Глава 8: Космологические последствия

В предыдущих главах мы видели, как общая теория относительности Эйнштейна радикально изменила наше представление о пространстве, времени и гравитации. Теория интерпретирует гравитацию не как силу, а как проявление кривизны пространство-времени, причиной которой является наличие массы и энергии. Уравнения Эйнштейна предоставляют математическое описание того, как геометрия пространство-времени определяется распределением вещества и энергии.

Хотя последствия общей теории относительности были потрясающе подтверждены в солнечной системе, некоторые из ее наиболее глубоких последствий становятся явными, когда мы рассматриваем вселенную в целом. В этой главе мы исследуем, как общая теория относительности, примененная к космологии, приводит к драматическому новому представлению о динамичной, развивающейся вселенной. Мы увидим, как наблюдения Эдвина Хаббла в начале XX века стали первым доказательством расширяющейся вселенной и как эта идея, совмещенная с общей теорией относительности, легла в основу модели Большого взрыва космологии. Мы также столкнемся с одной из величайших загадок в современной физике - природой темной энергии, загадочной формы энергии, которая, как кажется, вызывает ускорение расширения вселенной.

Расширяющаяся Вселенная и Закон Хаббла

История современной космологии начинается в начале XX века с работой американского астронома Эдвина Хаббла. Используя телескоп Хукера диаметром 100 дюймов в обсерватории Маунт Уилсон в Калифорнии, Хаббл сделал ряд прорывных наблюдений, которые преобразовали наше представление о вселенной.

Одно из ключевых наблюдений Хаббла касалось природы определенных расплывчатых участков света на ночном небе, известных как "туманности". Многие астрономы считали, что эти туманности относительно маленькие газовые структуры внутри нашей галактики Млечный Путь. Однако Хаббл смог различить отдельные звезды в некоторых из этих туманностей и, сопоставляя их видимую яркость с яркостью аналогичных звезд в Млечном Пути, он мог оценить их расстояние. К его удивлению, он обнаружил, что эти туманности на самом деле находятся на огромном расстоянии, далеко за пределами Млечного Пути. Хаббл обнаружил, что вселенная значительно больше, чем прежде считалось, и наполнена бесчисленными "островными галактиками" - тем, что мы сейчас называем галактиками.

Но самым глубоким открытием Хаббла стало его исследование спектров света этих далеких галактик. Он обнаружил, что спектральные линии известных элементов систематически смещаются к красному концу спектра, явление, известное как красное смещение. Степень этого смещения увеличивалась с увеличением расстояния до галактики. Это красное смещение интерпретируется как доплеровский сдвиг, вызванный движением галактики от нас. Чем больше красное смещение, тем быстрее галактика удалена.

Наблюдения Хаббла привели его к поразительному выводу: вселенная расширяется. Галактики не являются статическими, а движутся друг от друга, подобно изюминкам в растущем хлебе. Более того, скорость удаления галактики пропорциональна ее расстоянию от нас. Это соотношение известно как закон Хаббла:

$$v = H_0 d$$

Здесь $v$ - скорость удаления галактики, $d$ - ее расстояние от нас, а $H_0$ - постоянная пропорциональности, известная как постоянная Хаббла. Значение постоянной Хаббла является мерой текущей скорости расширения вселенной.

Открытие Хаббла о расширяющейся вселенной стало откровением. Это свергло долго закрепленное представление о статической, неизменной космосе и ввело представление о том, что у вселенной есть история - она развивалась со временем. Это осознание стало рождением современной космологии.

Модель Большого Взрыва

Открытие расширяющейся вселенной сразу дает глубокий вопрос: если галактики сейчас движутся друг от друга, то были ли они ближе друг к другу в прошлом? Экстраполируя назад во времени, кажется, что в какой-то момент в далеком прошлом вся материя во вселенной была сконцентрирована в бесконечно плотной точке - сингулярности. Эта идея является основой модели Большого Взрыва космологии.

Согласно модели Большого Взрыва, вселенная начала свое существование около 13,8 миллиардов лет назад в крайне горячем и плотном состоянии. В этот начальный момент вселенная была бесконечно плотной и бесконечно горячей. Затем она расширилась и быстро остыла. При этом произошла серия фазовых переходов, подобно тому, как вода превращается в пар при нагревании или в лед при охлаждении. Эти переходы привели к образованию фундаментальных частиц и сил, как мы их знаем.

На ранних стадиях Большого Взрыва вселенная была бурливым котлом энергии. По мере расширения и остывания эта энергия начала конденсироваться в вещество - сначала в кварки и электроны, а затем, по мере дальнейшего охлаждения вселенной, эти кварки соединились, образуя протоны и нейтроны. Примерно через 380 000 лет после Большого Взрыва вселенная остыла достаточно, чтобы эти протоны и электроны соединились, образовав атомы, в основном водорода и гелия. Этот период, известный как рекомбинация, отметил разделение вещества и излучения. До этого момента, фотоны постоянно взаимодействовали с заряженными частицами, делая вселенную непрозрачной. После рекомбинации фотоны могли свободно перемещаться, и вселенная стала прозрачной. Послеискровое излучение этих первозданных фотонов до сих пор наблюдается сегодня, как космическое микроволновое фоновое излучение (КМФИ). Впервые обнаруженное в 1965 году Арно Пензиасом и Робертом Уилсоном, КМФИ - это практически равномерное фоновое излучение микроволнового диапазона, заполняющее небо. Оно имеет термический спектр черного тела, соответствующий температуре около 2,7 Кельвина, и служит удивительным подтверждением модели Большого Взрыва. Небольшие несовершенства в КМФИ, впервые подробно отображенные спутником COBE в 1990-х годах, предоставляют снимок Вселенной времени рекомбинации и являются зародышами всех будущих космических структур - галактик, звезд и планет, которые будут формироваться под воздействием гравитации.

Модель Большого Взрыва, основанная на наблюдении за расширением Вселенной и наличием КМФИ, предоставляет чрезвычайно успешное описание истории Вселенной. Она объясняет происхождение легких элементов в ранней Вселенной через процесс нуклеосинтеза Большого Взрыва и предоставляет рамки для понимания формирования космических структур.

Однако у модели есть свои проблемы. Стандартная модель Большого Взрыва полагается на несколько чрезвычайно конкретных начальных условий - ранняя Вселенная должна быть чрезвычайно равномерной, с веществом, равномерно распределенным с большой точностью, и должна иметь очень конкретную скорость расширения. Отклонения от этих условий приведут к Вселенной, значительно отличающейся от той, которую мы наблюдаем. Эта проблема начальных условий известна как проблема плоскости и проблема горизонта.

Более того, стандартная модель Большого Взрыва предсказывает существование определенных экзотических частиц, таких как магнитные монополи, которые никогда не были наблюдены. Это известно как проблема монополя.

Эти проблемы были решены в 1980-х годах теорией космической инфляции. Согласно теории инфляции, в самой ранней Вселенной был период чрезвычайно быстрого экспоненциального расширения, вызванного гипотетическим полем, называемым инфлатоном. Это быстрое расширение сгладило любые начальные несовершенства, приведя Вселенную к плоскому и однородному состоянию. Также были разведены все экзотические частицы до наблюдаемых уровней. Инфляция предоставляет элегантное решение проблемам стандартной модели Большого Взрыва и стала неотъемлемой частью современной космологии, хотя физическая природа поля инфлатона остается загадкой.

Темная энергия и ускоряющаяся Вселенная

В конце 1990-х годов изучение далеких сверхновых привело к удивительному открытию, которое снова перевернуло наше понимание космоса. Сверхновые, взрывные смерти массивных звезд, являются крайне яркими и могут быть видны на огромные космические расстояния. Особенно полезны для космологии являются определенный тип сверхновых, известных как тип Ia. Эти сверхновые возникают, когда белый карлик в бинарной системе аккрецирует вещество от своего спутника, в конечном итоге вызывая термоядерный взрыв. Поскольку условия для этого взрыва всегда одинаковы, сверхновые типа Ia обладают очень постоянной внутренней яркостью. Сравнивая эту внутреннюю яркость с их видимой яркостью, астрономы могут определить их расстояние. Они служат "стандартными свечами" для измерения масштаба Вселенной.

В 1998 году две независимые команды астрономов, проект по космологии сверхновых и команда поиска сверхновых высокой звездной величины-High-Z, использовали сверхновые типа Ia для измерения истории расширения Вселенной. Они ожидали обнаружить, что расширение Вселенной замедляется из-за гравитационного притяжения материи. Вместо этого они обнаружили противоположное: расширение Вселенной ускоряется.

Этот результат был шокирующим и неожиданным. В стандартных космологических моделях Вселенная могла расширяться бесконечно при уменьшающейся скорости или в конечном итоге рухнуть на себя в "Большой Сжимающийся Объект", но ускоряющееся расширение ранее не рассматривалось. Единственный способ объяснить это ускорение в рамках общей теории относительности - это внедрить новый компонент во Вселенную: темную энергию.

Темная энергия - это гипотетическая форма энергии, пронизывающая все пространство и имеющая отрицательное давление. В соответствии с уравнениями общей теории относительности, давление материи и энергии вносит свой вклад в гравитационное воздействие. Обычная материя имеет положительное давление, что приводит к ее гравитационной сгустительности. Темная энергия, с ее отрицательным давлением, имеет противоположный эффект: она вызывает ускорение расширения Вселенной.

Самая простая модель для темной энергии - это космологическая постоянная, обозначаемая греческой буквой $\Lambda$. Космологическая постоянная изначально была введена Эйнштейном в качестве модификации своих уравнений для возможности статической Вселенной. Позже он отказался от нее после открытия Хаббла о расширении Вселенной, назвав это своей "величайшей ошибкой". Однако в контексте темной энергии космологическая постоянная сделала замечательное возвращение. Ее можно интерпретировать как внутреннюю плотность энергии вакуума.

Текущая стандартная модель космологии, известная как модель $\Lambda$CDM (холодная темная материя с космологической постоянной), включает как темную энергию в форме $\Lambda$, так и темную материю - невидимую форму материи, взаимодействующую только через гравитацию, чтобы объяснить наблюдаемую структуру и эволюцию Вселенной. В этой модели темная энергия составляет около 68% общей плотности энергии Вселенной, тогда как темная материя составляет около 27%. Обычная материя, все то, что мы можем видеть и касаться, составляет менее 5% от Вселенной. В то время как модель $\Lambda$CDM имела большой успех в объяснении широкого спектра космологических наблюдений, физическая природа темной энергии остается одной из самых глубоких загадок физики. Наблюдаемое значение космологической постоянной на несколько порядков меньше, чем значение, предсказанное квантовой полевой теорией, что называется проблемой космологической постоянной. Были предложены альтернативные модели темной энергии, такие как кинтэссенция, которая предполагает динамическое, развивающееся поле темной энергии, однако наблюдательное различение между этими моделями представляет сложности.

Открытие темной энергии имеет глубокие последствия для итоговой судьбы вселенной. Во Вселенной, где преобладает материя, расширение в конечном итоге замедлится и обратится, приводя к Большому Сжатию. Во Вселенной с космологической постоянной расширение будет продолжать ускоряться, приводя к «Большой Заморозке». В этом сценарии галактики в конечном итоге будут отдаляться друг от друга настолько быстро, что свет из одной галактики больше не достигнет другой. Вселенная станет холодной, темной и пустой.

Вывод

Применение общей теории относительности в космологии привело к глубокому преобразованию нашего понимания Вселенной. Статическая и вечная Вселенная Ньютона была заменена динамичной, развивающейся Вселенной, которая началась с горячего Большого Взрыва и продолжает расширяться и охлаждаться. Открытие расширяющейся Вселенной, космического микроволнового фона и темной энергии нарисовало картину Вселенной, которая является более странной и удивительной, чем мы могли себе представить.

Однако эта картина далека от завершенности. Природа темной материи и темной энергии, которые вместе составляют 95% Вселенной, остается неизвестной. Физика очень ранней Вселенной, где квантовые эффекты становятся важными, до сих пор плохо понятна. И окончательная судьба Вселенной, будет ли она расширяться бесконечно или в конце концов свернется в себя, по-прежнему открыт вопрос.

Ответ на эти вопросы потребует новых наблюдений и новых теоретических идей. Предстоящие космологические обзоры, такие как Большой Синоптический Съемочный Телескоп и спутник Евклид, будут картографировать структуру Вселенной с беспрецедентной точностью, предоставляя новые проверки общей теории относительности и новые ограничения на природу темной энергии. Наблюдательные объекты гравитационных волн, такие как LIGO и Virgo, откроют новое окно в раннюю Вселенную и физику черных дыр. И теоретические разработки, такие как струнная теория и петлевая квантовая гравитация, могут предоставить рамки для объединения общей теории относительности с квантовой механикой, ключевой шаг в направлении полной теории квантовой гравитации.

Сто лет после революционной теории Эйнштейна изучение Вселенной продолжает быть одной из самых захватывающих и динамических областей в науке. И по мере того, как мы продолжаем исследовать последствия общей теории относительности для космологии, можем ожидать еще много сюрпризов и открытий в годы, которые предстоят. История Вселенной, от Большого Взрыва до далекого будущего, все еще пишется.