Вселенная до горячего Большого взрыва

Все, кто сколько-нибудь интересуется космологией, знают, что на ранних этапах эволюции Вселенной вещество в ней было очень горячим и плотным, а темп расширения Вселенной — огромным. Пожалуй, менее известно, что данные наблюдательной космологии неопровержимо свидетельствуют о том, что эта стадия, которую называют стадией горячего Большого взрыва (ключевое слово здесь — «горячего»), была не самой первой, что до этой стадии была еще какая-то эпоха (а возможно, и не одна) с кардинально иными свойствами.

Сам факт существования эпохи, предшествовавшей горячей стадии, ни у кого из космологов не вызывает сомнения, а вот вопрос, что это была за эпоха, до сих пор однозначно не решен. Наиболее популярна и проработана (в гораздо большей степени, если сравнивать с другими) теория инфляции, но надо подчеркнуть, что это всё еще гипотеза, однозначного подтверждения которой пока нет (хотя многие воспринимают инфляцию как данность).

На самом деле инфляция не единственная гипотеза, есть и другие, речь о которых пойдет ниже. Замечательная особенность современного этапа развития космологии состоит в том, что есть основания полагать: экспериментальные данные (результаты космологических наблюдений) позволят в обозримом будущем сделать выбор в пользу той или иной гипотезы. С помощью данных о современной Вселенной на огромных масштабах расстояний мы рассчитываем узнать, что представляла собой Вселенная в те мельчайшие доли секунды своего существования, которые предшествовали известной нам горячей стадии и которые, скорее всего, характеризовались гигантскими плотностями энергии!

Ключом к осознанию необходимости эпохи, предшествовавшей горячей стадии, а в будущем — к выяснению, что это была за эпоха, служат неоднородности во Вселенной.

На очень больших масштабах расстояний Вселенная почти однородна: области размером миллиард световых лет и больше выглядят все одинаково. На меньших масштабах в современной Вселенной имеются структуры — галактики, скопления галактик, гигантские пустоты-войды, мы с вами, в конце концов. Значит, материя (обычное вещество и темная материя) распределена в пространстве неоднородно. Так есть сейчас, так было и в прошлом.

Неоднородности в распределении массы материи и связанные с ними гравитационные потенциалы на космологическом жаргоне принято называть скалярными возмущениями. Возможны также тензорные возмущения — реликтовые гравитационные волны. Подчеркнем, что речь здесь не идет о гравитационных волнах, недавно открытых в эксперименте LIGO: те гравитационные волны были излучены сравнительно недавно в результате слияния черных дыр или нейтронных звезд и несут мало космологической информации.

Реликтовые гравитационные волны, если они существуют, — это сигнал, пришедший к нам как раз из той эпохи, которая предшествовала горячему Большому взрыву. Об их свойствах, предсказываемых инфляционной теорией, мы еще поговорим. Наконец, в принципе могли бы быть так называемые векторные возмущения, но даже если они образуются в сверхранней Вселенной, их амплитуда быстро затухает со временем и надежды на их регистрацию мало. Кстати, классификация космологических возмущений (скалярные, векторные, тензорные) была разработана Евгением Лифшицем в 1940-х годах.

Чтобы пояснить, почему свойства неоднородностей во Вселенной прямо свидетельствуют о том, что горячая стадия не была первой, будем рассуждать от противного. В предположении, что история Вселенной началась непосредственно с горячей стадии, приходится считать, что эволюция началась с настоящего Большой взрыва, в «момент» которого плотность материи и темп расширения пространства были гигантскими — формально бесконечными. Заметим, что темп расширения пространства не имеет прямого отношения к скорости передачи сигналов, поэтому пространство в принципе может расширяться сколь угодно быстро.

Надо думать, правда, что бесконечностей в природе не бывает, что Вселенная стартовала из совершенно непонятного для нас сегодня состояния, где на всю катушку работали эффекты квантовой гравитации, а представления о пространстве, времени и поле не имели привычного для нас смысла (а скорее всего, описание Вселенной в этих терминах было вообще невозможным).

Для нас сейчас это неважно; важно, что время жизни Вселенной с момента Большого взрыва конечно — сегодня это 13,8 млрд лет. В такой картине сигналы, испущенные в момент Большого взрыва и распространяющиеся с максимально возможной скоростью — скоростью света, — пролетели к фиксированному моменту времени t конечное расстояние. Это расстояние называют размером космологического горизонта: области, находящиеся в момент t на расстоянии, большем этого размера, никак не успели обменяться сигналами, они ничего друг о друге не знают, все физические процессы происходили внутри этих областей независимо.

В современной Вселенной размер горизонта составляет примерно 45 млрд световых лет (за 13,8 млрд лет свет пролетел расстояние 13,8 млрд световых лет, а к тому же Вселенная сама по себе расширилась). Как выглядят или когда-то выглядели области пространства, отделенные от нас сегодня на расстояние больше 45 млрд световых лет, мы не можем знать в принципе (если считать, как мы сейчас делаем, что горячая стадия была первой). И это при том, что мы твердо уверены, что полный размер Вселенной, если он вообще конечен, значительно превышает размер горизонта. Мы видим лишь очень небольшую часть Вселенной (точно не более одного процента ее объема, а скорее всего, на много порядков меньше).

Вернемся теперь к неоднородностям во Вселенной. Их свойства измеряются не только путем построения карты распределения материи в современной и сравнительно поздней Вселенной (на что нацелены глубокие обзоры галактик и квазаров). Важнейшим источником информации служит реликтовое электромагнитное излучение. Оно дает нам фотографию Вселенной (точнее, видимой ее части, размер которой сегодня и составляет 45 млрд световых лет) в возрасте всего 380 тыс. лет, в это время реликтовое излучение «отщепилось» от вещества, его называют временем рекомбинации.

На этом «снимке» (рис. 1) красные области соответствуют более горячим и плотным областям Вселенной, а синие — менее горячим и менее плотным. Полезно, наверное, сказать, что относительные отклонения температуры и плотности вещества здесь от среднего значения составляют всего-навсего величину порядка 10–5: во время рекомбинации (т. е. в возрасте 380 тыс. лет) Вселенная была гораздо однороднее, чем сегодня. Тем не менее отклонения от средних значений есть, причем — и это главное для нас — на всех угловых масштабах. Действительно, нево­оруженным глазом видно, что имеются области с размерами совсем немного меньше размера всей Вселенной, в которых температура (и плотность) в целом ниже или выше средней по Вселенной; некоторые из этих областей показаны пунктиром.

Вот тут-то мы и можем завершить наше доказательство от противного. Размер космологического горизонта во время рекомбинации составлял всего около 1 млн световых лет (это несколько больше 380 тыс. световых лет из-за расширения Вселенной до рекомбинации). С тех пор этот размер растянулся из-за расширения Вселенной после рекомбинации примерно в тысячу раз, т. е. сегодня он составляет 1 млрд световых лет. А размер всей видимой Вселенной — 45 млрд световых лет. Это озна­чает, что угловой размер горизонта эпохи рекомбинации составляет около 2°. Глядя на небо в направлениях, различающихся более чем на 2°, мы видим (с помощью реликтового излучения) области Вселенной, которые в эпоху рекомбинации ничего не могли знать друг о друге.

Это полностью противоречит наблюдаемой фотографии. Во-первых, все области Вселенной, даже находящиеся друг от друга на расстоянии, превышающем тогдашний горизонт (а сегодня разделенные угловым расстоянием больше 2°), были во время рекомбинации одинаковыми с точностью порядка 10–5. Для этого не было никаких оснований — эти области не успели еще прийти в причинный контакт!

Во Вселенной, стартовавшей сразу с горячей стадии, области, разделенные угловым расстоянием больше 2°, должны были бы быть совершенно разными — а они совершенно одинаковы (с точностью 10–5). Эту трудность теории горячего Большого взрыва называют проблемой горизонта. Во-вторых, и это, пожалуй, главное, во Вселенной в эпоху рекомбинации были более холодные и более теплые области, размер каждой сильно превышал размер горизонта (а угловой размер сегодня сильно превышает 2°); некоторые из них обведены пунктиром на рисунке. Неоднородности такого размера никак не могли образоваться в процессе эволюции Вселенной от Большого взрыва до рекомбинации. А они есть! Противоречие налицо.

Чтобы уйти от противоречия, необходимо считать, что стадии горячего Большого взрыва предшествовала какая-то другая эпоха. Именно во время этой эпохи образовались неоднородности во Вселенной — зародыши галактик, скоплений галактик, а через них и мы с вами.

Из уже сказанного ясно, что эта новая (с точки зрения космологии сорокалетней давности) эпоха должна была быть в определенном смысле очень длительной, иначе неоднородности гигантского размера не поместились бы внутрь тогдашнего светового конуса и не могли бы образоваться. Нужно, правда, уточнить, что требуемая большая «длительность» новой эпохи не обязательно означает, что эта эпоха должна занимать большой интервал времени: достаточно, чтобы изначально близкие друг к другу точки пространства к концу новой эпохи из-за расширения Вселенной оказались разнесенными на очень большое расстояние. Именно последняя возможность реализуется в сценарии инфляции, а в альтернативных сценариях новая эпоха действительно длится долго в обычном смысле этого слова.

Итак, до горячей стадии была существенно иная эпоха — эпоха образования первичных неоднородностей. Отсюда следует общий вывод о том, что, изучая методами космологических наблюдений свойства неоднородностей, мы можем надеяться выяснить механизм их образования, а тем самым узнать, что именно происходило во Вселенной до горячей стадии.

Как обстоит с этим дело сегодня? Как уже говорилось, наиболее популярным и разработанным сценарием новой эпохи является инфляция. В этом сценарии Вселенная на самом раннем этапе быстро, экспоненциально расширяется, пространство растягивается в невообразимое число раз, а наша видимая часть Вселенной представляет собой маленькую долю области, причинно связанной к концу инфляции.

Замечательно, что инфляционные модели имеют автоматически встроенный механизм образования первичных возмущений — это усиление вакуумных флуктуаций полей (как правило, того самого поля, которое обес­печивает инфляцию — инфлатона), происходящее благодаря быстрому расширению пространства.

Рискну высказать предположение, что независимо от того, верна или нет инфляционная теория, источником первичных возмущений во Вселенной служат вакуумные флуктуации какого-то поля или каких-то полей, усиленные в процессе эволюции. Тут надо напомнить, что в квантовой тео­рии вакуум — это далеко не безжизненная пустота: в нем всё время возникают и исчезают флуктуации всех полей, какие есть в природе.

Другой язык для описания этих флуктуаций — виртуальные частицы, рождающиеся и уничтожающиеся в вакууме. Эффекты, связанные с этими вакуумными флуктуациями, хорошо известны, рассчитаны и измерены с высокой точностью, в квантовой электродинамике это лэмбовский сдвиг, аномальные магнитные моменты электрона и мюона и др. В интенсивных внешних полях и вообще в необычных условиях вакуумные флуктуации могут усиливаться и тем самым превращаться из виртуальных в реальные, непосредственно наблюдаемые; в квантовой электродинамике это должно проявляться, например, в рождении реальных электрон-позитронных пар сильным электрическим полем. Усиление вакуумных флуктуаций полей в процессе эволюции Вселенной и является, по всей видимости, механизмом образования неоднородностей. В этом смысле все мы — далекие потомки вакуума.

Возможность рождения реликтовых гравитационных волн в нестационарной Вселенной из-за усиления вакуумных флуктуаций была обнаружена еще в 1974 году Леонидом Грищуком, а картина образования неоднородностей плотности материи из нулевых колебаний была предложена независимо от инфляционной теории в работах Владимира Лукаша 1980 года. Однако получавшиеся в этих работах свойства неоднородностей материи были далеки от того, что требовалось для согласия с наблюдениями.

Всё встало на свои места в 1981 году, когда Вячеслав Муханов и Геннадий Чибисов выполнили анализ в инфляционной теории и обнаружили, что образующиеся первичные возмущения обладают как раз правильными свойствами. Этот вывод блестяще подтвердился последующими исследованиями неоднородностей материи (с помощью как наблюдений реликтового излучения, так и изучения распределения материи в современной и сравнительно поздней Вселенной), выполненными с весьма высокой точностью.

Тем не менее сегодня нам известны лишь самые общие, базовые свойства возмущений материи, поэтому пока нельзя сказать с полной уверенностью, что горячему Большому взрыву предшествовала именно инфляционная стадия. Одной из альтернатив инфляции служит сценарий с отскоком. В нем Вселенная стартует с периода медленного сжатия из состояния с малой плотностью энергии, похожего на современное состояние. В процессе эволюции скорость сжатия увеличивается, плотность материи растет, а в какой-то момент сжатие прекращается и сменяется расширением, и эволюция переходит в известную нам горячую стадию. Первичные неоднородности в таком сценарии образуются на ранней стадии, когда сжатие происходит медленно, и времени для образования неоднородностей больших масштабов предостаточно. Вариантом сценария с отскоком служит сценарий пульсирующей Вселенной, в которой эволюция — циклическая (сжатие — расширение — сжатие — расширение и т. д.).

Другой сценарий, альтернативный инфляции, был предложен сравнительно недавно, в 2010 году Паоло Креминелли (Paolo Creminelli), Альберто Николисом (Alberto Nicolis) и Энрико Тринкерини (Enrico Trincherini). Они довольно нахально назвали его генезисом (Genesis — Бытие, первая книга Библии). В этом сценарии в начальном состоянии Вселенная пустая, плоская и статическая. Затем в ней появляется ненулевая плотность энергии, из-за этого Вселенная начинает расширяться, плотность энергии и темп расширения растут, а на каком-то этапе уже быстрого расширения плотность энергии переходит в тепло и начинается горячая стадия. В сценарии генезиса образование неоднородностей тоже происходит на раннем этапе эволюции, когда Вселенная расширяется очень медленно.

Надо сказать, что построить тео­ретически согласованные модели Вселенной с отскоком или генезисом очень непросто. Не менее сложно предложить механизм образования неоднородностей со свойствами, правильными с точки зрения наблюдений. Всё это находится сейчас, как говорят, в работе. Предварительно можно сказать, что самосогласованные и даже красивые теоретические варианты построить можно, хотя для этого надо привлекать довольно экзотические поля, до сих пор не встречавшиеся в природе (впрочем, большинство моделей инфляции тоже основаны на введении нового поля — инфлатона).

Можно ли будет выяснить с помощью экспериментов, какой из сценариев реализовался в природе? Вполне обоснованные надежды на это есть. Они связаны с обнаружением и исследованием достаточно тонких свойств неоднородностей во Вселенной. Прежде всего инфляционные модели, и только они, часто предсказывают существование уже упоминавшихся реликтовых гравитационных волн (тензорных возмущений), причем со всеми длинами.

Наиболее интересны гравитационные волны с длинами, близкими или немного меньшими размера видимой части Вселенной. Периоды колебаний таких гравитационных волн составляют миллиарды и десятки миллиардов лет! Надежда на их обнаружение в том, что во многих инфляционных моделях амплитуды этих гравитационных волн весьма велики — порядка 10–6 или немного меньше (сравните с амплитудами порядка 10–21–10–22, характерными для гравитационных волн существенно меньшей длины, зарегистрированных LIGO и VIRGO). Влияние реликтовых гравитационных волн на температуру и особенно поляризацию реликтового излучения может быть обнаружено будущими экспериментами, что послужит, на мой взгляд, доказательством инфляции.

Различные инфляционные теории, а также варианты альтернатив инфляции отличаются и тонкими корреляционными свойствами неоднородностей материи. На сегодняшнем уровне точности наблюдений эти неоднородности обладают самыми простыми (гауссовыми) статистическими свойствами, которые, кстати сказать, характерны и для вакуумных флуктуаций простейших полей, — это одно из прямых указаний на изначальную природу неоднородностей, о которой мы говорили выше.

Так вот, обнаружение и изучение в будущем негауссовости, если оно произойдет, позволит отбросить одни сценарии и подтвердить другие. Отметим, что в простых инфляционных моделях негауссовость очень мала, так что если они верны, то ее обнаружение — дело далекого будущего. Есть и другие возможные особенности неоднородностей материи, которые возникают в некоторых сценариях и в принципе могут быть обнаружены путем наблюдений.

Итак, ситуация в космологии сегодня своеобразная. С одной стороны, мы уверены, что горячей стадии эволюции Вселенной предшествовала другая, весьма отличающаяся от нее эпоха, важная для нас тем, что именно в эту эпоху образовались зародыши столь необходимых неоднородностей материи — галактик, звезд, нас с вами. С другой стороны, однозначно сказать, что это была за эпоха, мы сегодня не можем. Вся надежда на будущие наблюдения (и развитие теории образования структур!) — с их помощью мы должны разгадать эту, пожалуй, главную загадку Вселенной.

Валерий Рубаков,
академик РАН