсчёта.

Трёхмерное пространство сопутствующей системы отсчёта называется сопутствующим пространством. В случае однородного изотропного пространства квадрат элемента длины [math]\displaystyle{ dl }[/math] может быть записан в виде

[math]\displaystyle{ dl^2=R^2 \frac{d^2+dy^2+dz^2}{1+k(x^2+y^2+z^2)/4} }[/math]  ,  (1)

а квадрат четырёхмерного интервала $ds$ – в виде

[math]\displaystyle{ ds^2=c^2 dt^2 - dl^2 }[/math]  .  (2)

Здесь [math]\displaystyle{ t }[/math] – время, [math]\displaystyle{ x, y, z }[/math] – безразмерные пространственные координаты, [math]\displaystyle{ R }[/math] – радиус кривизны пространства (не зависящий от пространственных координат, но зависящий от времени), [math]\displaystyle{ c }[/math] – скорость света; коэффициент [math]\displaystyle{ k }[/math] может принимать значения [math]\displaystyle{ 0, \pm 1 }[/math]. При [math]\displaystyle{ k=+1 }[/math] пространство имеет положительную кривизну (см. Кривизна пространства-времени), при [math]\displaystyle{ k=-1 }[/math] – отрицательную. В случае [math]\displaystyle{ k=0 }[/math] пространство евклидово, а [math]\displaystyle{ R }[/math] – произвольный масштабный множитель (масштабный фактор). Изменение [math]\displaystyle{ R }[/math] с течением времени описывает расширение или сжатие сопутствующей системы отсчёта, а значит, и вещества.

Для решения задачи о деформации системы отсчёта остаётся найти единственную неизвестную функцию [math]\displaystyle{ R(t) }[/math]. Уравнения общей теории относительности в рассматриваемом случае называются уравнениями Фридмана:

[math]\displaystyle{ \frac{\ddot R}{R}=- \frac{4 \pi G}{3}(\rho + \frac{3P}{c^2}) }[/math]  ,  (3)

[math]\displaystyle{ \frac{1}{2} \left (\frac{\dot R}{R} \right ) - \frac{4 \pi G \rho}{3}=- \frac{kc^2}{2R^2} }[/math]  ,  (4)

Здесь [math]\displaystyle{ G }[/math] – гравитационная постоянная, точка над [math]\displaystyle{ R }[/math] обозначает дифференцирование по [math]\displaystyle{ t }[/math], величина [math]\displaystyle{ \dot R/R }[/math] определяет скорость относительного изменения линейных масштабов в системе отсчёта , она обозначается [math]\displaystyle{ \dot R/R\equiv H }[/math] и называется постоянной Хаббла (поскольку [math]\displaystyle{ H }[/math] зависит от времени, её правильнее называть параметром или функцией Хаббла). Уравнения (3), (4) определяют зависимость [math]\displaystyle{ R(t) }[/math], и из них следует выражение для изменения плотности энергии [math]\displaystyle{ \rho }[/math] со временем:

[math]\displaystyle{ \dot \rho + 3\frac{\dot R}{R} \left (\rho + \frac{P}{c^2} \right ) }[/math]  .  (5)

Уравнение (3) описывает замедление или ускорение темпа расширения Вселенной под действием тяготения. При этом учитывается, что в общей теории относительности тяготение создаётся также и давлением вещества [math]\displaystyle{ P }[/math]. Поскольку в однородной Вселенной нет градиентов давления, в ней нет и гидродинамических сил, которые определяются перепадом давления и могут влиять на движение вещества. Давление проявляется только в гравитации, оно может иметь любой знак, тогда как для известных нам форм материи [math]\displaystyle{ P \gt 0 }[/math]. Если общее значение в скобках уравнения (3) положительно, то космологическое расширение замедляется со временем. Если же [math]\displaystyle{ \rho + 3P/c^2 \lt 0 }[/math], то темп расширения увеличивается. Гравитация в равной мере обладает как свойством притяжения, так и отталкивания в зависимости от соотношения между [math]\displaystyle{ ρ }[/math] и [math]\displaystyle{ P }[/math] (уравнение состояния вещества). На разных этапах эволюции Вселенной эта зависимость различна.

Знак [math]\displaystyle{ k }[/math] определяется знаком разности [math]\displaystyle{ \rho - 3H^2/8 \pi G }[/math]. Величина [math]\displaystyle{ \rho_{\text{кр}} \equiv 3H^2/8 \pi G }[/math] называется критической плотностью Вселенной. Знак разности [math]\displaystyle{ \rho - \rho _{\text{кр}} }[/math] неизменен в ходе эволюции модели, хотя [math]\displaystyle{ \rho }[/math] и [math]\displaystyle{ \rho_{\text{кр}} }[/math] меняются со временем. Функция [math]\displaystyle{ R(t) }[/math] всегда начинается с нуля [по определению [math]\displaystyle{ R(t)\text{ ⩾ }0 }[/math]]. Если [math]\displaystyle{ \rho \text{ ⩽ }\rho_{\text{кр}} }[/math], то [math]\displaystyle{ k \text{ ⩽ }0 }[/math] и с ростом времени функция [math]\displaystyle{ R(t) }[/math] монотонно возрастает, что означает неограниченное расширение системы отсчёта и вещества. Если же [math]\displaystyle{ \rho \gt \rho _{\text{кр}} }[/math], то [math]\displaystyle{ k\gt 0 }[/math]: силы тяготения достаточно велики и расширение Вселенной через некоторое время может смениться сжатием, для этого необходимо пройти точку [math]\displaystyle{ H=0 }[/math], что возможно при [math]\displaystyle{ \rho + 3P/c^2 \gt 0 }[/math]. В этом случае, если [math]\displaystyle{ \rho + P/c^2 \gt 0 }[/math], [math]\displaystyle{ R(t) }[/math] вновь обращается в нуль, а плотность [math]\displaystyle{ \rho }[/math] возрастает до бесконечности. Состояния с [math]\displaystyle{ \rho = \infty }[/math], [math]\displaystyle{ R=0 }[/math] получили название сингулярностей (см. Космологическая сингулярность).

При [math]\displaystyle{ k=0 }[/math] пространство евклидово, его объём бесконечен в любой момент времени. При [math]\displaystyle{ k\lt 0 }[/math] пространство обладает постоянной отрицательной кривизной, геометрия его неевклидова и оно также имеет бесконечный объём. Модели, в которых пространства бесконечны, называются открытыми. Если же [math]\displaystyle{ k\gt 0 }[/math], то в такой модели пространство имеет постоянную положительную кривизну, оно не ограничено, но имеет конечный объём [math]\displaystyle{ V=2 \pi ^2R^3(t) }[/math]. Такие модели называются закрытыми или замкнутыми. Здесь рассмотрены только пространства с простейшими топологическими свойствами. В принципе топология может быть более сложной, она не определяется полностью уравнениями общей теории относительности и должна задаваться дополнительно.

Уравнения для [math]\displaystyle{ R(t) }[/math] – дифференциальные уравнения 2-го порядка, поэтому, чтобы найти функцию [math]\displaystyle{ R(t) }[/math] и определить космологическую модель, необходимо при некотором [math]\displaystyle{ t }[/math] знать (задать) значения двух констант. Например, для сегодняшнего момента времени [math]\displaystyle{ t=t_0 }[/math] задать значение плотности [math]\displaystyle{ \rho (t_0) \equiv \rho_0 }[/math] и постоянной Хаббла [math]\displaystyle{ H(t_0) \equiv H_0 }[/math]. Кроме того, для определения уравнения состояния необходимо знать состав вещества. Обычно вместо плотностей компонентов вещества [math]\displaystyle{ \rho_i }[/math] используют безразмерные величины [math]\displaystyle{ \Omega _i = \rho _i/\rho_{\text{кр}} }[/math]. Для построения модели реальной Вселенной эти величины (так называемые космологические параметры) надо найти из наблюдений.

Наблюдательная космология

Определение значений [math]\displaystyle{ H_0 }[/math] и [math]\displaystyle{ \rho_i }[/math] – одна из основных задач наблюдательной космологии начиная с её зарождения в конце 1920-х гг. В однородной расширяющейся Вселенной все объекты (галактики и скопления галактик) должны удаляться друг от друга со скоростью, пропорциональной расстоянию между ними. В 1929 Э. Хаббл установил, что далёкие галактики удаляются от нашей Галактики со скоростями [math]\displaystyle{ v }[/math], пропорциональными расстоянию [math]\displaystyle{ l }[/math] (закон Хаббла):

[math]\displaystyle{ v = H_0 l }[/math]  .  (6)

Сложность определения [math]\displaystyle{ H_0 }[/math] из астрономических наблюдений связана главным образом с трудностями измерения больших расстояний. Скорость удаления галактик гораздо легче измерить по эффекту Доплера – смещению линий в их спектрах в красную сторону (см. Красное смещение). Относительное изменение длины волны линий в спектре обозначают [math]\displaystyle{ z }[/math]:

[math]\displaystyle{ z \equiv (\lambda - \lambda _0) / \lambda _0 }[/math]  .  (7)

Здесь [math]\displaystyle{ λ_0 }[/math] – лабораторная длина волны линии спектра, [math]\displaystyle{ \lambda }[/math] – длина волны смещённой линии. При небольших значениях [math]\displaystyle{ z (z \text{ ⩽ } 0,5) }[/math] для определения космологических расстояний [math]\displaystyle{ l }[/math] пользуются простой формулой: [math]\displaystyle{ l=cz/H_0 }[/math] (Мпк). Значение [math]\displaystyle{ H_0 }[/math] известно с точностью 10%: [math]\displaystyle{ H_0=70 }[/math] км/(с·Мпк). Соответствующее значение критической плотности [math]\displaystyle{ r_ \text{кр}=10^{-29} }[/math] г/см^3. Величина [math]\displaystyle{ 1/H_0 }[/math] примерно соответствует времени [math]\displaystyle{ t_0 }[/math], прошедшему с момента начала расширения Вселенной. Эта величина, называемая возрастом Вселенной, составляет 14·10^9 лет. Сигнал, идущий со скоростью света [math]\displaystyle{ c }[/math] и вышедший в момент сингулярности, успевает за время [math]\displaystyle{ t }[/math] пройти конечное расстояние, примерно равное [math]\displaystyle{ ct }[/math]. Сфера радиусом [math]\displaystyle{ ct }[/math] с центром в точке наблюдения называется горизонтом частицы. Она ограничивает область, доступную в принципе наблюдению в момент времени [math]\displaystyle{ t }[/math]. Более практичной величиной является хаббловский радиус (или размер причинно связанной области) [math]\displaystyle{ H^{-1} }[/math].

Наблюдениями установлено, что полная плотность всех форм материи во Вселенной равна критической: [math]\displaystyle{ \Omega _0 = \rho _0 / \rho _\text{кр} = 1 }[/math], то есть кривизна пространства равна нулю в пределах ошибок измерений (порядка нескольких процентов). Достаточно хорошо известна усреднённая по всему пространству плотность обычного вещества (барионов): [math]\displaystyle{ \Omega _ \text{Б} = 0,05 }[/math]. Только малая часть этого вещества (менее 10%) входит в галактики и скопления галактик и наблюдается по своему излучению: это звёзды, газ и пыль. Основная доля барионного вещества трудно наблюдаема и находится в форме разреженного ионизованного межгалактического газа (до 70%) и компактных тёмных объектов: чёрных дыр, нейтронных звёзд, белых и коричневых карликов, так называемых юпитеров (массивных экзопланет). Галактики чаще всего находятся в гравитационно связанных системах (группах и скоплениях разного масштаба), которые образуют ячеисто-сетчатую крупномасштабную структуру Вселенной с характерными размерами свободных от ярких галактик областей от 10 до 150 Мпк. Типичные расстояния между скоплениями галактик составляют 25–50 Мпк, а между крупнейшими сверхскоплениями (стенками и филаментами) 50–200 Мпк.

Астрофизические наблюдения определённо показывают, что помимо светящегося вещества во Вселенной имеется большое количество тёмной материи (около 27%), которая не взаимодействует с барионами и излучением, проявляя себя только своим тяготением. Именно тёмная материя участвует в гравитационном скучивании вещества и образует гравитационно связанные системы разных масс (вплоть до 10^15 масс Солнца), называемые гало тёмной материи. В гравитационные ямы тёмной материи увлекаются барионы и накапливаются там, образуя звёзды и дисковые системы, находящиеся во вращательном равновесии. Физическая природа тёмной материи пока не установлена, однако ясно, что она состоит из слабо взаимодействующих нерелятивистских частиц небарионной природы. Такие частицы отсутствуют в стандартной модели элементарных частиц, что указывает на неполноту наших знаний о физическом мире.

Доминирующий компонент материи (около 70%) не участвует в гравитационном скучивании и представляет собой разреженную субстанцию, пронизывающую всё пространство видимой Вселенной. Из термодинамических соображений следует, что её эффективное давление отрицательно и сопоставимо по модулю с плотностью энергии: [math]\displaystyle{ | \rho +P/c^2| \ll \rho }[/math]. Эта субстанция получила название тёмной энергии и является, скорее всего, сверхслабым полем, оставшимся после Большого взрыва. Найти тёмную энергию в лабораторных условиях не представляется возможным. Единственный путь её исследования – космологические наблюдения любых объектов, на движение которых или на их эволюцию она может влиять гравитационным образом (например, темп образования галактик), или прямые измерения геометрии пространства (диаграммы скорость – расстояние, угловой размер – красное смещение и т. д.). Наблюдения показывают, что современная Вселенная расширяется с ускорением. Это связано с доминированием тёмной энергии, отрицательное давление которой приводит к гравитационному отталкиванию.

Наблюдательная космология, помимо определения [math]\displaystyle{ H_0 }[/math], [math]\displaystyle{ ρ_0 }[/math] и характера распределения материи в пространстве, призвана решать и многие другие задачи, в первую очередь – выявление таких свойств совр. Вселенной, которые непосредственно отражают физику процессов, происходивших в начале космологического расширения.

Важнейшее значение имеет открытие и исследование реликтового излучения, оставшегося от первоначального этапа расширения Вселенной. Реликтовое излучение имеет одинаковую интенсивность от всех участков неба и равновесный планковский спектр, соответствующий температуре [math]\displaystyle{ T=2,735 К }[/math]. Дипольная составляющая анизотропии реликтового излучения [math]\displaystyle{ \Delta T/T \approx 10^{-3} }[/math] вызвана доплеровским эффектом из-за движения нашей Галактики по отношению к реликтовому излучению со скоростью около 600 км/с в направлении созвездия Гидра (к так называемому Большому аттрактору). Обнаружена слабая анизотропия реликтового излученгия на уровне [math]\displaystyle{ \Delta T/T \approx 10^{–5} }[/math] в масштабах от 10′ до 90°, прямо свидетельствующая о существовании первичных космологических возмущений в ранней Вселенной. По спектру анизотропии реликтового излучения определяются космологические параметры состава и ионизационной истории Вселенной.

Другой важной для космологии наблюдательной информацией является космическая распространённость химических элементов. Наиболее распространён во Вселенной водород ¹H, на долю которого приходится примерно 75% общей массы вещества, доля гелия ⁴Не составляет 25%, примесь других элементов незначительна. Химические элементы тяжелее гелия образуются на разных этапах эволюции звёзд. Гелий также образуется в звёздах, однако установлено, что столь большое количество гелия заведомо не могло быть произведено в звёздах за всё время существования Галактики. Таким образом, водород и гелий должны иметь космологическое происхождение (см. Нуклеосинтез). Они являются результатом ядерных реакций, происходивших в начале расширения Вселенной. Важное значение для космологии имеет распространённость дейтерия ²Н, несмотря на его малую долю в веществе Вселенной (3·10^–5 по массе). Дело в том, что дейтерий не может в заметных количествах синтезироваться в звёздах (он быстро выгорает) и, следовательно, также имеет космологическое происхождение. По распространённости первичных химических элементов определяется важный космологический параметр [math]\displaystyle{ \Omega_{\text{Б}H^2_0}=234 }[/math] [км/(с·Мпк)]² c точностью не менее 10% на уровне достоверности 95%.

Физические процессы в расширяющейся Вселенной

Наличие реликтового излучения свидетельствует о том, что в далёком прошлом, в начале расширения Вселенной, температура была весьма велика. Действительно, в ходе адиабатического расширения температура реликтового излучения уменьшается по закону [math]\displaystyle{ T \sim R^{-1} }[/math]. Поэтому при [math]\displaystyle{ R \rightarrow 0 }[/math] температура [math]\displaystyle{ T \rightarrow \infty }[/math]. Физические процессы в этих условиях описывает теория горячей Вселенной. Согласно этой теории, при температуре порядка 10¹³ К в термодинамическом равновесии с фотонами находились барионы, мезоны, мюоны, электроны, нейтрино и античастицы всех этих частиц. С понижением температуры в ходе расширения Вселенной аннигилировали тяжёлые частицы и античастицы, передавая свою энергию более лёгким частицам. По прошествии нескольких десятков секунд во Вселенной остались фотоны и примерно такое же количество нейтрино и антинейтрино трёх сортов. Помимо этого, во Вселенной имелась небольшая примесь барионов (протонов и нейтронов), для которых не нашлось партнёров-античастиц, чтобы проаннигилировать. Это объясняется тем, что в очень горячей Вселенной имелся небольшой избыток барионов над антибарионами. По окончании аннигиляции число барионов в единице объёма составляло величину порядка 10^–9 от числа фотонов. Присутствовали также электроны в количестве, равном числу протонов (они обеспечивали электронейтральность вещества). Для нейтрино Вселенная в это время уже прозрачна. Имевшиеся на этот момент нейтрино остались во Вселенной навечно. Эти так называемые реликтовые нейтрино, подобно реликтовым фотонам, из-за космологического расширения постепенно теряли энергию («нейтринное море» охлаждалось).

При расширении Вселенной важные физические процессы происходили с барионами. На ранней радиационно-доминированной стадии протоны и нейтроны быстро превращались друг в друга из-за взаимодействия с электронами, позитронами, электронными нейтрино и антинейтрино. Через несколько секунд после начала расширения эти реакции прекратились из-за понижения температуры. В это время доля нейтронов составляла около 15% от всего вещества. Наконец, по прошествии нескольких минут стало возможным образование сложных атомных ядер. Нейтроны, объединяясь с протонами, образовывали главным образом ядра ⁴Не. В результате гелий составляет около 25% по массе, протоны (¹Н) – около 75% по массе, примесь других химических элементов в синтезированном веществе незначительна. Позднее из этого вещества формировались галактики и звёзды. Данные наблюдений подтверждают, что вещество, из которого образовались объекты первого поколения, действительно имеет химический состав, предсказываемый теорией.

После прекращения ядерных реакций плазма Вселенной расширялась и остывала. В этой плазме имелись малые неоднородности плотности (стоячие звуковые волны). Поскольку давление реликтовых фотонов на плазму было велико (плазма непрозрачна), то оно препятствовало силам гравитации уплотнять первичные сгущения. Более того, неоднородности плотности (звуковые волны) малого масштаба затухали из-за лучистой вязкости и теплопроводности. Однако возмущения плотности тёмной материи логарифмически росли даже на радиационно-доминированной стадии из-за отсутствия давления в этом компоненте. Спустя примерно 300 тыс. лет после начала расширения плотность реликтового излучения сравнялась с плотностью тёмной материи и возмущения плотности стали расти быстрее (пропорционально масштабному фактору). К моменту, когда температура плазмы снизилась до 3000 К, произошла рекомбинация электронов и атомных ядер и плазма превратилась в нейтральный газ. Этот газ прозрачен для реликтового излучения, и оно свободно выходит из газовых сгустков. Силы газового давления резко уменьшились, и барионы стали беспрепятственно падать в гравитационные ямы из тёмной материи. Сгущения нарастали и образовывали гравитационно связанные массивные гало, причём сначала образовывались гало маленьких масс, а в дальнейшем коллапсировали всё большие и большие массы, приводя к слиянию небольших галактик и формированию массивных галактик и их скоплений.

Для проверки теории возникновения крупномасштабной структуры Вселенной важны данные о степени изотропии реликтового излучения. До эпохи рекомбинации космической плазмы флуктуации плотности плазмы сопровождались флуктуациями реликтового излучения (плазма была непрозрачна для реликтового излучения). После рекомбинации излучение стало свободно распространяться в пространстве, поэтому оно несёт информацию о неоднородностях, бывших в момент рекомбинации. Наблюдения интенсивности реликтового излучения в разных направлениях позволяют оценить степень неоднородности плазмы в момент рекомбинации. Возмущения плотности тёмной материи сыграли существенную роль в формировании структуры Вселенной. Сгущения слабовзаимодействующих частиц тёмной материи своим тяготением сделали возможным и ускорили образование барионных сгущений (первоначально малых, на что указывает высокая изотропия реликтового излучения).

Проблема начала космологического расширения

Успехи физики элементарных частиц при больших энергиях позволили приступить к исследованию процессов, имевших место в самом начале расширения Вселенной. Согласно теории, при [math]\displaystyle{ T\gt 10^{13} }[/math] К вещество состояло в основном из кварков. При температуре порядка 10¹⁵ К вещество содержало большое количество промежуточных бозонов – частиц, осуществляющих единое электрослабое взаимодействие. При ещё бóльших температуpax (порядка 10²⁸ К) происходили процессы, которые, вероятно, обусловили само существование вещества в современной Вселенной. В рамках данной гипотезы при [math]\displaystyle{ T\gt 10^{28} }[/math] К во Вселенной имелось большое число очень массивных так называемых Х- и Y-бозонов, осуществляющих единое сильное и электрослабое взаимодействие. С участием этих частиц кварки могут превращаться в лептоны и обратно. В это время количество частиц и античастиц каждого сорта было, вероятно, совершенно одинаковым. Когда температура расширяющейся Вселенной стала ниже 10²⁸ К, Х- и Y-бозоны и их античастицы начали распадаться, причём их распад происходил по-разному. В результате образовалось немного больше частиц, чем античастиц. Это привело к тому, что во Вселенной при температуре порядка 10¹³ К возник небольшой избыток (порядка 10^–9) барионов над антибарионами. Этот избыток барионов и привёл к существованию небольшой примеси обычного вещества в «море» лёгких частиц (при [math]\displaystyle{ T\lt 10^{12} }[/math] К). Позднее из этого вещества сформировались все небесные тела.

При температуре [math]\displaystyle{ T\gt 10^{28} }[/math] К Вселенная, вероятно, чрезвычайно быстро расширялась (см. Инфляционная модель Вселенной). Причиной этого, возможно, было имевшееся во Вселенной особое скалярное поле (или поля) с уравнением состояния, близким к вакуумно-подобному: [math]\displaystyle{ P \approx - \rho c^2 }[/math]. Подстановка этого уравнения в (5) показывает, что [math]\displaystyle{ \rho }[/math] при этом не меняется со временем. Из уравнения (3) следует, что вместо сил тяготения, обусловливающих [math]\displaystyle{ \ddot R\lt 0 }[/math], при отрицательном давлении [math]\displaystyle{ P }[/math] имеются силы гравитационного отталкивания и [math]\displaystyle{ \ddot R\gt 0 }[/math]. В результате Вселенная расширяется почти по экспоненциальному закону [math]\displaystyle{ R(t) \sim exp(t/t^\text{*}) }[/math] (где [math]\displaystyle{ t^\text{*} \text{ ⩽ }10^{-35} }[/math], [math]\displaystyle{ с }[/math] – постоянная) и за короткое время масштабный фактор возрастает в огромное число раз. В конце периода «инфляции» плотность энергии скалярного поля переходит в плотность массы обычной материи ультрарелятивистских частиц и античастиц, и далее расширение протекает с замедлением в согласии со «стандартной» теорией Фридмана. Начальная инфляционная стадия, вероятно, объясняет такие фундаментальные свойства современной Вселенной, как её большой размер, однородность в больших масштабах, близость средней плотности материи к критическому значению [math]\displaystyle{ \Omega_0=1 }[/math] и др. Возмущения плотности, рождающиеся параметрическим образом в конце инфляционной стадии, растягиваются инфляцией и попадают в область галактических масштабов, что в конце концов и приводит к образованию крупномасштабной структуры Вселенной.

Границу применимости самых общих концепций современной физики в космологии представляют большие плотности энергии, при которых должны проявляться ещё не изученные квантовые или многомерные свойства пространства-времени и тяготения. Инфляционная модель Вселенной даёт возможность предположить, что пространственная однородность Вселенной простирается на расстояния, намного превышающие размеры охваченной наблюдениями области Вселенной, но всё же на конечные масштабы. На границах этой области однородности, возможно, имеются экзотические образования, предсказываемые теоретической физикой, – доменные стенки, магнитные монополи и др., а за границей – другая области Вселенной [иногда их называют другими вселенными, множественными мирами или малтиверсом (от англ. multiverse)] с иными свойствами, чем область, доступная наблюдениям.

Литература статьи Большой российской энциклопедии

• Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Строение и эволюция Вселенной. М., 1975.
• Вейнберг С. Гравитация и космология. М., 1975.
• Пиблс Дж. Э. Структура Вселенной в больших масштабах. М., 1983.
• Лукаш В. Н., Михеева Е. В. Темная материя: от начальных условий до образования структуры Вселенной // Успехи физических наук. 2007. Т. 177. № 9.
• Гриб А. А. Основные представления современной космологии. М., 2008.
• Горбунов Д. С., Рубаков В. А. Введение в теорию ранней Вселенной. М., 2008.
• Хокинг С. Краткая история времени: от Большого взрыва до черных дыр. М., 2008.