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 |
 |
| 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 1010 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.
|
|
|
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. |
|
|
|
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 δT∼100μK, т.е, δT/T∼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. | 
|
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.
