Эволюция Вселенной

Единой  точки зрения, является ли Вселенная  действительно бесконечной или  конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая  Вселенная, включающая все местоположения, которые могут воздействовать на нас с момента Большого Взрыва, конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв.

Модель  Фридмана

рамках  ОТО вся динамика Вселенной может  быть сведена к простым дифференциальным уравнениям для

масштабного фактора a(t) — величины отражающая изменение  расстояний в однородно сжимающихся пространствах:

Уравнению энергии 

Уравнению движения 

Уравнению неразрывности

Также в этой модели появляется различные  типы расстояний: угловое и фотометрическое. Угловым расстоянием мы назовем  расстояние, вычисляемое по видимому угловому расстоянию объекта (θ) и его линейному размеру объекта (D):

до какого-то момента такое расстояние увеличивается, а после начинает уменьшаться, само пространство начинает играть роль гигантской гравитационной линзы.

Фотометрическое расстояние, это расстояние вычисляемое с помощью источника, известной светимости (L) и принимаемый от него поток излучения (F):

Иногда  в различного рода моделях переходят  от космологического времени t к конформному  η следующим образом:

a(η)dη  = dt 

Эволюция  расширения 

Ход расширения в общем случае зависит от значений космологической постоянной Λ, кривизны пространства k и уравнения состояния (P(ρ)). Однако качественно эволюцию расширения можно оценить, опираясь на достаточно общие предположения.

В современной  общепринятой модели расширения космологическая постоянная положительна и существенно отлична от нуля, т.е. на больших масштабах возникают силы антигравитации. Природа таких сил неизвестна, теоретически подобный эффект можно было бы объяснить действием физического вакуума, однако ожидаемая плотность энергии оказывается на много порядков больше, чем энергии определяемая космологической постоянной (темная энергия). Данная проблема пока не решена и носит названия проблема космологической постоянной. 

Остальные варианты на данный момент представляют только теоретический интерес, однако всё может поменяться. Современная история космологии уже знает подобные примеры: модели с нулевой космологической постоянной безоговорочно доминировали с момента открытия Хабблом космологического красного смещения и до 1998 года. Года, когда данные по сверхновым типа Ia убедительно опровергли их. 

На сегодняшний  момент считается, что k=0, плотность  темной энергии составляет 70% от всей энергии Вселенной, а значительной вклад в плотность материи  вносит невидимое вещество, участвующая только в гравитационном взаимодействии (темная материя). Эти значения основаны на наблюдениях сверхновых типа Ia и исследованиях флуктуаций реликтового излучения. 

Λ<0 

Если  значение космологической постоянной отрицательно, то действуют только силы притяжения и более никаких. Правая часть уравнения энергии будет неотрицательной только при конечных значениях R. Это означает, что при некотором значении Rc Вселенная начнет сжиматься при любом значении k и вне зависимости от вида уравнения состояния. 

Λ=0 

В случае, если космологическая постоянная равна  нулю, то эволюция целиком и полностью  зависит от начальной плотности вещества: 
 
 

Значение  называют критической плотностью. Если ρ0 = ρc, то расширение продолжается бесконечно долго. в пределе с асимптотически стремящейся к нулю скорости. Если плотность больше критической, то расширение Вселенной тормозится и сменяется сжатием. Если меньше, то расширение идёт неограниченно долго. 

Если  уравнение энергии поделить на H0, то оно примет следующий вид (с учётом нулевой космологической постоянной):

где ρcr — критическая плотность. Из этого  уравнения следует, что плотность  вещества во Вселенной и кривизна пространства взаимосвязаны: ρ=ρcr соответствует k=0 (случай плоской Вселенной), плотность меньше критической соответствует k=-1 (открытая Вселенная), больше — k=1 (замкнутой Вселенной). 

Λ>0 

Если  Λ>0 и k≤0, то Вселенная монотонно  расширяется, но в отличие от случая с Λ=0 при больших значениях R : 
 
 

При k=1 выделенным значением является Λc = 4πGρ. В этом случае существует такое значении R при котором и R' = 0 и R'' = 0, т.е. Вселенная статична. 

При Λ>Λc скорость расширения убывает до какого момента, а потом начинает неограниченно  возрастать. Если Λ незначительно превышает Λc, то на протяжении некоторого времени скорость расширения остаётся практически неизменной. 

В случае Λ<Λc всё зависит от начального значения R с которого началось расширения. В зависимости от этого значения Вселенная либо будет расширяться до какого-то размера, а потом сожмется, либо будет неограниченно расширяться. 

Теория  Большого Взрыва (модель горячей Вселенной) 

Эта теория отвечает на вопросы: «Существовала  ли Вселенная вечно или она  появилась из чего-то? А если была рождена, то как она развивалась в первые секунды своей жизни?» Экстраполяция наблюдаемого состояния Вселенной назад во времени при условии верности общей теории относительности приводит к неизбежному выводу, что за конечное время назад всё пространство Вселенной сворачивается в точку, космологическую сингулярность, называемую Большим Взрывом. 

Такое поведение, по-видимому, свидетельствует  о не приложимости ОТО к самым  ранним моментам расширения Вселенной, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности. В момент, достаточно близкий ко Взрыву, но уже уверенно описываемый современной физикой, вся энергия нынешней Вселенной содержалась в маленьком объёме, а так как энтропия Вселенной велика, то, значит, и температура была очень высокой (в отличие от исторически конкурировавшей с этой теории холодной Вселенной, где температура на протяжении всей эволюции была близка к современному значению). Именно благодаря высокой температуре и плотности появились первые элементарные частицы, которые при дальнейшем увеличении размера Вселенной и её остывании начали складываться сначала в частицы посложнее, а потом дело дошло и до обычных протонов, нейтронов, позитронов и так далее. 

По ходу дела оставляя без ответа вопросы: «Почему  античастиц оказалось меньше чем  частиц?» и «Почему энтропия Вселенной  такая высокая?» (они составляют аспекты так называемой проблемы начальных значений) — и вводя  руками условие доминирования частиц над античастицами и наблюдаемое значение энтропии, можно построить теорию о первичном нуклеосинтезе, которая в целом неплохо согласуется с наблюдательными данными. 

Также довольно хорошо объясняется и реликтовое излучение — это наследие того момента, когда ещё всё вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон — это остаток «фотосферы Вселенной». 
 

Проблемы  теории Большого взрыва 

Несмотря  на значительные успехи, теория горячей  Вселенной сталкивается с рядом трудностей. Если бы Большой взрыв вызвал расширение Вселенной, то возникло бы сильное неоднородное распределение вещества, чего не наблюдается. Т.е. теория Большого Взрыва не объясняет расширение Вселенной, оно принимает его как факт. 

Теория  также предполагает, что соотношение  числа частиц и античастиц на первоначальной стадии было таким, что дало в результате современное преобладание материи  над антиматерией. Можно предположить, что вначале Вселенная была симметрична  — материи и антиматерии было одинаковое количество, но тогда чтобы объяснить барионную асимметрию необходимо, чтобы протон распадался, чего также не наблюдается.

Различные теории Большого объединения предполагают рождения большого числа магнитных  монополей, до сего момента также не обнаруженных. 

Инфляционная  модель

Теории  инфляции описывают предполагаемую стадию расширения Вселенной, начавшуюся спустя ~10−42с после Большого Взрыва. В ней скорость увеличения масштабов  происходит по экспоненциальному закону. 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. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается "параметрический резонанс". 

Идея  инфляционной стадии позволяет объяснить  плоскую геометрию пространства. Кроме этого теория инфляции предполагает наличие маленькой изначально причинно-связанной области, что объясняет однородность и изотропность Вселенной. Хаббловское расширение же становится движением по инерции, благодаря большой кинетической энергии накопленной в ходе инфляции. 

Любое инфляционное расширение начинается с планковских размеров и времен, когда современные законы физики начинают адекватно описывать происходящие в тот период процессы. Единственная причина расширения в рамках ОТО — это отрицательное давление. Такое давление может описать неким скалярным полем, называемым инфлантоном. В частности таким же образом описывают и давление физического вакуума. В конце инфляционной стадии это поле должно распадаться, в противном случае экспоненциальное расширение никогда не закончится. 

Основной  класс моделей основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения равного нулю. Начальное значение может задаваться по-разному: это может быть значения начальных квантовых возмущений, а может быть строго фиксированным. Конкретный вид потенциала зависит от выбранной теории. 

Теории  инфляции также делятся на бесконечные  и конечные во времени. В теории с  бесконечной инфляцией существуют области пространства — домены —  которые начали расширяться, но из-за квантовых флуктуаций вернулись в первоначальное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теория с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде. 

К теориям  с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое ответственно за большие энергии (а значит за скорость расширения), а второе за малые, определяющие момент завершения инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечен.

Multiverse

"Мультивселенная", "Большая Вселенная", "Мультиверс", "Гипервселенная", "Сверхвселенная", "Мультиленная" — различные  переводы английского термина  multiverse. Появился он в ходе развития теории инфляции. 

Области Вселенной, разделённые расстояниям  больше размера горизонта частиц эволюционируют вне зависимости  друг от друга. И любой наблюдатель  видит только те процессы, которые  происходит в домене, с объёмом  равном объёму сферы с радиусом равным расстоянию до горизонта частиц. В эпоху инфляции две области расширения, разделённые расстоянием порядка горизонта, не приводит к пересечению их областей. 

Такие домены можно рассматривать как  отдельные вселенные, подобные нашей: они точно также однородны и изотропны на больших масштабах. Конгломерат таких образований и есть multiverse.

Теория  эволюции крупномасштабных структур

Основная  статья: Возникновение и эволюция галактик

 

Образование и коллапс протогалактических облаков  в представлении художника. 

Как показывают данные по реликтовому фону Вселенная  была фактически однородна, флуктуации вещества были крайне малыми и это  представляет собой значительную проблему. Вторая проблема — ячеистая структура  сверхскоплений галактик и одновременно сфероподобная — у скоплений меньших размеров. Любая теория, пытающаяся объяснить происхождение крупномасштабной структуры Вселенной, в обязательном порядке должна решить эти две проблемы (а также верно смоделировать морфологию галактик).