Мы заявляем о точном представлении об истории Вселенной. Но насколько это верно?
Единственная причина для существования времени — чтобы всё не случилось одновременно
— Альберт Эйнштейн
И вот мы дожили до конца недели, а значит, пришло время выбирать очередной вопрос. Еженедельно вы отправляете свои вопросы и предложения, а я выбираю из них лучший для того, чтобы рассказать вам о Вселенной. Сегодняшний всеобъемлющий вопрос поступил от Скотта Роббинса, который хочет знать:
Я запутался в истории Большого взрыва. Когда учёные говорят о начале Вселенной, формировании элементов и создании галактик, они указывают точные временные интервалы. Но где они берут эти числа? Эмпирически подтвердить их вряд ли возможно, но всё равно они указываются очень точно (и уверенно). Как учёные могут быть настолько уверены в этих данных, и откуда они берутся?
И он даже дал ссылку на иллюстрацию вопроса.
Изображение почти корректное, но в нём не указано кое-что важное, с моей точки зрения: погрешности. Во всех цифрах есть неточности, однако в целом всё так и есть, и эти погрешности относительно малы.
Откуда мы это знаем? Благодаря трём факторам:
- Мы понимаем, как расширялась Вселенная, и, следовательно, как её размер и масштаб изменяются во времени.
- Мы понимаем, как температура (и энергия) частиц Вселенной зависит от истории расширения.
- Мы понимаем, более или менее, физические процессы, определяющие эти шаги, и их эволюцию.
Давайте рассмотрим каждый из факторов по отдельности, а затем сведём их вместе.
Как Вселенная расширяется? Это самый простой из вопросов, и физика этого процесса уже была известна в 1920-1930 годах, когда её, независимо друг от друга, описали Александр Фридман, Джордж Леметр, Говард Робертсон и Артур Уокер. Согласно ОТО, если все регионы Вселенной на больших масштабах заполнены примерно одним и тем же количеством материи и энергии, то её эволюцию определяют всего две вещи: изначальная скорость расширения и свойства того, что её наполняет.
А наполняют её такие вещи, как:
- обычная материя (протоны, нейтроны, электроны),
- тёмная материя,
- фотоны,
- нейтрино,
- энергия, присущая самому пространству (тёмная энергия/космологическая константа),
- целый вагон вещей, которые возможны, но пока не наблюдаются нами: космические струны, магнитные монополи, доменные границы, космические текстуры и кривизна пространства.
Мы измерили не только текущее наполнение нашей Вселенной, но и то, какая смесь из перечисленного заполняла её в любой момент прошлого.
Это первая часть: как Вселенная расширялась со временем. Но вторая часть важна не меньше.
Как температура/энергия частиц вела себя в отдалённом прошлом? Когда вы представляете себе расширение или сжатие Вселенной, вы, скорее всего, представляете ограниченное количество вещества внутри изменяющегося объёма. При увеличении объёма плотность уменьшается, а при уменьшении – увеличивается.
Но на эту систему влияет ещё и излучение: длина волн фотонов также увеличивается (при расширении) и уменьшается (при сжатии) в соответствии с изменениями Вселенной. Поскольку длина волны определяет энергию фотона, в сжимающейся Вселенной фотоны будут более энергичными, а в расширяющейся их энергия будет падать. Следовательно, когда Вселенная в прошлом была меньше, её температура была горячее. В случае с частицами их кинетическая энергия ведёт себя так же, как температура фотонов.
И с масштабом Вселенной это связано напрямую: в любой момент, когда Вселенная была во сколько-то раз меньше, энергия и температура фотонов была во столько же раз больше. Во Вселенной в половину меньшего размера их температура была в два раза выше. Во Вселенной в десять раз меньше их температура была в десять раза выше. Во Вселенной в миллион раз меньше их температура была в миллион раз выше.
Так что, в любой момент прошлого Вселенной нам известна температура и энергия, покуда нам известно наполнение Вселенной и схема её расширения.
И, наконец…
Каковы были физические процессы, определяющие каждый из этих шагов? На этом шаге и появляются погрешности, но они всё равно довольно малы.
По пунктам:
Галактики начинают формироваться, судя по нашим наблюдениям, не позднее 380 миллионов лет после начала Вселенной, поскольку именно такой возраст имеет самая удалённая от нас галактика (см. выше). Симуляции и подсчёты формирования крупных структур вместе с пониманием природы изначальных флуктуаций Вселенной приводят к прикидкам, согласно которым первые протогалактики сформировались, когда Вселенной было от 130 до 210 миллионов лет. Конечно, эти процессы продолжаются и после.
Первые звёзды сформировались ещё раньше, и мы надеемся, что телескоп Джеймса Уэбба сможет найти одни из самых ранних и ярких звёзд! Согласно симуляциям, мы ожидаем, что первые звёзды появились, когда Вселенной было от 40 до 100 миллионов лет, а с тех пор их формирование резко ускорилось.
До этого происходило формирование нейтральных атомов, что довольно просто подсчитать, исходя из известной пропорции фотонов/протонов/нейтронов/электронов во Вселенной и физических принципов формирования атомов. Это случилось, когда Вселенной было 380 000 лет, но происходило это постепенно, в течение 117 000 лет; 380 000 – средний возраст Вселенной, когда она стала нейтральной.
До того появлялись самые лёгкие атомные ядра: нуклеосинтез Большого взрыва. Это также заняло некоторое время, но самое «важное» случилось, когда Вселенной было от 3 до 4 минут. Лучшая оценка, которую я могу дать времени завершения нуклеосинтеза – это три минуты 45 секунд.
Аннигиляция материи и антиматерии проходила постепенно; аннигиляция электронов и позитронов шла, когда Вселенной было от 1 до 3 секунд, но эти частицы были самыми лёгкими. Более тяжёлые аннигилировали раньше, поэтому у частиц, прекративших взаимодействовать с другой Вселенной на ранних стадиях её развития (типа нейтрино) температура меньше, чем у фотонов.
Нарушение электрослабой симметрии происходит на масштабах, сравнимых с массами тяжёлых бозонов, служащих связующим звеном в слабых взаимодействиях. Нам нужно лишь определить, при какой температуре это происходит, и мы сможем узнать возраст Вселенной в то время: порядка 0,1 наносекунды.
До этого мы определили промежутки и ограничения таких процессов, как бариогенез (создание асимметрии материи и антиматерии), великое объединение (которое, возможно, произошло, а возможно, и нет) и инфляция. Мы знаем, что инфляция закончилась (и начался Большой взрыв) где-то между 10-35 и 10-20 секунд, если считать от t=0 (наивной экстраполяции Большого взрыва к точке с бесконечной плотностью и температурой). Как видим, у этих цифр погрешность довольно велика.
Сложив всё это вместе – опустив погрешности и определив средние, наиболее вероятные значения – мы получим историю жизни Вселенной. Лично мне нравится отображать её на масштаб одного года, чтобы показать перспективу.
Вот таким образом нам и известна, с такой точностью, история Вселенной! Спасибо за прекрасный вопрос, и надеюсь, что объяснение было сделано понятно для вас и для остальных. Присылайте мне ваши вопросы и предложения для следующих статей
