65 ½ (не)детских вопросов о том, как устроено всё

Получается, что расширение Вселенной – это наблюдательный факт. То есть все галактики с каждым днем все больше и больше удаляются друг от друга. И это связано не с их перемещением в пространстве (хотя все они, конечно же, куда-нибудь движутся), а с расширением самого пространства. Но это значит, что в прошлом все галактики были гораздо ближе друг к другу. А в пределе – когда-то всё вещество и всё пространство Вселенной было сжато в одну точку, из которой это расширение и началось. Выходит, что у нашей Вселенной есть конечный возраст. Однако чтобы подсчитать, сколько ей лет, одних скоростей разлета галактик недостаточно. Поэтому ученым пришлось учесть всё содержимое Вселенной. А это оказалось не такой простой задачей – ведь основную часть содержимого Вселенной составляют две темные субстанции (темная материя и темная энергия), природа которых до сих пор неясна. Тем не менее даже того, что мы о них знаем, оказалось достаточно, чтобы с учетом всех наблюдаемых астрономических данных, а также параметров реликтового излучения (о котором мы поговорим в следующей главе), ученые смогли подсчитать возраст нашей Вселенной. Он оказался равен 13,8 миллиарда лет. Именно столько лет назад она возникла и началось ее расширение, продолжающееся по сей день.

Вопрос 63. Теория Большого взрыва – что и где вообще взорвалось?

Если Вселенная постоянно расширяется, значит, в прошлом она была значительно меньше, чем сегодня. И если отмотать историю назад на 13,8 миллиарда лет, то мы увидим Вселенную, сжатую в очень небольшую область пространства, или даже точку, сингулярность, из которой она и родилась. Описать это состояние Вселенной наши теории не способны, поскольку в момент рождения Вселенной ее температура была бесконечной, а размер равнялся нулю. С такими входными параметрами не справится ни квантовая механика, ни теория относительности. Есть надежда, что с этой проблемой поможет квантовая теория гравитации или теория струн, но это тема для отдельной большой книги.

Тем не менее даже на сегодняшнем уровне понимания законов природы мы можем достаточно точно описать дальнейшую эволюцию Вселенной и все происходящие в ней процессы, начиная с 10^–34 секунды после ее рождения. Теория, описывающая эту эволюцию, была названа теорией Большого взрыва. И она не про то, что было до рождения Вселенной или почему там что-то взорвалось, а про то, что происходило после этого взрыва.

Самая первая фаза эволюции Вселенной называется Планковской эпохой, поскольку она продолжалась в течение всего лишь одного планковского времени – от нуля до 10^–43 секунд. Размер Вселенной тогда был порядка 10^–35 м, а температура 10³² градусов. Все вещество Вселенной находилось в таком экстремальном состоянии, что все известные фундаментальные силы или взаимодействия были неотличимы друг от друга и проявлялись абсолютно одинаково: гравитацию было невозможно отличить от электромагнетизма, а сильное ядерное взаимодействие от слабого. Пока мы даже теоретически не можем описать такое состояние материи, это задача для квантовой теории гравитации. Но такое состояние Вселенной оказалось неустойчивым, и все взаимодействия стали постепенно отделяться друг от друга, превращаясь в уже хорошо знакомые нам четыре силы.

После того, как Планковская эпоха закончилась, началась следующая – Эпоха Великого объединения. В это время гравитация уже отделилась, но три остальные взаимодействия (электромагнитное, сильное и слабое) все еще были объединены в одно. Вселенная продолжала расширяться, а температура вещества постепенно уменьшалась до 10²⁷ градусов. А когда юной Вселенной исполнилось 10^–36 секунды, сильное ядерное взаимодействие отделилось от остальных. Это запустило следующую фазу расширения Вселенной – Эпоху космологической инфляции. На этой стадии пространство раздувалось чрезвычайно быстро (быстрее скорости света): за время с 10^–36 до 10^–33 секунды Вселенная увеличилась в размере в миллиарды и триллионы раз. Более подробно об этой стадии мы поговорим в главе «Как в теории инфляции появляются параллельные Вселенные?» (стр. 344).

Кроме того, отделение сильного взаимодействия нарушило баланс между материей и антиматерией, из-за чего возникла та самая барионная асимметрия Вселенной, благодаря которой стало рождаться больше частиц, чем античастиц[140].

Следующей фазой (между 10^–32 и 10^–12) была Электрослабая эпоха. Она так названа, поскольку на этом этапе электромагнитное и слабое взаимодействия еще были неразличимы. В этот период рождается большое число бозонов Хиггса, а также W-бозон, Z-бозон. И вот это состояние материи мы можем сегодня не только теоретически описать, но и воссоздать в земных условиях на самых мощных ускорителях – таких, как Большой адронный коллайдер.