јстроном≥¤, ав≥ац≥¤, космонавтика > “еор≥¤ ≥нфл¤ц≥йного ¬сесв≥ту

“еор≥¤ ≥нфл¤ц≥йного ¬сесв≥ту

” принцип≥, мабуть, можна побудувати ск≥льки завгодно р≥зних Ђсценар≥њвї еволю≠ц≥њ ¬сесв≥ту. јле претендувати на серйозне визнанн¤ можуть лише т≥ з них, ¤к≥ здатн≥ встановити причинний зв'¤зок м≥ж минулим ≥ тепер≥шн≥м.

як в≥домо, у XX стор≥чч≥ було розроблено теор≥ю гар¤≠чого ¬сесв≥ту, що розширюЇтьс¤, зг≥дно з ¤кою фор≠муванн¤ його сучасноњ структури було насл≥дком роз≠ширенн¤ початковоњ надщ≥льноњ ≥ надгар¤чоњ плазми. ќднак при розробц≥ моделей р≥зних стад≥й розширенн¤ вчен≥ з≥ткнулис¤ а ц≥лою низкою труднощ≥в ≥ загадок. ƒе¤к≥ властивост≥ сучасного ¬сесв≥ту ¤вно суперечили теоретичним припущенн¤м про попередн≥ фази його еволюц≥њ.

ѕро ¤к≥ ж властивост≥ св≥тобудови, що не вклада≠ютьс¤ в сценар≥й гар¤чого розширюваного ¬сесв≥ту, йде мова? Ќасамперед про однор≥дн≥сть ≥ ≥зотроп≥ю. ” су≠часному ¬сесв≥т≥ властивост≥ будь-¤ких його досить великих д≥л¤нок приблизно однаков≥, а вс≥ просторов≥ напр¤ми р≥вноправн≥. ѕроте в межах теор≥њ ¬сесв≥ту, що розширюЇтьс¤, ц¤ обставина ви¤вл¤Їтьс¤ вкрай загад≠ковою. Ќасправд≥, у св≥т≥, в ¤кому ми живемо, жодн≥ ф≥зичн≥ взаЇмод≥њ не можуть поширюватис¤ з швидк≥стю, б≥льшою за швидк≥сть св≥тла. « цього, м≥ж ≥ншим, ви≠пливаЇ дуже важливий висновок: безпосередньо спосте≠режувана нами д≥л¤нка ¬сесв≥ту завжди ск≥нченна, в н≥й ≥снуЇ Ђобр≥йї, поза ¤кий ми неспроможн≥ зазирнути. ќб'Їкти, розташован≥ за цим Ђобр≥Їмї, перебувають в≥д нас на таких величезних в≥дстан¤х, що електромагн≥тн≥ хвил≥ не встигли подолати њх за той час, впродовж ¤кого наш ¬сесв≥т ≥снуЇ.

ћало того, у ¬сесв≥т≥ Ї так≥ точки, ¤к≥ перебувають одна в≥д одноњ на в≥дстан¤х, що перевищують в≥ддале≠н≥сть оптичного Ђобр≥юї. ћ≥ж ними не може бути жод≠ноњ причинноњ залежност≥. ќбразно кажучи, одна з по≠д≥бних точок не може Ђзнатиї, що в≥дбуваЇтьс¤ в ≥нш≥й. Ќеважко п≥драхувати, що до таких Ђнезалежнихї точок можна в≥днести, наприклад, точки, розташован≥ на межах спостережуваноњ частини ¬сесв≥ту, ¤к≥ в≥ддален≥ одна в≥д одноњ на кутову в≥дстань, б≥льшу за 30∞.

¬одночас спостереженн¤ показують, що матер≥¤, що м≥ститьс¤ б≥л¤ меж спостережуваного ¬сесв≥ту, скр≥зь маЇ приблизно однаков≥ властивост≥. як таке могло ста≠тис¤, коли у ¬сесв≥т≥, що р≥вном≥рно розширюЇтьс¤, немаЇ ≥ не може бути жодного механ≥зму, здатного ви≠р≥внювати неоднор≥дност≥ на в≥дстан¤х, ¤к≥ перевищують в≥дстань оптичного Ђобр≥юї? ¬иникаЇ ≥ таке запитанн¤: ¤к погодити однор≥дн≥сть ¬сесв≥ту у великих масштабах з на¤вн≥стю в ньому численноњ к≥лькост≥ Ђзгущеньї Ч галактик? ≤ ¤к з'¤вилис¤ т≥ первинн≥ неоднор≥дност≥, що з них ц≥ зор¤н≥ острови утворилис¤?

ўе одна загадка пов'¤зана з так званою критичною густиною речовини, значенн¤ ¤коњ (3 Х 10~29 г/см3) ви≠пливаЇ з р≥вн¤нн¤ загальноњ теор≥њ в≥дносност≥. якщо середн¤ густина б≥льша за критичну, то розширенн¤ ¬сесв≥ту з часом повинне зм≥нитис¤ стисканн¤м. ” то≠му ж раз≥, коли середн¤ густина менша в≥д критичноњ або дор≥внюЇ њй, розширенн¤ ¬сесв≥ту триватиме необмежено. ѕри цьому в останньому випадку прост≥р ¬сесв≥ту не викривлений, ≥ геометр≥¤ такого св≥ту близь≠ка до евкл≥довоњ геометр≥њ на площин≥. –озум≥ти це сл≥д не так, що чотиривим≥рний Ђпрост≥р Ч часї теор≥њ в≥д≠носност≥ е плоским, а що певн≥ його перетини площина≠ми мають евкл≥дову геометр≥ю.

‘актична середн¤ густина речовини у нашому ¬се≠св≥т≥ (¤кщо не враховувати можливост≥ ≥снуванн¤ маси спокою у нейтрино) Ї дуже близькою до критичного значенн¤. ѕод≥бний зб≥г у¤вл¤Їтьс¤ досить дивним.

≤ ще: чому прост≥р, у ¤кому ми живемо, маЇ три вим≥ри Ч не б≥льше ≥ не менше? Ќин≥ розробл¤ютьс¤ р≥зн≥ теор≥њ, зг≥дно з ¤кими ми насправд≥ живемо в про≠стор≥ ≥з значно б≥льшою к≥льк≥стю вим≥р≥в. ќднак у вс≥х напр¤мах, кр≥м трьох взаЇмно перпендикул¤рних Ч X, ” ≥ Z, наш прост≥р Ђзгорнутої, Ђскомпактиф≥ко'ваної. ¬ зв'¤зку з цим наш прост≥р у¤вл¤Їтьс¤ нам тривим≥р≠ним, а ми можемо перем≥щатис¤ в ньому т≥льки у трьох напр¤мах. јле питанн¤ про те, чому прост≥р Ђзгорнув≠с¤ї саме таким, а не ¤кимось ≥ншим чином, залишаЇтьс¤ без в≥дпов≥д≥.

™ й ≥нш≥ питанн¤, наприклад: що було до початку розширенн¤, до початкового моменту £=0? ≤ншими сло≠вами: з чого наш ¬сесв≥т утворивс¤?

—проби знайти в≥дпов≥д≥ на вс≥ ц≥ питанн¤ ≥ встанови≠ти причинний зв'¤зок м≥ж гаданим початковим станом ¬сесв≥ту ≥ його сучасними властивост¤ми шл¤хом фор≠мально-лог≥чних висновк≥в ≥з класичного Ђсценар≥юї га≠р¤чого ¬сесв≥ту, що розширюЇтьс¤, до усп≥ху не при≠вели.

„и не означаЇ це, що такий Ђсценар≥йї повинен бути забракований? ќднак не сл≥д забувати про те, що зв'¤≠зок минулого ≥ майбутнього в реальному св≥т≥ маЇ д≥а≠лектичний характер. ÷е означаЇ, що еволюц≥¤ матер≥њ зовс≥м не обов'¤зково повинна проходити плавно ≥ по≠ступово Ч у процес≥ розвитку будь-¤коњ матер≥альноњ системи можуть в≥дбуватис¤ глибок≥ ¤к≥сн≥ стрибки. „и не було такого Ђстрибкаї в ≥стор≥њ нашого ¬сесв≥ту?

ќстанн≥ми роками р¤д ф≥зик≥в-теоретик≥в зайн¤лис¤ розробкою досить незвичайноњ теор≥њ: мета њњ пол¤гаЇ в тому, щоб з'¤сувати ф≥зичну природу того Ђстрибкаї, про ¤кий йде мова. ¬ основу ц≥Їњ теор≥њ покладене при≠пущенн¤ про те, що ¬сесв≥т виник внасл≥док квантовоњ флуктуац≥њ вакууму.

¬акуум Ч прихована форма ≥снуванн¤ матер≥њ, здат≠на за певних умов породжувати матер≥альн≥ частинки без порушенн¤ закон≥в збереженн¤. ѕод≥бн≥ умови мо≠жуть складатис¤ ¤к п≥д впливом зовн≥шн≥х сил, так ≥ спонтанно, дов≥льно. «авд¤ки одному з таких спонтан≠них Ђсплеск≥вї ≥ утворивс¤ початковий об'Їм ¬сесв≥ту розм≥ром не б≥льше 1033 см3, що м≥стить не б≥льше 10~5 г речовини.

ќтже, на дуже ранн≥й стад≥њ своЇњ еволюц≥њ ¬сесв≥т м≥г перебувати у вакуумопод≥бному стан≥, що мав вели≠чезну густину енерг≥њ. ¬ так≥й ситуац≥њ, ¤к це випливаЇ з р≥вн¤нь ≈йнштейна, ¬сесв≥т повинен був через 10~33 с п≥сл¤ початку розширенн¤ пережити стад≥ю надзвичай≠но швидкого експоненц≥ального роздуванн¤ за законом ех, де х=Ќ. ¬еличина я Чтак звана стала ’аббла Ч характеризуЇ швидк≥сть розширенн¤ залежно в≥д в≥д≠стан≥. ѕри цьому треба враховувати, що Ќ зм≥нюЇтьс¤ з часом. ” нашу епоху ц¤ стала на дес¤тки пор¤д≠к≥в нижча, н≥ж була в пер≥од експоненц≥ального розши≠ренн¤.

–озширенн¤ за законом е* в≥дбуваЇтьс¤ под≥бно до того, ¤к у сучасних кап≥тал≥стичних крањнах зростають ц≥ни в≥дпов≥дно до швидкост≥ ≥нфл¤ц≥њ. “ому ≥нод≥ сце≠нар≥й ¬сесв≥ту, що ЂроздуваЇтьс¤ї чи ЂрозпухаЇї, на≠зивають сценар≥Їм Ђ≥нфл¤ц≥йного ¬сесв≥туї.

—тад≥¤ роздуванн¤ тривала прот¤гом 10~30 с, ≥ за цей час першопочатковий об'Їм ¬сесв≥ту зр≥с приблизно в 1050 раз≥в.

‘≥зична сутн≥сть описуваних под≥й така. «г≥дно з ≥снуючими теоретичними у¤вленн¤ми вакуум маЇ гра≠в≥тац≥йн≥ властивост≥. ќднак ц¤ Ђграв≥тац≥¤ї породжуЇ не прит¤ганн¤, а в≥дштовхуванн¤, ¤ке на в≥дм≥ну од звичайноњ грав≥тац≥њ зростаЇ ≥з зб≥льшенн¤м в≥дстан≥ пропорц≥йно њњ першому степеню. ” сучасному ¬сесв≥т≥ грав≥тац≥¤ вакууму або зовс≥м в≥дсутн¤, або е надзви≠чайно малою. јле у початковий пер≥од розширенн¤ при колосальн≥й температур≥ вона повинна була с¤гати вели≠чезних значень. “акий стан д≥став назву Ђнесправжнього вакуумуї.

—початку грав≥тац≥¤ вакууму була нижчою, н≥ж гра≠в≥тац≥¤ звичайноњ речовини. ѕроте у процес≥ розширенн¤ настав момент, коли вона њњ перевищила. —аме ц¤ обста≠вина ≥ повинна була спричинити експоненц≥альне Ђроз≠пуханн¤ї ¬сесв≥ту, ¤ке в≥дбувалос¤ ≥з швидк≥стю, що у багато раз≥в перевищувала швидк≥сть св≥тла. ÷е Ђрозпуханн¤ї супроводжувалос¤ р≥зким зменшенн¤м густини звичайноњ речовини ≥ не менш р≥зким знижен≠н¤м температури.

«а теор≥Їю ц¤ стад≥¤ тривала близько ≤ќ"30 с, п≥сл¤ чого внасл≥док розвитку нест≥йкостей ставс¤ фазовий перех≥д в≥д стану Ђнесправжнього вакуумуї до стану Ђсправжнього вакуумуї, в процес≥ ¤кого утворилас¤ величезна к≥льк≥сть реальних частинок речовини з за≠гальною масою близько 1058 г. ѕри цьому вс¤ енерг≥¤ вакууму перейшла в енерг≥ю випром≥нюванн¤, ≥ ¬сесв≥т роз≥гр≥вс¤ до надзвичайно високоњ температури. « цього моменту його еволюц≥¤ описуЇтьс¤ стандартною теор≥Їю гар¤чого ¬сесв≥ту, що розширюЇтьс¤.

“еор≥¤ Ђ≥нфл¤ц≥йного ¬сесв≥туї здатна розв'¤зати багато з тих загадок, про ¤к≥ йшлос¤ вище, наприклад проблему формуванн¤ однор≥дност≥ й ≥зотроп≥њ сучас≠ного ¬сесв≥ту. ƒо початку роздуванн¤ всередин≥ загаль≠ного Ђгоризонтуї в близьких точках повинн≥ були вста≠новитис¤ приблизно однаков≥ температура й ≥нш≥ ф≥зичн≥ умови. јле в пер≥од роздуванн¤, що в≥дбувалос¤ з надсв≥тловою швидк≥стю, ц≥ точки ви¤вилис¤ стр≥мко рознесеними на величезн≥ в≥дстан≥ одна в≥д одноњ.

¬одночас абсолютна однор≥дн≥сть не виникла завд¤ки квантовим флуктуац≥¤м де¤ких ф≥зичних величин. ÷≥ флуктуац≥њ зумовили виникненн¤ невеликих неоднор≥дностей густини, ¤к≥ й стали центрами формуванн¤ га≠лактик.

ѕриродне по¤сненн¤ д≥стала й близьк≥сть середньоњ густини речовини в сучасному ¬сесв≥т≥ до критичного значенн¤. —права в тому, що зг≥дно з теор≥Їю густина Ђнесправжнього вакуумуї у ¬сесв≥т≥, що ЂрозпухаЇї, точно дор≥внюЇ критичн≥й. “ому й густина речовини, ¤ка виникаЇ при розпад≥ Ђнесправжнього вакуумуї, також маЇ дор≥внювати критичн≥й густин≥.

≤снуЇ ще один ц≥кавий насл≥док ≥нфл¤ц≥йного роз≠дуванн¤. « теор≥њ випливаЇ, що п≥сл¤ стад≥њ Ђроздуван≠н¤ї в районах, ¤к≥ в Ђдо≥нфл¤ц≥йнийї пер≥од були до≠сить в≥ддален≥ один в≥д одного, могли сформуватис¤ р≥зн≥ ф≥зичн≥ умови. ≤ м≥ж такими районамиЧЂдоме≠намиї Ч у процес≥ ≥нфл¤ц≥йного розширенн¤ повинн≥ були виникнути Ђдоменн≥ ст≥нкиї.

” процес≥ дальшого розширенн¤ з таких район≥в утворилис¤ Ђм≥н≥-всесв≥тиї, а ст≥нки, що розд≥л¤ють њх, в≥ддалилис¤ одна в≥д одноњ, зокрема ≥ в≥д нас,Ч за в≥д≠стань Ђоптичного горизонтуї. ¬ цих досить в≥ддалених один в≥д одного рег≥онах, що р≥зн¤тьс¤ своњми ф≥зични≠ми властивост¤ми, могли по-р≥зному в≥дбуватис¤ ≥ про≠цеси компактиф≥кац≥њ багатовим≥рного простору. ¬на≠сл≥док цього у р≥зних Ђм≥н≥-всесв≥тахї могли сформува≠тис¤ простори р≥зноњ розм≥рност≥.

1	2	3	4	5

Ќазва: “еор≥¤ ≥нфл¤ц≥йного ¬сесв≥ту
ƒата публ≥кац≥њ: 2004-12-27 (2279 прочитано)