Фазы Вселенной

Возможно, основным вкладом спутника WMAP в науку стало то, что
он дал ученым уверенность в правильности Стандартной модели
космологии. Хотя и до сих пор существуют огромные «белые пят-
на», перед глазами астрофизиков начинают вырисовываться общие
контуры Стандартной теории, рождающейся из общего количества
полученных данных. Согласно картинке, которую мы сейчас скла-
дываем из отдельных элементов, в эволюции Вселенной по мере ее
остывания прослеживались отдельные этапы. Переход от одного эта-
па к другому означает нарушение симметрии и отсечение одного из
фундаментальных природных взаимодействий. Ниже представлены
те фазы и вехи, которые известны нам на сегодняшний день:
1. До 10^-43 секунды — эпоха Планка.

Об эпохе Планка точно почти ничего не известно. При
энергии Планка (10¹⁹ млрд электронвольт) гравитационное
взаимодействие было столь же сильным, как и остальные
многочисленные силы. Как следствие, четыре взаимодействия
Вселенной были, видимо, объединены в единую «сверх-
силу». Возможно, Вселенная существовала в совершенном
состоянии «небытия», или пустого пространства с большим
количеством измерений. Та загадочная симметрия, которая
смешивает все четыре взаимодействия, оставляя уравнения
неизменными, — скорее всего, «сверхсимметрия» (см. гла-
ву 7). По неизвестным причинам эта загадочная симметрия,
объединявшая все четыре взаимодействия, была нарушена,
и сформировался крошечный пузырек — эмбрион нашей
Вселенной, возникший, возможно, в результате значительной,
но случайной флуктуации. Размеры этого пузырька не превы-
шали длины Планка, которая составляет 10^-33 см.

2. 10^-43 секунды — эпоха ТВО.

Произошло нарушение симметрии, что стало причиной об-
разования стремительно расширяющегося пузырька. По
мере того как пузырек расширялся, четыре фундаментальных
взаимодействия стремительно отделились друг от друга.
Гравитация первой отделилась от трех остальных взаимодей-
ствий, вызвав ударную волну во всей Вселенной. Изначальная
симметрия сверхсилы была нарушена и превратилась в сим-
метрию меньшего порядка, которая, возможно, содержала в
себе симметрию ТВО SU(5). Оставшиеся сильное, слабое и
электромагнитное взаимодействия были все еще объединены
симметрией ТВО. На этом этапе Вселенная расширилась в
невероятное количество раз (возможно, в 10⁵⁰), и расширение
это было вызвано неизвестными до сих пор причинами; про-
странство расширялось со скоростью, астрономически боль-
шей, чем скорость света. Температура была 10³² градусов.

3. 10^-34 секунды — конец инфляции.

Температура упала до 10²⁷ градусов, когда сильное взаимо-
действие отделилось от двух других сил. (Группа симметрии
ТВО распалась на SU(3)xSU(2)xU(l).) Инфляционный пе-
риод завершился, дав Вселенной возможность идти по пути
стандартного расширения Фридмана. Вселенная состояла из
горячего плазменного «супа» свободных кварков, глюонов и
лептонов. Свободные кварки превратились в нынешние про-
тоны и нейтроны. Наша Вселенная была еще довольно малень-
кой, размером всего лишь с сегодняшнюю Солнечную систему.
Вещество и антивещество аннигилировались, но существовал
крошечный перевес вещества над антивеществом (1 мил-
лиардная доля), в результате которого возникла вся материя
вокруг нас. (Это энергетический диапазон, который, как мы
надеемся, будет дублирован в течение нескольких следующих
лет ускорителем частиц — Большим адронным коллайдером
(the Large Hadron Collider).)

4. 3 минуты — образование ядер.

Температуры упали достаточно низко для образования ядер,
которые теперь не разрывало сильным жаром. Водород син-

тезировался в гелий (создав сегодняшнее соотношение: 75 %
водорода к 25 % гелия). Образовались ничтожные количества
лития, но синтез более тяжелых элементов прекратился, по-
тому что ядра с 5 частицами были слишком неустойчивы.
Вселенная была непрозрачной, свет рассеивался свободными
электронами. Этот момент отмечает конец первозданного
огненного шара.

5. 380 ООО лет — возникновение атомов.

Температура упала до 3000 градусов по Кельвину. Атомы фор-
мировались электронами, окружающими ядра, которые не раз-
рывало жаром. Фотоны теперь могли свободно передвигаться,
не будучи поглощенными. Это и есть то самое излучение, кото-
рое было измерено спутниками СОВЕ и WMAP. Вселенная,
когда-то непрозрачная и наполненная плазмой, стала прозрач-
ной. Небо вместо белого стало черным.

6. 1 млрд лет —- звезды отвердевают.

Температура упала до 18 градусов. Начали формироваться
квазары, галактики и галактические скопления, " в большинстве
своем представляющие побочный продукт многочисленных
крошечных волн в первоначальном облаке пламени. В звездах
начали «печься» легкие элементы, такие, как углерод, кисло-
род и азот. Взрывающиеся звезды извергали в небеса элементы
с атомным весом выше железа. Это самая отдаленная эпоха,
которую мы можем исследовать с помощью космического
телескопа Хаббла.

7. 6, 5 млрд лет — расширение де Ситтера.

Расширение Фридмана завершается, и Вселенная постепенно
ускоряет свое расширение и входит в фазу ускорения, которая
называется расширением де Ситтера, вызванным загадочной
антигравитационной силой, природа которой не раскрыта и
до сегодняшнего дня.

8. 13, 7 млрд лет — сегодня.

Настоящее. Температура упала до 2, 7 градуса. Мы наблюдаем
сегодняшнюю Вселенную, состоящую из галактик, звезд и
планет. Расширение Вселенной продолжает стремительно
ускоряться.