Конец инфляционного расширения соответствует моменту прекращения действия механизма, обеспечивающего существование эффективной космологической постоянной.
Современное ускоренное расширение
Таким образом, с помощью инфляции модели Фридмана были подправлены на ранних стадиях развития Вселенной. Казалось бы, решив проблемы фридмановской космологии, можно было успокоиться, Но не тут‑то было. В 1998 году два независимых коллектива исследовали
удалённые сверхновые с целью измерения скорости расширения Вселенной. Одна из них, под руководством Сола Перлмуттера, приступила к работе в 1988 году, другая, возглавляемая Брайаном Шмидтом, подключилась к исследованиям в 1994 году. Результат был чрезвычайно неожиданным — оказалось, что Вселенная находится в режиме ускоренного расширения.
Позднее другие группы независимыми методами подтвердили этот результат, так что в настоящее время он не вызывает сомнений. За это открытие Нобелевская премия по физике 2011 года вручена американцу Солу Перлмуттеру, австралийцу Брайану Шмидту и американцу Адаму Рису. Итак, космологическое сообщество стало перед необходимостью подправить и поздние стадии эволюции фридмановских моделей.
Теперь эволюция масштабного фактора выглядит схематически так, как на рис. 9.8. До планковского времени t1= 10–43 с была эпоха квантового пространства–времени, о которой мы ничего не знаем, в этот момент появилось классическое пространство–время и началась инфляция, которая продолжалась примерно до момента t2 ~ 10–35 с, но и эта оценка приблизительная. Затем наступила фридмановская стадия, которая продолжалась по разным оценкам до t3 ~ 7–9 млрд лет, после чего начинается современное ускоренное расширение, которое мы и наблюдаем в наше время t4~14 млрд лет.
Рис. 9.8. Эволюция масштабного фактора с учётом инфляции и современного ускорения
Причём качественно эта картина является одинаковой как для открытых миров, так и для замкнутых.
Рассказывая о гравитационном взаимодействии, мы не в состоянии (не имеем места) описать все космологические или астрофизические методы, с помощью которых получены те или иные данные. Поэтому часто представляем их без обсуждения способов получения. Как правило, именно эти результаты на настоящий момент не вызывают сомнений. Один из них уже упоминался — это то, что в настоящую эпоху радиус кривизны чрезвычайно велик, то есть кривизна Вселенной весьма близка к нулевой И соответственно, плотность вещества во Вселенной близка к критической. Чатично об этом выводе говорится в Дополнении 8.
Чем же наполнена Вселенная? Это светящиеся звезды, газовые облака, и т. д., то есть обычная материя, состоящая из атомов, которая называется барионной. Также к обычной материи относят излучение, в основном электромагнитное. Однако на долю обычной материи относят всего 4% всей материи Вселенной.
Несколько десятилетий назад было обнаружено, что звезды в галактиках движутся не совсем так, как предписано законами Ньютона (это приближение в данном случае совершенно оправдано). Со временем эти наблюдения подтверждались все надёжнее. Самым подходящим объяснением оказалось предположение, что галактики (или скопления галактик) погружены в некое вещество, создающее гало вокруг этих объектов. Это вещество было названо тёмной материей, а его природа до сих пор не известна. На долю тёмной материи относят 22% всей материи во Вселенной. А чем представлена остальная материя? Открытие ускоренного расширения даёт возможность с определённой уверенностью сказать, что такая субстанция действительно есть.
Она получила название тёмной энергии и представляет собой материю с необычными свойствами, имеет отрицательное давление (которое и обеспечивает расширение, иначе его можно назвать гравитационным отталкиванием). На долю тёмной энергии относят оставшиеся 74% всей материи во Вселенной.
Рис 9.9. Соотношение видов энергии во Вселенной
Надо сказать, что эти проценты не являются совсем уж общепринятыми во всех источниках. Но бесспорно, что порядок соотношений именно такой, рис. 9.9.
Теперь вспомним сценарий инфляции, там тоже было отрицательное давление, которое определялось эффективной космологической постоянной. В нашу эпоху плотность тёмной энергии со временем не меняется, поэтому также можно сказать, что она имитирует некую эффективную космологическую постоянную. Разница в том, что на ранних стадиях эффективная космологическая постоянная поддерживалась определёнными условиями той эпохи и с расширением распалась, а космологическая постоянная современного расширения, если можно так сказать, — долговременная.
Так же как и природа тёмной материи, природа тёмной энергии неизвестна, а поиск ответа на этот вопрос является предметом значительных усилий современных исследований. Но возможны и другие варианты ускоренного расширения, с другими уравнениями состояния, отличными от непосредственного использования эффективной космологической постоянной, однако при этом условие отрицательного давления сохраняется.
С открытием тёмной энергии сильно изменились представления о том, каким может быть отдалённое будущее нашей Вселенной. До этого открытия вопрос о будущем однозначно связывался с вопросом о кривизне трёхмерного пространства. Вспомните: открытые миры Фридмана расширяются бесконечно, для замкнутых — расширение сменяется сжатием. Теперь же понятно, что будущее определяется свойствами тёмной энергии. Поскольку нам эти свойства сейчас известны плохо, то предсказать будущее, хоть бы с какой‑то определённостью, нельзя. Но есть разные варианты.
Если плотность тёмной энергии постоянна во времени, то Вселенная будет всегда испытывать ускоренное расширение, даже если она оказалась пространственно замкнутой. Большинство галактик удалится от нашей на значительно большие расстояние, чем сейчас, и наша Галактика вместе с немногими соседями окажется островком в пустоте.
Если тёмная энергия — это квинтэссенция (это состояние материи не столь жёсткое, как состояние эффективной космологической постоянной с неменяющейся плотностью энергии), то в далёком будущем ускоренное расширение может прекратиться и даже смениться сжатием.
Самая драматическая судьба ожидает Вселенную, если тёмная энергия — это, так называемый, фантом, причём такой, что его плотность энергии возрастает неограниченно. Расширение Вселенной будет все более и более быстрым, оно настолько ускорится, что галактики будут вырваны из скоплений, звезды из галактик, планеты из Солнечной системы. Мало того, электроны оторвутся от атомов, а атомные ядра разделятся на протоны и нейтроны. Такой конец называют большим разрывом. Все это, однако, относится к очень отдалённому будущему даже по космологическим меркам. По разным оценкам в ближайшие 20 млрд лет Вселенная будет оставаться почти такой же, как сейчас.
Модель горячей Вселенной
Мы можем все высчитать и все про считать, но Вселенная слушает себя, а не наши расчёты. А в ней все со всем связано, все на все влияет…
Анхель де Куатье «Дневник сумасшедшего»
До сих пор мы представляли модели Вселенной в большей мере с точки зрения геометрии и развития этой геометрии во времени. И это вполне соответствует нашей задаче обсуждения гравитационных взаимодействий. Действительно, как мы договорились, в современном научном понимании гравитационные явления должны рассматриваться с позиции искривления пространства–времени. Однако космология без обсуждения эволюции вещества выглядит незавершённой. Необходимо иметь хотя бы общие представления. Поэтому мы кратко изложим основную (наиболее признанную) парадигму эволюции вещества во Вселенной. Она называется моделью горячей Вселенной и предложена в 1948 году Георгием Гамовым (1904–1968). Основная идея состоит в том, что вещество, будучи в начальные моменты очень плотным, должно быть ещё и очень горячим, а по мере расширения остывать.
Прежде всего отметим, что утверждения о самой ранней стадии эволюции Вселенной являются весьма приблизительными. Планковское время 10–43 с считают моментом отделения гравитационного взаимодействия от остальных трёх фундаментальных взаимодействий: электромагнитного, слабого и сильного. Этому времени соответствует планковская температура ~ 1019 ГэВ. Для пояснения, часто температура измеряется энергетическими единицами, как здесь — электронвольтами (эВ), а 1019 ГэВ соответствует 1032 К. С расширением (со временем) температура падает. После «планковского рождения» началась инфляция. Время её завершения приблизительно 10–37 с или более.
