7.Сверхранняя Вселенная. Глобальные проблемы и инфляция.

 

В этом разделе мы будем обсуждать физические процессы во Вселенной, протекающие при характерных энергиях частиц около планковского масштаба и несколько ниже. Из этого обсуждения мы исключим непосредственно момент рождения Вселенной, который будет рассмотрен ниже в третьей части книги. Отметим сразу важное методологическое обстоятельство: проблема реконструкции прошлого, получения информации о физических процессах, имевших место в некоторой окрестности Большого Взрыва, приводит также к необходимости расширения наших знаний об элементарных частицах и физическом вакууме в современной Вселенной. Это показывает глубокую связь между гипотетической космологией ранней и сверхранней Вселенной и экспериментальными данными физики элементарных частиц.

Принято считать, что процессы в сверхранней Вселенной протекают на энергетических масштабах от 10¹⁹ до 10¹⁶ ГэВ. В этом же интервале энергий реализуются и те этапы космологической эволюции, которые лежат вне рамок Стандартной Модели. Даже интуитивно понятно, что физические процессы в околопланковской области имеют особую важность, поскольку предопределяют макроскопические свойства Вселенной. Что же наиболее характерно для этих процессов? Для ответа на этот вопрос нам будет необходимо проанализировать основные космологические проблемы.

 

 

7.1 Концептуальные проблемы космологии.

 

До сих пор мы предполагали, что глобальные свойства Вселенной могут быть извлечены из астрономических наблюдений, иначе говоря, данные наблюдений дают возможность сформулировать определенную глобальную модель Вселенной. На основе такой модели можно проводить изучение различных физических процессов во Вселенной. Теперь настало время поставить вопрос: почему глобальные свойства Вселенной именно такие, а не какие-либо другие? Могла бы наша Вселенная быть глобально иной, или существуют определенные физические закономерности, с неизбежностью приводящие к известным глобальным характеристикам?

Первым глобальным свойством Вселенной является наличие у нее однородности и изотропии. Нужно сказать, что однородные и изотропные космологические модели представляют собой очень частный случай решений уравнений Эйнштейна. Даже в рамках классической теории гравитации можно обнаружить, что общее решений уравнений Эйнштейна описывает совершенно другую Вселенную, а именно, неоднородную (с различной плотностью плазмы в различных ее точках) и анизотропную (расширяющуюся с различными скоростями в разных направлениях). Более того, благодаря Белинскому, Лифшицу и Халатникову нам даже известен явный математический вид общего классического решения в окрестности космологической сингулярности. Формально, проблема ставится так: какие физические процессы обеспечили однородность и изотропию Вселенной? Причем обеспечили ее довольно рано по космологической шкале времени, ведь заведомо известно, что в эпоху нуклеосинтеза, то есть через минуту после сингулярности, Вселенная уже была в высочайшей степени однородна и изотропна.

Вторую проблему обычно формулируют коротко, как проблему плоскостности 3-мерной Вселенной, но ее полная формулировка такова: это проблема происхождения во Вселенной большого числа частиц, обеспечивающих близость 3-мерной геометрии к геометрии Евклида. Поясним эту формулировку. При обсуждении современной Вселенной мы уже говорили, что имеется нерешенный вопрос о фиксации топологии 3-мерного пространства: Вселенная может быть открытой, закрытой или плоской. Плоское 3-мерное пространство Вселенной реализуется в случае точной пропорциональности квадрата постоянной Хаббла плотности энергии всех видов материи во Вселенной. В этом случае соответствующая плотность энергии называется критической, _крит. Наблюдательные данные говорят о том, что плотность энергии Вселенной реально несколько меньше и точной пропорциональности на самом деле нет, что свидетельствует в пользу топологии открытой Вселенной. Отметим, однако, что даже в современной Вселенной отличие плотности от ее критического значения невелико и характеризуется численным мультипликативным множителем k:  = k_крит. Параметр k лежит в интервале, приблизительно, от 0.5 до 1.5, то есть не слишком далеко от единицы. Но это сегодняшние данные. А что было в прошлом? Оказывается, чем ближе мы подходим к космологической сингулярности, тем ближе к единице значение параметра k. Конечно, если топология Вселенной закрыта (открыта), то k всегда больше (меньше) 1, но с приближением к сингулярности k стремится к единице. В эпоху нуклеосинтеза плотность энергии могла отличаться от _крит только в 10-м знаке после запятой (!?), в эпоху кварк-адронного и электрослабого переходов она еще ближе к _крит, а в окрестности сингулярности отличие появляется, грубо говоря, уже только в 100-м знаке после запятой. Все это означает, что Вселенная выходит из сингулярности с плотностью, очень близкой к критической, и 3-мерной геометрией, очень близкой к евклидовой, независимо от ее точной топологии. В этом и состоит проблема плоскостности. В начале обсуждения этой проблемы мы упоминали о соотношении между квадратом постоянной Хаббла и плотностью энергии материи. Наличие такой связи означает, что большая близость свойств 3-мерного пространства Вселенной к свойствам евклидова пространства возможна только при достаточно большом числе частиц во Вселенной. Заметим, что в наблюдаемой части Вселенной, которая охватывается радиоастрономическими приборами, число частиц всех типов примерно 10⁹⁴, так что вопрос о близости геометрии к евклидовой неотделим от вопроса о громадном числе частиц во Вселенной. Сама постановка вопроса вызвана следующим формальным обстоятельством: существует множество простых теоретических моделей, в которых частиц мало и на всех стадиях эволюции топология неевклидова, есть также космологические модели, где частиц нет вообще. Поскольку само наличие сингулярности приводит к проблеме рождения Вселенной как физического объекта, естественно и логично предположить, что она рождается с минимальным числом частиц или совсем пустой, без частиц. Наверное, такой Вселенной проще родиться, потому и возникает вопрос о физических процессах, обеспечивающих одновременно и наличие большого числа частиц и, как следствие, формирование геометрии Вселенной, близкой к евклидовой.

Еще одной, третьей, проблемой является многократно упоминаемая выше проблема горизонта событий. Попробуем объяснить, что она тесно связана с предыдущими проблемами. Проблема горизонта состоит в установлении причинно-следственных отношений между всеми точками Вселенной, и нужно сказать, что сейчас мы не видим никаких областей Вселенной, которые могли бы быть причинно не связаны. Этот вывод можно сделать, поскольку сохраняются глобальные однородность и изотропия. Добавим, что эта проблема имеет место лишь в том случае, когда число частиц велико. Решение уравнений Эйнштейна показывает, что размер, например, замкнутой Вселенной, на всех этапах ее эволюции больше горизонта событий: а > ct. При уменьшении числа частиц неравенство будет смягчаться и во Вселенной с малым числом частиц размер горизонта уже порядка размера Вселенной. В этом случае проблемы горизонта нет, так как в такой Вселенной нет препятствий для установления причинно-следственных связей. Это демонстрирует взаимосвязь второй и третьей проблем, то есть проблема формирования причинно-следственных отношений во Вселенной является основным аргументом в пользу постановки вопроса о рождении в ней большого числа частиц. В начале эволюции, возможно, число частиц было невелико, что и позволило установить связи причин и следствий между физическими явлениями в различных пространственно-временных точках. Затем число частиц выросло до громадной величины, но с сохранением возникших раньше причинно-следственных связей. Сейчас нас вполне устраивает такой уровень понимания ситуации.

Четвертая космологическая проблема представляет собой вопрос о происхождении реликтовых неоднородностей, развитие которых привело к образованию крупномасштабной структуры Вселенной. При обсуждении этого вопроса доминирует следующая точка зрения: реликтовые неоднородности – одно из фундаментальных свойств Вселенной и генезис этого свойства тесно связан с происхождением других вышеназванных характеристик, в частности, изотропии. Иначе говоря, рождение большого числа частиц, формирование свойств 3-мерной геометрии, установление причинно-следственных отношений сопровождается генерацией малых неоднородностей, которые доживают до момента рекомбинации, а затем развиваются, образуя крупномасштабную структуру. Отметим, что изложенные представления о происхождении и роли реликтовых неоднородностей одновременно увязывают различные фундаментальные и глобальные свойства Вселенной в единую систему космологических проблем. Такой подход элегантен и красив, но формально могут существовать и другие теоретические схемы, где эта проблема – реликтовых неоднородностей – стоит особняком. Например, всевозможные неоднородности могут генерироваться при фазовых переходах и, если причинно-следственные связи между характеристиками космологической плазмы во всех пространственных точках существуют, то нет оснований исключать из числа флуктуаций крупномасштабные флуктуации с размерами, большими формального размера горизонта событий.