Эволюция вселенной

Картина ночного неба представляется наблюдателю некоторым эталоном стабильности по сравнению с окружающими его процессами на Земле и в обществе: на протяжении всей жизни человека видимые звезды сохраняют неизменными свои положения и яркости, сохраняется привычный рисунок созвездий, и это единообразие нарушается лишь заметным движением небольшого числа объектов типа планет или комет, относящихся к нашей Солнечной системе.

Но это первое впечатление неизменности окружающей нас Вселенной в действительности обманчиво: она эволюционирует, и эта эволюция, сравнительно медленная сейчас, на ранних этапах была невообразимо быстрой, так что серьезные качественные изменения состояния Вселенной происходили за доли секунды. По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла около 15 миллиардов лет назад из некоторого начального "сингулярного" состояния с бесконечно большими температурой и плотностью и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Согласно этой теории Большого Взрыва, дальнейшая эволюция зависит от измеримого экспериментально параметра - средней плотности вещества в современной Вселенной. Если меньше некоторого (известного из теории) критического значения , Вселенная будет расширяться вечно; если же > , то процесс расширения когда-нибудь остановится и начнется обратная фаза сжатия, возвращающая к исходному сингулярному состоянию. Современные экспериментальные данные относительно величины еще недостаточно надежны, чтобы сделать однозначный выбор между двумя вариантами будущего Вселенной.

Есть ряд вопросов, на которые теория Большого Взрыва ответить пока не может, однако основные ее положения обоснованы надежными экспериментальными данными, а современный уровень теоретической физики позволяет вполне достоверно описать эволюцию такой системы во времени, за исключением самого начального этапа - порядка сотой доли секунды от "начала мира". Для теории важно, что эта неопределенность на начальном этапе фактически оказывается несущественной, поскольку образующееся после прохождения данного этапа состояние Вселенной и его последующую эволюцию можно описать вполне достоверно.

Закончив на этом общее введение, переходим к более подробному изложению теории Большого Взрыва и порождаемых ею проблем. Основными экспериментальными основаниями данной теории являются следующие три:

Наблюдаемое "разбегание" далеких галактик, подчиняющееся закону Хаббла.

Открытие в 1964 году Р. Пензиасом и А. Вильсоном космического фона "реликтового излучения", по интенсивности и спектральному составу эквивалентного излучению черного тела с температурой около 3 K (градусы Кельвина).

Наблюдаемый химический состав Вселенной, состоящей приблизительно из 3/4 (по массе) водорода и 1/4 гелия с небольшой (порядка одного процента) примесью прочих элементов.

Для описания эволюции после первой сотой доли секунды используются следующие разделы теоретической физики:

равновесная статфизика, главным образом ее основные принципы и теория релятивистского идеального газа;

общая теория относительности Эйнштейна, в частности космологическая модель Фридмана расширяющейся вселенной;

некоторые сведения из физики элементарных частиц: список основных частиц, их характеристики, типы взаимодействия, законы сохранения.

Все нужные сведения и закономерности из этих разделов являются надежно установленными, поэтому получаемую с их помощью информацию относительно эволюции системы можно считать вполне достоверной. Принципиальные трудности возникают лишь при попытке продвинуться еще ближе к "началу мира", т.е. внутрь первой сотой доли секунды. Для этого нужны надежные сведения о физике элементарных частиц в области сверхвысоких энергий, которыми мы сейчас не располагаем, поскольку такие энергии недостижимы на земных ускорителях. При дальнейшем продвижении к началу мира мы в какой-то момент столкнемся с еще более трудной проблемой необходимости "квантования гравитации", пока не имеющей даже принципиального удовлетворительного решения. В силу этих причин все попытки исследования самых первых мгновений существования нашего мира остаются пока чисто умозрительными теоретическими построениями. Поэтому мы будем просто исключать из рассмотрения это "первое мгновение" эволюции, ограничиваясь лишь последующим этапом, для которого располагаем достоверной информацией.