Эволюция Вселенной: От сингулярности Большого взрыва до наших дней и … дальше

Эволюция Вселенной:
От сингулярности Большого
взрыва до наших дней и …
дальше
По материалам презентаций с конференций и данным
с Интернета
Основные свойства нашей Вселенной, которые
должна объяснять любая ее теория:
1. В больших масштабах Вселенная однородна и изотропна
2 . Вселенная расширяется. Галактики удаляются друг от друга.
3. Пространство вокруг Земли заполнено фоновым микроволновым
радиоизлучением. Очевидно, это реликтовое излучение молодой и горячей
Вселенной, сильно остывшее в результате ее расширения.
4. Возраст Земли, метеоритов и самых старых звезд немногим меньше возраста
Вселенной, вычисленного по скорости ее расширения.
5. Во всей наблюдаемой Вселенной, от близких звезд до самых далеких
галактик, на каждые 10 атомов водорода приходится 1 атом гелия. Кажется
невероятным, чтобы всюду местные условия были столь одинаковы.
Сильная сторона модели Большого взрыва как раз в том, что она
предсказывает везде одинаковое соотношение между гелием и водородом.
6. В областях Вселенной, удаленных от нас в пространстве и во времени,
больше активных галактик и квазаров, чем рядом с нами. Это указывает
на эволюцию Вселенной и противоречит теории стационарной Вселенной.
Большой Взрыв – основная
теория сегодня
Эпохи развития Вселенной
Эволюцию Вселенной до 80-х годов было
принято разделять на четыре эры:
 адронную,
 лептонную,
 фотонную
 и звездную.
Разновидности моделей
Большого Взрыва
Проблемы стандартной модели Горячей
Вселенной
1.
Проблема сингулярности: многие сомневаются в применимости общей
теории относительности, дающей сингулярность в прошлом. Предлагаются
альтернативные космологические теории, свободные от сингулярности.
2. Тесно связана с сингулярностью проблема изотропности Вселенной. Кажется
странным, что начавшееся с сингулярного состояния расширение оказалось
столь изотропным. Не исключено, правда, что анизотропное вначале
расширение постепенно стало изотропным под действием диссипативных
сил.
3. Однородная на самых больших масштабах, на меньших масштабах Вселенная
весьма неоднородна (галактики, скопления галактик). Трудно понять, как
одна лишь гравитация могла привести к появлению такой структуры.
Поэтому космологи изучают возможности неоднородных моделей Большого
взрыва.
4. Наконец, можно спросить, каково будущее Вселенной? Для ответа необходимо
знать среднюю плотность материи во Вселенной. Если она превосходит
некоторое критическое значение, то геометрия пространства-времени
замкнутая, и в будущем Вселенная непременно сожмется. Замкнутая
Вселенная не имеет границ, но ее объем конечен. Если плотность ниже
критической, то Вселенная открыта и будет расширяться вечно. Открытая
Вселенная бесконечна и имеет только одну сингулярность вначале. Пока
наблюдения лучше согласуются с моделью открытой Вселенной.
1.
Модель, симметричная относительно материи и антиматерии, предполагает равное
присутствие этих двух видов вещества во Вселенной. Хотя очевидно, что наша
Галактика практически не содержит антивещества, соседние звездные системы вполне
могли бы целиком состоять из него; при этом их излучение было бы точно таким же,
как у нормальных галактик. Однако в более ранние эпохи расширения, когда вещество
и антивещество были в более тесном контакте, их аннигиляция должна была рождать
мощное гамма-излучение. Наблюдения его не обнаруживают, что делает
симметричную модель маловероятной.
Альтернативные модели эволюции Вселенной
2. В модели Холодного Большого взрыва предполагается, что расширение началось при
температуре абсолютного нуля. Правда, и в этом случае ядерный синтез должен
происходить и разогревать вещество, но микроволновое фоновое излучение уже
нельзя прямо связывать с Большим взрывом, а нужно объяснять как-то иначе. Эта
теория привлекательна тем, что вещество в ней подвержено фрагментации, а это
необходимо для объяснения крупномасштабной неоднородности Вселенной.
3. Стационарная космологическая модель предполагает непрерывное рождение вещества.
Основное положение этой теории, известное как Идеальный космологический
принцип, утверждает, что Вселенная всегда была и останется такой, как сейчас.
Наблюдения опровергают это.
4. Рассматриваются измененные варианты эйнштейновской теории гравитации. Например,
теория К.Бранса и Р.Дикке из Принстона в общем согласуется с наблюдениями в
пределах Солнечной системы. Модель Бранса – Дикке, а также более радикальная
модель Ф.Хойла, в которой некоторые фундаментальные постоянные изменяются со
временем, имеют почти такие же космологические параметры в нашу эпоху, как и
модель Большого взрыва.
5. На основе модифицированной эйнштейновской теории Ж.Леметр в 1925 построил
космологическую модель, объединяющую Большой взрыв с длительной фазой
спокойного состояния, в течение которой могли формироваться галактики. Эйнштейн -
В итоге – модель Большого
Взрыва (Горячая Вселенная)
имеет
меньше
трудностей!
В конце 1970-х годов, однако, оставались нерешенными несколько



фундаментальных проблем, связанных с ранней Вселенной, а именно:
Проблема антивещества. Согласно законам физики, вещество и
антивещество имеют равное право на существование во Вселенной (см.
Античастицы), однако Вселенная практически полностью состоит из
вещества. Почему так произошло?
Проблема горизонта. По фоновому космическому излучению (см.
Большой взрыв) мы можем определить, что температура Вселенной везде
примерно одинакова, однако отдельные ее части (скопления галактик) не
могли находиться в контакте (как принято говорить, они были за
пределами горизонта друг друга). Как же получилось, что между ними
установилось тепловое равновесие?
Проблема распрямления пространства. Вселенная, судя по всему,
обладает именно той массой и энергией, которые необходимы для того,
чтобы замедлить и остановить хаббловское расширение. Почему из всех
возможных масс Вселенная имеет именно такую?
Инфляционная модель уточнение модели БВ


…Вселенная была очень плотной и очень горячей. Всё вещество в ней
представляло собой раскаленную массу кварков и лептонов, у
которых не было никакой возможности объединиться в атомы.
Действующим в современной Вселенной различным силам (таким,
как электромагнитные и гравитационные силы) тогда соответствовало
единое поле силового взаимодействия. Но когда Вселенная
расширилась и остыла, гипотетическое единое поле распалось на
несколько сил
Алану Гуту в 1981 г. удалось показать, что при разделении сильных и
слабых взаимодействий во Вселенной произошло — скачкообразное
расширение. Это расширение, которое называется инфляционным, во
много раз быстрее обычного хаббловского расширения. Примерно за
10–32 секунды Вселенная расширилась на 50 порядков — была меньше
протона, а стала размером с грейпфрут. И это стремительное
инфляционное расширение Вселенной снимает две из трех
вышеназванных проблем, непосредственно объясняя их.
Инфляционная модель уточнение модели БВ



Теории инфляции описывают предполагаемую стадию расширения
Вселенной, начавшуюся спустя ~10−42 с после Большого Взрыва. В
ней скорость увеличения масштабов происходит по
экспоненциальному закону. Связано это с большим отрицательным
давлением, меняющим даже сами законы гравитации: вещество
становится источником не притяжения а отталкивания. По окончании
этой стадии объём Вселенной вырастает на много-много порядков по
сравнению с начальным.
Во время инфляции температура Вселенной меняется в очень
большом диапазоне, в какой-то момент падая почти до абсолютного
нуля. В конце же, происходит повторный нагрев вещества до высоких
температур.
В ходе инфляционного расширения должны возникать флуктуации
плотности с такой амплитудой и формой спектра (т. н. плоский спектр
возмущений), что в результате возможно последующее развитие
флуктуаций в наблюдаемую структуру Вселенной при сохранении
Инфляционная модель –
уточнение модели БВ
Инфляционное расширение на ранних стадиях эволюции Вселенной

Инфляционная модель предполагает замену степенного закона расширения
на экспоненциальный закон:
H (t )t

R(t ) ~ t 1/ 2
R(t ) ~ e



1 dR
где —
постоянная Хаббла инфляционной стадии, в общем виде
R dt
зависящая от времени.
Значение постоянной Хаббла на стадии инфляции составляет 1042 сек−1 > H > 1036
сек−1, то есть гигантски превосходит её современное значение. Такой закон
расширения может быть обеспечен состояниями физических полей
("инфлатонного поля"), соответствующих уравнению состояния p= - ε , то есть
отрицательному давлению; эта стадия получила название инфляционной
(лат. inflatio — раздувание), так как несмотря на увеличение масштабного
фактора R(t), плотность энергии ε остаётся постоянной.
В ходе дальнейшего расширения энергия поля ε , обусловливающего инфляционную стадию
H (t ) ~
расширения, превращается в энергию обычных частиц: большинство инфляционных моделей
связывают такое преобразование с нарушениями симметрии, приводящими к образованию
барионов. Вещество и излучение приобретают высокую температуру, и Вселенная переходит
на радиационно-доминированный режим расширения R(t) ~ t1/2 .
Разрешение проблем модели
Горячей Вселенной благодаря
инфляционной модели
•Благодаря крайне высоким темпам расширения на
инфляционной стадии разрешается проблема
крупномасштабной однородности и изотропности
Вселенной: весь наблюдаемый объём Вселенной
оказывается результатом расширения единственной
причинно-связанной области доинфляционной эпохи.
•На инфляционной стадии радиус пространственной
кривизны увеличивается настолько, что современное
значение плотности ρ автоматически оказывается весьма
близким к критическому ρcrit, то есть разрешается проблема
плоской Вселенной.
WMAP image of the cosmic
microwave background radiation
Свидетельство второе: тонкие наблюдения реликтового фона на спутнике WMAP и
наземиных радиотелескопах (2002-2006).
Реликтовое излучение во Вселенной может иметь такой характер
неоднородностей, если Вселенная содержит определенное количество темного
вещества и темной энергии. Этот вывод, основанный на детальном анализе
температуры и пространственного распределения флуктуаций реликтового
излучения, оказался неожиданным для тех, кто считал, что полученные на
основании наблюдений далеких сверхновых свидетельства о странной Вселенной
были не очень надежными.
Размеры и распределение обнаруженных пятен говорят в пользу плоской модели Вселенной.
Вместе с результатами исследования сверхновых, этот вывод свидетельствует об ускоренном
расширении нашей Вселенной и о том, что она заполнена темным веществом и темной
энергией. На этой картинке изображена карта распределения микроволнового излучения в
области неба размером десять градусов. Видно, как микроволновой фон разрешается на
отдельные горячие и холодные пятна (температура указана в миллионных долях градуса
Кельвина).
Изображены более полутора миллионов ярчайших звезд и галактик в ближайшей Вселенной, зарегистрированные Обзором всего
неба на длине волны два микрона (2MASS) в инфракрасном диапазоне. В результате получился этот узор из звезд и галактик,
помогающий установить ограничения на возможные теории формирования и эволюции Вселенной. В центре расположены
звезды, находящиеся в плоскости нашей Галактики Млечный Путь. За пределами галактической плоскости большинство точек это галактики, причем цвет точек указывает на расстояние: синими точками показаны ближайшие галактики из обзора 2MASS, а
красными точками отмечены самые далекие галактики, красное смещение которых близко к 0.1. На картинке подписаны
названия некоторых структур. Многие галактики связаны гравитационными силами и образуют скопления, которые более слабо
связаны в сверхскопления, которые, в свою очередь, иногда объединяются в еще более крупномасштабные структуры
Определение постоянной Хаббла и другие космологические параметры из
наблюдений далеких сверхновых Ia (Supernova Cosmology Project), 1998 год.
Ниже приведены их основные результаты. На первой картинке - хаббловская
диаграмма, на второй - она же, но в других координатах.
Видно, что Λ – не равен 0!
МОДЕЛЬ ФРИДМАНА (1922-24):
АНТИТЯГОТЕНИЕ В РАСШИРЯЮЩЕЙСЯ
ВСЕЛЕННОЙ
+ НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ (2006)
ТЯГОТЕНИЕ ВЕЩЕСТВА ПРЕОБЛАДАЕТ В
ПЕРВЫЕ 7 млрд ЛЕТ:
расширение замедляется
ПОСЛЕДНИЕ 7-8 млрд ЛЕТ –
ЭПОХА ВАКУУМА: ускоренное
расширение
БУДУЩЕЕ ВСЕЛЕННОЙ:
(1) НЕОГРАНИЧЕННЫЙ УСКОРЯЮЩИЙСЯ РАЗЛЕТ
(2) ПРОСТРАНСТВО-ВРЕМЯ ЗАСТЫВАЕТ
РИ
/~8 , k~0.2
Мпк-1
КМС
Наблюдательный статус

180
0

 2
k

0

ТЕОРИЯ ↔ НАБЛЮДЕНИЯ
метод 2
МОДЕЛЬ, НАЧАЛЬНЫЕ УСЛОВИЯ
Статус теории

нулевой порядок - модель
(диаграмма Хаббла)

первый порядок:
S-мода (структура)
1
a(t) 
1 z
T-мода (грав.волны)
космология - в трех функциях
S(k, z)
T(k , z)
Модель: фридмановская
Закон Хаббла
(h=0.60.7)
 Реликтовое излучение
(T=2.725 K)
 Перв. нуклеосинтез (b= 0.022 0.002)
 Евклидово пространство (0=1  0.05)
 Скрытая материя
(c=0.12  0.01)
 Темная энергия
(=0.7  0.1)

m  b  c  0.14 ,
x   x h 2

8     m
H 
G 4  3    
3 a
a

2
zeq
z
3200 0.5
1 эВ
1
a
,
1 z
10-3 эВ
a
H
a
2
ds  dt  a dx ,
2
2
2


r  ax ,


v  ax
время:
H 01
60
 10
G
масштаб:
a  H 0 G  10
плоскость:

 1  2
a
30
 rec   /   200 ,   rec / 30  10
Масштабы КМС и РИ
2
z < zeq:
1
КМС : k eq 
eq
РИ :
k eq
k rec
 rec 
z eq 3200

 

3
 
z rec 1100
 eq 
1
a
~ 2 ,
1 z
k rec
1
3


cS rec rec
rec

1
3eq
СM
Keq-1
БМ

x
Krec-1
Послание из ранней Вселенной:
барионная асимметрия связана с
природой темной материи
Начальные условия
Малые возмущения плотности
 Линейное гауссово поле
 Спектр возмущений (nS = 0.960.1)
 Гравитационные волны (T/S < 0.2)

S → причина возникновения структуры Вселенной
Т →
НЕИЗБЕЖНО рождается квантовогравитационным образом, как и S
Наблюдательная космология:
T оставляет след в анизотропии и
поляризации РИ
Теоретическая физика:
T фундаментальнее, чем S !
Т – ключ к физике ранней Вселенной
Физика ранней Вселенной
инфляция
2
 H 
 ,
T  
 М Pl 
a k
H 
a a
Универсальный
закон
T
 4
S
-параметр Хаббла в момент рождения
возмущения с длиной волны  = а/k
→ энергетический масштаб БВ = M Pl H
2
1

 5 H 
H dln H
 - динамика H
 2 
 10
H
d ln a
M Pl 

→ физическая модель БВ
Чертовщина к году Эйнштейна
R.Kolb -  как инфракрасная
расходимость P(k)
S.Mattarese -  как 2
С.Копейкин – сграв = ссвет
Л.Грищук – T/S  1
С.Муханов – сзвук > cсвет
… академическая карьера вынуждает
молодых людей производить научные
труды во все возрастающем количестве, что приводит к соблазну
поверхностности, которому могут противостоять только
сильные характеры.
А.Эйнштейн, 1955
Происхождение первичных
космологических возмущений
- квантово-гравитационное рождение
безмассовых полей под воздействием
нестационарного гравитационного поля

рождение материи (частицы, 1970-е годы)

генерация Т-моды (гравитационные волны, Грищук 1974)

генерация S-моды (возмущения плотности, В.Н.Л. 1980)
Как правильно найти T/S
УФН 2006, № 1, www.ufn.ru
Задача o генерации T и S мод в ранней
Вселенной сводится к квантово
механической задаче об элементарных
осцилляторах (  = а/k , =k) во
внешнем параметрическом поле =()
Sk   L k d,

2
2 2
L k  3 q   q
2k
2


qT
- поперечно-бесследовая компонента
гравитационного поля,
 T2  a2 / 8G ,
 1
S
qS
- калибровочно-инвариантная комбинация
продольного гравитацинного потенциала и
потенциала 4-скорости среды, умноженного
на хаббловский параметр
  a  / 4G ,   c s / c
2
S
2
2
T  2 qT ,
2
S  qS
2
Две поляризации гравитационных волн
0
- начальное вакуумное состояние
Общий сценарий ранней Вселенной
Вакуум однозначно определен в адиабатической
зоне (<i)
2
2 
p  q 
2
f  1:
>i – параметрическая зона
f  1:
2
q
2
qT
T
2
S
qS
i
k 2
 2 q

2
i
k

2 2
2
2
2
i
 S 
  4
 2 
 T 
H T  HS
Универсальный результат:
 Pl  H 
 2   ,
T
 

 M Pl 
T
 4
S
 1
Условие генерации k-моды:
f  1 (  i ) :
 U
1/ 2
U T  (aH) (2   )
2
U S  ( aH ) ( 2   S )
2
 S    (3    )   / H

H
d ln H
 2 
,
H
d ln a
Степенная эволюция:
d ln 



2H
d ln a
   S  const
Два способа реализовать условие U>0
*
  2:
проблема рассеяния
(T~k2 - голубые спектры, Компанеец, В.Н.Л. 1981)
d ln T
T
nT 
 2  0.25  1
d ln k
S
*
(aH)  a  0 (  1) :

инфляция
(T~H2 - красные спектры, Старобинский 1979)
T
 n T  2   0.5  1 - проверка инфляции
S
Стандартная модель
nS=1
0=1
T/S=0
f=0
вырождения:

геом.

тенз.

нейтрино
5 параметров СM:
(погрешность <10%)
  0 .1
   0 .7
c  0.12
b  0.022
 8  0 .8
3000 наблюдательных точек
объясняются четырьмя
параметрами стандартной модели
Аргументы в пользу >0:

диаграмма Хаббла - SN
Ia (поправка на
металличность?)

динамический - ISW
(галактики на z~0.5)

структурный - P(k)
a
1
1z
Reiss et al., 2002
Теория SN Ia
требуются мощные компьютеры ~
2015 год,
дефлаграция (-) (мало Ni, нет
стратификации) → детонация (+)
Динамическое влияние вакуума
кросс-корреляция между картами галактик и WMAP

  4G m a  ~ ~
a
2

const , m  
а -1 ,
m  
Структурный аргумент
(самый важный!)
 mh
H ~
 4;
3
a
a
2
2
T4
1
~  m h 2  m
aeq
Keq=aH~m(Mpc-1)= mh(h/Mpc) 

РИ

КМС

(0.2)
m 

 0.3
m
0.14
2
2
Вырождения космологических
параметров
(причина – плохие данные,
область – 10 % от СМ):
геометрическое
(mh2 ~ const, 0 )
тензорное
(nS ~ fb )
нейтринное
(m ~ f)
Космологические параметры
РИ  КМС
no GW, 
+GW, no 
+GW,,BBN
mh 2
0.14
0.12
0.16
mh
0.2
0.17
0.25
 b h2
0.021
0.025
0.020
fb
0.15
0.22
0.10
f
-
-
0.05
nS
1.0
1.1
1.1
T/S
-
0.2
0.3

0
0
0

0.7
0.8
0.6
Образование первых объектов
скрытой материи во Вселенной
Скрытая материя:
гипотеза нейтралино
– неизвестные частицы
- (103-104)/m3 здесь и сейчас
-стабильные, электрически нейтральные,
слабо взаимодействующие с нашей
материей
Новая фундаментальная физика
Объекты СМ минимальной массы
нейтралино: 40 GeV < mX < 500 GeV
dk
2
Спектр CDM:
 
Pk 
k
2


k
k-1 <<1 Мпк: Pk   А exp   2 
 kf 
k
1
f
 eq 
Td
  1 pc

d ln
mX
 d 
 min ~ 10 2 pc ,
Td ~ 150 MeV
m X ~ 100 Gev
М min ~ 10 6 M S
Berezinsky et at 2004, Diemand et al
Прямое детектирование:
Вероятность нахождения Земли в потоке CМ
разрушенных минигало ~ 10%
(избыток плотности частиц CМ ~10 )
Непрямое
детектирование:
M сont cont  M halohalo
halo
2
F
 1  fh   fh
Mcont  Mhalo  loc
loc
M halo
fh 
,
M cont  M halo
15  (1  3), fh  0.5
{ 4  12,
F~
fh  0.1
Первые звезды и галактики
во Вселенной
+ Первые объекты коллапсируют при z
~2030, M~106 MC
+ Охлаждение H2, MJ~103 MC, взрывное
звездообразование при z~15 (zcr~510-4 zC ),
PopIII(~102 MC) → PopII (~1 MC)
+ ожидаются гамма-всплески от MЧД (z>15)
→ SWIFT (50% GRB при z>5)
Квазары:
+ 8 штук при z>6 (ожидается ~ 50)
+ smm: звездообразование ~ 1000 MC/год
+ ЧД растут до образования галактик
Слабые AГЯ из SDSS
Проблемы стандартной модели
60 Mpc/h
Выводы

Независимое определение начальных и
граничных условий в космологии

Стабильный результат:
nS  1,

  0,
  0.7
Лучшая модель:
f ~ fb ~ 10%, m ~ 0.4, h ~ 0.65
(СM:

fb ~ 15%, m ~ 0.3, h~ 0.7)
Если m  0.3 , то   0,
m > 0.3 ,
h  0.7
  0.1, h < 0.7

???
m  0.04  0.4 eV
(f< 0.1: m < 0.4 eV)
ранняя ионизация Вселенной (z~10)
T/S  0.2
низкий квадруполь (С2)
спектральные искажения (~30)
высокий 2
нестепенной спектр возмущений
Нерешенные
фундаментальные проблемы:

Скрытая материя (многокомпонентность):
b  , c~m~

Темная энергия:
~ M4 = (10-3eV)4 =
стандартная модель:
M ~1 TeV
GUT:
M ~1013 GeV
квантовая гравитация:
M ~1019 GeV

Совпадение масштабов РИ и КМС
(связь барионной асимметрии с темной материей)

T/S → модель Большого Взрыва (инфляция)
• СM, ТЭ, инфляция, бариогенезис:
все еще гипотезы! или эпициклы ?