Логин: Delete icon
Пароль:Регистрация
Логотип Физического факультета МГУ
Логотип Института ядерных исследований РАН
Кафедра физики частиц и космологии
Физического факультета МГУ
IconIconIconIconIcon
  •Главная   •ИЯИ   •Наука   •Учеба   •Курсовые   •Люди   •Связь   •Брошюра

Теория ранней Вселенной
и ее связь с физикой частиц

Спецкурсы Введение в теорию ранней Вселенной
Дополнительные главы космологии
Руководители Д.С. Горбунов, М.В. Либанов, А.Г. Панин, В.А. Рубаков, С.М. Сибиряков, И.И. Ткачев


Этапы эволюции Вселенной.
Рис. 1. Этапы эволюции Вселенной и данные о них.

Космология – наука о Вселенной. В этом ее отличие от астрофизики, которая имеет дело с отдельными объектами, например, звездами, галактиками, черными дырами. Современная космология – количественная наука, она опирается на многочисленные наблюдательные данные, часть из которых отличается весьма высокой точностью, см. рис. 1.

Вселенная расширяется: трехмерное пространство растягивается, галактики удаляются друг от друга. Это означает, что вещество когда-то было гораздо более плотным, чем сейчас. Это вещество было очень горячим: мы точно знаем, что в эволюции Вселенной был этап, когда температура достигала \(10^{10}\) K. Скорее всего, на еще более ранних стадиях достигались температуры на много порядков выше этой. Какие процессы происходили тогда во Вселенной? Какие следы этих процессов можно обнаружить сегодня? Это – один круг вопросов, на которые отвечает космология. Связь с физикой частиц здесь очевидна: при температурах, о которых идет речь, космическая среда состояла из элементарных частиц, эти частицы все время сталкивались друг с другом, а энергия столкновений была сравнима с энергией Большого адронного коллайдера и, вполне возможно, на порядки превышала ее.

Мы также знаем, что на каком-то этапе развития Вселенной произошла генерация темной материи, которая, по-видимому, состоит из массивных, стабильных, электрически нейтральных частиц. Эти частицы присутствуют сейчас в галактиках и скоплениях галактик (см. рис. 2 и рис. 3); плотность их массы в среднем по Вселенной примерно в 5 раз превышает плотность массы обычного вещества. Что это за частицы? Каковы их свойства? Как они появились во Вселенной? Как их искать в экспериментах на Земле? Такие вопросы особенно сближают космологию и физику частиц. Это же относится к проблеме асимметрии между материей и антиматерией: вещество во Вселенной есть, а антивещества нет (или оно спрятано в очень компактных объектах типа антинейтронных звезд). Каким образом такая асимметрия образовалась в процессе эволюции Вселенной? Вопрос особенно нетривиален всвязи с тем, что в ранней Вселенной активно рождалсь и уничтожались пары «частица-античастица», так что вещества и антивещества было почти (но не совсем!) поровну.

Гравитационное линзирование 1 Гравитационное линзирование 2

Рис. 2. Гравитационное линзирование скоплением галактик, вызванное искривлением лучей света гравитационным полем скопления. На правом рисунке желтым показаны галактики, входящие в скопление, голубые продолговатые объекты – изображения одной и той же галактики, расположенной за скоплением. Множественность изображений связана с неидеальностью линзы. Данные по линзированию позволяют определить гравитационный потенциал на разных расстояниях от центра скопления, и, следовательно, распределение полной плотности массы. Это распределение показано на левом рисунке: чем светлее область, тем больше плотность массы. Видно, что распределение массы не соответствует распределению светящегося вещества. Основную массу скопления составляет темная материя.

Bullet cluster 1 Bullet cluster 2

Рис. 3. Два скопления галактик после столкновения. Контуры показывают эквипотенциальные поверхности гравитационного потенциала, измеренные с помощью гравитационного линзирования. Основная масса сосредоточена внутри небольших областей, где контуры сгущаются. Обычная материя – это в основном горячий газ, его распределение измерено рентгеновским телескопом и показано цветом на правом рисунке. Газовые облака из-за трения отстали от основной массы. Эту массу составляет темная материя, не испытывающая трения.

Началась ли волюция Вселенной сразу с горячей стадии, или перед этой стадией была какая-то другая эпоха? Сейчас можно с определенной уверенностью сказать, что какая-то другая эпоха была. Какая именно? Наиболее популярный ответ – эпоха инфляции, быстрого (экспоненциального) расширения Вселенной. В то время сколько-нибудь обычного вещества во Вселенной не было, а динамикой расширения управляло новое поле – инфлатон. Именно инфляции наша Вселенная обязана тем, что она такая большая и что трехмерное пространство в ней почти не искривлено (сумма углов треугольника со сторонами в десятки миллиардов световых лет равна 180 градусов – экспериментальный факт). Во время инфляции во Вселенной образовались первичные неоднородности, из которых потом сформировались первые звезды, галактики, скопления галактик, см. рис. 4. Механизмы генерации первичных неоднородностей, как и предсказания относительно их свойств несколько различаются в конкретных инфляционных моделях, но общим для них является то, что первоисточником этих неоднородностей служат вакуумные флуктуации квантовых полей.

Рис. 4. Фотоснимок Вселенной в возрасте 380 тыс. лет: зависимость температуры реликтового излучения от направления на небесной сфере. Реликтовое излучение – это фотоны, которые рождались, поглощались, рассеивались в космической среде, пока эта среда была плазмой (т.е. электроны не были связаны с протонами), и перестали взаимодействовать со средой после того, как Вселенная остыла, и электроны с протонами объединились в нейтральный водород (именно тогда возраст Вселенной составлял 380 тыс. лет). Современная температура реликтовых фотонов равна 2.725 K, она вычтена на рисунке. Флуктуации температуры находятся на уровне \(\delta T \sim 100 \mu K\), т.е, \(\delta T/T \sim 10^{-4} -10^{-5}\). Флуктуации температуры обязаны неоднородностям во Вселенной, поэтому этот фотоснимок несет много информации как о первичных неоднородностях, так и распространении фотонов по Вселенной.

Анизотропия реликтового излучения.

Многие модели инфляции согласуются со всеми имеющимися наблюдательными данными. Это, однако, не означает, что гипотезу об инфляции можно считать доказанной. У этой гипотезы имеются конкуренты, которые пока тоже не противоречат наблюдениям. Развитие разных вариантов теории инфляции и конкурирующих теорий, получение наблюдаемых следствий – еще одна задача теоретической космологии. Замечательно, что сравнение теории с космологическими наблюдениями позволит выяснить (причем, скорее всего, в обозримом будущем), какова была Вселенная в первые доли секунды своей эволюции, еще до горячей стадии.

Принимая гипотезу инфляции в качестве рабочей, необходимо ответить на вопрос о том, каким образом инфляционная стадия закончилась и как во Вселенной появилось горячее вещество. Проект ответа имеется: после инфляции наступила эпоха разогрева, связанная с особенностями динамики инфлатонного поля и его взаимодействием с другими полями. Можно ли что-то узнать из наблюдений об эпохе постинфляционного разогрева? Какие именно следы этой эпохи нужно искать? Однозначного ответа на эти вопросы пока нет.

Довольно неожиданным открытием рубежа XX – XXI веков стало обнаружение ускоренного расширения Вселенной. Современная Вселенная расширяется почти в том же режиме, как и при инфляции, только темп расширения на много порядков ниже. В рамках имеющейся теории гравитации – общей теории относительности – такое поведение можно объяснить только допустив наличие во Вселенной некоторой субстанции с необычными свойствами, которую называют темной энергией. Роль темной энергии может играть либо вакуум, либо некоторое новое поле (аналог инфлатона). Альтернативное объяснение ускоренного расширения Вселенной может состоять в том, что общая теория относительности перестает работать на сверхбольших расстояниях. Теоретический анализ этих возможностей, их сопоставление с наблюдательными данными, получение предсказаний о проявлениях темной энергии или новой гравитации – одна из «горячих точек» теоретической космологии. Основной инструмент здесь – методы классической и квантовой теории поля, заимствованные из теории элементарных частиц.

В беглом обзоре обо всей космологии не расскажешь. Вот еще примеры вопросов, на которые она должна давать ответ (в большинстве случаев этот ответ, скорее всего, положителен): Важны ли с космологичесской точки зрения массы нейтрино, можно ли о них что-то сказать на основе наблюдений? Могут ли во Вселенной существовать новые частицы с экзотическими свойствами, можно ли их «заметить»? Должны ли существовать реликтовые гравитационные волны, образовавшиеся в первые мгновения эволюции Вселенной, могут ли они быть обнаружены? Перечень вопросов можно продолжить...

Космология сегодня находится в фазе бурного развития. Большинство количественных результатов в ней было получено за последние 10 - 15 лет, и многие из этих результатов стали сюрпризами. И все же пока мы знаем о нашей Вселенной сравнительно немного. Быстрый прогресс теории, наблюдений, эксперимента наверняка приведет к новым открытиям в недалеком будущем.

В.А. Рубаков