5. Очень ранняя Вселенная

Эпоха первичного нуклеосинтеза - наиболее ранний период в эволюции Вселенной, о к-ром есть к.-л. прямые наблюдательные свидетельства (рис. 4). Наблюдаемое обилие первичного гелия (а также дейтерия) служит основанием для суждений о физ. условиях при Т ~ 10⁹ К, r ~ 10² г/см³ и t » 100 с. Более высокие температуры и плотности относятся к периоду, к-рый называется "очень ранняя Вселенная". Интерес к столь удалённой эпохе, кроме общенаучных причин, вызывается необходимостью объяснения наблюдаемых особенностей окружающего мира, явно носящих отпечаток очень далёкого прошлого.

Многое об очень ранней Вселенной в эпоху темп-р T ~ 10¹⁰K можно было бы узнать по реликтовым электронным нейтрино, к-рые в эту эпоху перестают взаимодействовать с другими частицами, но проблема их регистрации ещё не решена.

Совр. теория элементарных частиц предсказывает, что при T ~ 10¹³-10¹⁴К (адронная эра) вещество содержало большое число свободных кварков - частиц, из к-рых состоят все адроны - сильно взаимодействующие частицы. Можно со значительной степенью уверенности говорить об этой эре, поскольку она описывается теорией сильных взаимодействий (см. Элементарные частицы).

Для понимания св-в вещества в ещё более раннюю эпоху (T ~ 10¹⁴-10¹⁶ К) привлекают теорию электрослабых взаимодействий, рассматривающую эл.-магн. и слабое взаимодействия с единых позиций - как взаимодействия с участием различных промежуточных бозонов (см. Великого объединения модели). Этот период можно назвать эрой промежуточных бозонов, поскольку при T ~ 10¹⁵ К достигаются физ. условия для появления большого числа частиц (промежуточных бозонов), реализующих единое электрослабое взаимодействие. Теория этого взаимодействия (в др. аспектах) экспериментально подтверждена.

Вероятно, при ещё более высоких темп-рах надо искать разгадку того, почему Вселенная зарядово-несимметрична (содержит избыток барионов над антибарионами). Совр. попытки объяснения происхождения барионной асимметрии и конкретного численного значения уд. энтропии связаны с построением теории, объединяющей эл.-магн., слабое и сильное взаимодействия (по образцу теории, объединяющей первые два из них) и включающей возможность несохраненпя барионного заряда. Согласно этой единой теории, все три взаимодействия становятся сравнимыми при энергиях частиц ок. 10¹⁶ ГэВ, что соответствует T ~ 10²⁹ К. Если единое взаимодействие при T ~ 10²⁹ К действительно имеет место, то должны существовать очень массивные (~10^-9 г) и чрезвычайно короткоживущие Х-частицы, обусловливающие это единое взаимодействие. С Х-частицами связано упомянутое несохранение барионного заряда за счёт превращений с их участием кварков в лептоны и обратно (см. Барионная асимметрия Вселенной).

Из несохранения барионного заряда следует, в частности, возможность чрезвычайно медленного распада протона в совр. условиях (эксперименты по проверке этого предсказания проводятся). В процессе расширения Вселенной при T  10²⁹ К X-частицы и их античастицы () распадаются и "вымирают". Но распад частиц X и  не во всём одинаков (для др. частиц и античастиц это доказано в лабораторных опытах). Поскольку распад X и -частиц происходит в неравновесных условиях (обусловленных расширением Вселенной), то число появляющихся барионов (В) отличается от числа появляющихся антибарионов (). У первоначально зарядово-симметричного вещества возникает ненулевой барионный заряд, т. е. небольшой избыток барионов (кварков) над антибарионами (антикварками). После понижения темп-ры до T < 10¹² К и аннигиляции В и остаются только одни барионы.

В применении к расширяющейся Вселенной теория позволяет в принципе вычислить значение уд. энтропии s ~ n_g/n_b. Оценки не противоречат наблюдаемой величине (~10⁹). В рамках этой концепции s определяется физ. константами (массой и временем жизни Х-частицы, различием Х и ) и, т. о., везде одинаково. Следовательно, нет энтропийных возмущений. Несмотря на то что физ. процессы при сверхвысоких энергиях частиц ещё не исследованы в достаточной степени, полученные результаты позволяют надеяться, что физ. законы ранней Вселенной будут раскрыты.

Важные результаты в теории ранней Вселенной были получены в последние годы. Было показано, что в очень далёком прошлом, при T  10²⁹ К, Вселенная могла находиться в состоянии расширения, описываемого законом R(r) = (1/H) ехр (Ht). Такую стадию расширения называют "инфляционной". Её наличие позволяет дать естественное объяснение факту постоянства темп-ры реликтового излучения, приходящего с разных направлений, и близости к единице параметра W, характеризующего совр. динамич. эволюцию доступной для наблюдений области Вселенной (подробнее об этом см. в ст. Модель инфляционной Вселенной). Возможно также, что специфика физ. условий в очень ранней Вселенной предопределила природу и спектр первичных флуктуаций, приведших в конце концов к образованию наблюдаемой структурности Вселенной.

В рассмотренных выше процессах, протекающих в очень ранней Вселенной, гравитац. взаимодействие учитывается только косвенно, посредством коллективного гравитац. поля, создаваемого множеством разнообразных частиц и полей. Коллективное гравитац. поле определяет закон изменения со временем плотности материи и темп-ры, но его роль на расстояниях, сопоставимых с размерами частиц, не учитывается. Такой подход оправдан до тех пор, пока гравитац. поле не становится предельно сильным. Другими словами, пока размер горизонта (характеризующий в данном случае кривизну пространства-времени и силу гравитац. поля) велик по сравнению с длинами волн, характеризующими волновые поля и частицы. Если же гравитац. поле увеличивается настолько, что упомянутые размеры становятся сравнимыми, то картина усложняется. В интенсивном гравитац. поле становится возможным рождение пар частиц, подобно тому как в интенсивном эл.-магн. поле возможно рождение электрон-позитронных пар. В частности, в коллективном гравитац. поле очень ранней Вселенной должны рождаться гравитоны - кванты гравитац. поля, особенно интенсивно - в сверхсильных гравитац. полях, в к-рых плотность материи и темп-ра достигают планковских значений r_Пл ~ 10⁹³г/см³, T_Пл ~ 10³²К (планковская эра). Рождённые в планковскую эру гравитоны должны создавать в современной Вселенной нетепловой фон реликтовых гравитонов (см. Гравитационное излучение).

Реликтовые гравитоны интересны не только как важнейший физ. фактор очень ранней Вселенной, но и как, возможно, единственный источник информации о той эпохе. Дело в том, что все др. частицы, существовавшие в очень ранней Вселенной и нёсшие на себе её отпечаток, в дальнейшем прошли через состояние термодинамич. равновесия, период активного взаимодействия между собой и др. сортами частиц. В результате информация о всех деталях их поведения и роли в процессах на стадии ранней Вселенной должна была сгладиться, потеряться. Что же касается гравитонов, то они либо вообще не были в равновесии, либо вышли из него предельно рано - в планковскую эру (t ~10^-43 с), и поэтому спектр совр. реликтового гравитац. излучения и плотность энергии реликтовых гравитонов должны нести информацию об очень ранней Вселенной. К сожалению, регистрация реликтового гравитационного излучения находится пока за пределами экспериментальных возможностей. Планковская эра лежит на границе существующих физ. теорий, и вместе с тем её понимание таит, возможно, разгадку самой грандиозной космологич. проблемы - рождения Вселенной.

Сформулированы гипотезы о возможности спонтанного квантового возникновения Вселенной из вакуума. Такой процесс требует, по-видимому, пространственной замкнутости мира. Проблема квантового рождения Вселенной начинает постепенно приобретать количественную формулировку, что, несомненно, будет способствовать её решению.