Модель горячей Вселенной

Американский физик Георгий Антонович Гамов в 1946 году заложил основы одной из фундаментальных концепций современной космологии - модели "горячей Вселенной".

В этой модели основное внимание переносится на состояние вещества и физические процессы, идущие на разных стадиях расширения Вселенной, включая наиболее ранние стадии, когда состояние было необычным.

С построением моделей "горячей Вселенной" в космологии наряду с законами тяготения активно применяются законы термодинамики, данные ядерной физики и физики элементарных частиц. Возникает релятивистская астрофизика.

Модель горячей Вселенной получила эмпирическое подтверждение в 1965 году в открытии реликтового излучения американскими учеными Пензиасом и Уилсоном.

Реликтовое излучение - одна из составляющих общего фона космического электромагнитного излучения. Реликтовое излучение равномерно распределено по небесной сфере и по интенсивности соответсвует тепловому излучению абсолютно черного тела при температкур около 3К.

Согласно модели горячей Вселенной, плазма и электромагнитное излучение на ранних стадиях расширения Вселенной обладали высокой плотностью и температурой. В ходе космологического расширения Вселенной эта температура падала. При достижении температуры около 4000 К произошла рекомбинация протонов и электронов, после чего равновесие образовавшегося вещества (водорода и гелия) с излучением нарушилось - кванты излучения уже не обладали необходимой для ионизации вещества энергией и проходили через него как через прозрачную среду. Температура обособившегося излучения продолжала снижаться и к нашей эпохе составила около 3К. Таким образом, это излучение сохранилось до наших дней как реликт от эпохи рекомбинации и образования нейтральных атомов водорода и гелия. Оно осталось как эхо бурного рождения Вселенной, которое часто называют Большим взрывом.

В основе современной космологии лежат представления об однородности и изотропности Вселенной: во Вселенной нет каких-либо выделенных точек и направлений, т.е. все точки и направления равноправны. Это утверждение об однородности и изотропности Вселенной часто называют космологическим постулатом.

В теории однородной изотропной Вселенной оказываются возможными две модели Вселенной: открытая и замкнутая.

В открытой модели кривизна трехмерного пространства отрицательна или (в пределе) равна нулю, Вселенная бесконечна; в такой модели рассотяния между скоплениями галактик со временем неограниченно возрастают.

В замкнутой модели кривизна пространства положительна, Вселенная конечна (но так же безгранична, как и в открытой модели); в такой модели расширение со временем сменяется сжатием.

На основании имеющихся наблюдательных данных нельзя сделать никакого выбора между открытой и замкнутой моделями. Эта неопределнность никак не сказывается на общем характере прошлого и современного расширения, но влияет на возраст Вселенной (длительность расширения) - величину не достаточно определенную по данным наблюдений.

В моделях однородной изотропной Вселенной выделяется ее особое начальное состояние - сингулярность. Это состояние характеризуется огромной плотностью массы и кривизной пространства. С сингулярности начинается взрывное, замедляющееся со временем расширение.

Значение постоянной Хаббла (вернее, параметра Хаббла) определяет время, истекшее с начала расширения Вселенной, которое сейчас оценивается в 10-20 млрд. лет.

Современная космология рисует картину Вселенной вблизи сингулярности. В условиях очень высокой температуры вблизи сингулярности не могли существовать не только молекулы и атомы, но даже и атомные ядра; существовала лишь равновесная смесь разных элементарных частиц.

Уравнения современной космологии позволяют найти закон расширения однородной и изотропной Вселенной и описать изменение ее физических параметров в процессе расширения.

Из этих уравнений следует, что начальные высокие плотность и температура быстро падали.

Общие законы физики надежно проверены при ядерных плотностях, а такую плотность Вселенная имеет спустя 10-4с от начала расширения. Следовательно, с этого времени от состояния сингулярности физические свойства эволюционирующей Вселенной вполне поддаются изучению (в ряде случаев эту границу отодвигают непосредственно к сингулярности).

В последние десятилетия развитие космологии и физики элементарных частиц позволило теоретически рассмотреть самую начальную сверхплотную стадию расширения Вселенной, которая завершилась уже к моменту t около 10-36 с. Эту стадию расширения Вселенной назвали инфляционной. На этой стадии, когда температура была невероятно высока (больше 1028 К), Вселенная расширялась с ускорением, а энергия в единице объема оставалась постоянной.

До момента рекомбинации, который наступил примерно через миллион лет после начала расширения, Вселенная была непрозрачной для квантов света. Поэтому с помощью электромагнитного излучения нельзя заглянуть в эпоху, предшествующую рекомбинации. На сегодняшний день это можно сделать с помощью теоретических моделей.

Вначале расширения Вселенной ее температура была столь высока, что энергии фотонов хватало для рождения пар всех известных частиц и античастиц. При температуре 1013 К во Вселенной рождались и гибли (аннигилировали) пары различных частиц и их античастиц. При понижении температуры до 5х1012 К почти все протоны и нейтроны аннигилировали, превратившись в кванты излучения; остались только те из них, для которых "не хватило" античастиц. Фотоны, энергия которых к этому времени стала меньше, уже не могли порождать частицы и античастицы. Наблюдения реликтового фона показали, что первоначальный избыток частиц по сравнению с античастицами составлял ничтожную долю (одну миллиардную) от их общего числа. Именно из этих "избыточных" протонов и нейтронов в основном состоит вещество современной наблюдаемой Вселенной.

При температуре 2х1010 К с веществом перестали взаимодействовать нейтрино - от этого момента должен был остаться "реликтовый фон нейтрино", обнаружить который, возможно, удастся в будущем.

Спустя несколько секунд после начала расширения Вселенной началась эпоха, когда образовались ядра дейтерия, гелия, лития и бериллия - эпоха первичного нуклеосинтеза. Продолжалась эта эпоха приблизительно 3 минуты. Ее результатом в основном стало образование ядер гелия. Остальные элементы, более тяжелые, чем гелий, составили ничтожно малую часть вещества.

Определение химического состава (особенно содержание гелия, дейтерия и лития) самых старых звезд и межзвездной среды молодых галактик является одним из способов проверки выводов теории горячей Вселенной.

После эпохи нуклеосинтеза (t около 3 мин.) и до эпохи рекомбинации (t около 106 лет) происходило спокойное расширение и остывание Вселенной.