13,8 миллиарда лет назад возникла наша Вселенная, какой мы ее знаем. Вот как это было.
Глядя сегодня на нашу Вселенную, мы не только видим огромное разнообразие звезд и галактик, как близких, так и далеких, мы также видим любопытную взаимосвязь: чем дальше удалена галактика, тем быстрее она движется. кажется, удаляется от нас. С космической точки зрения Вселенная расширяется, и все галактики и скопления галактик со временем удаляются друг от друга. Следовательно, в прошлом Вселенная была горячее, плотнее, и все в ней было ближе друг к другу.
Если экстраполировать назад как можно дальше, мы пришли бы ко времени, когда не сформировались первые галактики; до того, как зажглись первые звезды; до того, как могли существовать нейтральные атомы, атомные ядра или даже стабильное вещество. Самый ранний момент, когда мы можем описать нашу Вселенную горячей, плотной и равномерно наполненной веществом, известен как Большой взрыв. Вот как все началось.
Некоторые из вас прочитают последнее предложение и запутаются. Вы можете спросить: «Разве Большой взрыв не является рождением времени и пространства?» Конечно; так было задумано изначально. Возьмите что-то расширяющееся, определенного размера и возраста сегодня, и вы сможете вернуться в то время, когда оно было сколь угодно маленьким и плотным. Когда вы дойдете до одной точки, вы создадите сингулярность: рождение пространства и времени.
Только есть масса свидетельств, указывающих на несингулярное происхождение нашей Вселенной. Мы никогда не достигали этих сколь угодно высоких температур; есть отсечка. Вместо этого наша Вселенная лучше всего описывается инфляционным периодом, который произошел до Большого взрыва, а Большой взрыв - это последствие того, что произошло в конце инфляции. Давайте посмотрим, как это выглядело.
Во время инфляции Вселенная совершенно пуста. Нет ни частиц, ни материи, ни фотонов; просто само пустое пространство. В этом пустом пространстве содержится огромное количество энергии, причем точное количество энергии слегка колеблется со временем. Эти флуктуации растягиваются до более крупных масштабов, а поверх них создаются новые, мелкомасштабные флуктуации. (Ранее мы описывали, как выглядела Вселенная во время инфляции.)
Это продолжается до тех пор, пока продолжается инфляция. Но инфляция закончится хаотично, а не во всех местах сразу. На самом деле, если бы вы жили в расширяющейся Вселенной, вы, вероятно, столкнулись бы с соседним регионом, где инфляция закончилась, а пространство между вами и им расширилось экспоненциально. На короткое мгновение вы увидите, что происходит в начале Большого Взрыва, прежде чем эта область исчезнет из поля зрения.
В изначально относительно небольшой области, возможно, не больше футбольного мяча, но, возможно, намного больше, энергия, присущая пространству, преобразуется в материю и излучение. Процесс преобразования относительно быстрый, занимает примерно 10^-33 секунды или около того, но не мгновенно. Поскольку энергия, заключенная в самом пространстве, превращается в частицы, античастицы, фотоны и т. д., температура начинает быстро расти.
Поскольку количество преобразованной энергии настолько велико, все будет двигаться со скоростью, близкой к скорости света. Все они будут вести себя как излучение, независимо от того, безмассовые частицы или массивные. Этот процесс преобразования известен как повторный нагрев и означает, что инфляция подходит к концу и начинается стадия, известная как горячий Большой Взрыв.
Что касается скорости расширения, вы увидите огромные изменения. В инфляционной Вселенной пространство экспоненциально расширяется, а более отдаленные области с течением времени удаляются с ускорением. Но когда закончится инфляция, Вселенная снова нагреется и начнется горячий Большой взрыв, более отдаленные регионы будут удаляться от вас медленнее с течением времени. С внешней точки зрения, в той части Вселенной, где заканчивается инфляция, скорость расширения падает, в то время как в окружающих ее инфляционных областях такого падения не наблюдается.
С точки зрения вероятности, весьма вероятно, что с точки зрения любого региона расширения пространства, в котором вы находились до Большого взрыва, вы много раз увидите, как инфляция заканчивается в соседних регионах. Эти места, где заканчивается инфляция, быстро заполнятся материей, антиматерией и излучением и будут расширяться медленнее, чем все еще инфляционные области.
Эти регионы будут расширяться по сравнению со всеми другими местами, где инфляция все еще продолжается в геометрической прогрессии, а это означает, что они очень быстро исчезнут из поля зрения. В стандартной инфляционной картине из-за этого изменения скорости расширения практически нет шансов, что какие-либо две Вселенные, в которых происходят отдельные горячие Большие Взрывы, когда-либо столкнутся или взаимодействуют.
Наконец-то региону, куда мы переедем жить, космически повезло, и инфляция для нас заканчивается. Энергия, присущая самому пространству, превращается в горячее, плотное и почти однородное море частиц. Единственные несовершенства и единственные отклонения от единообразия соответствуют квантовым флуктуациям, существовавшим (и растянувшимся по Вселенной) во время инфляции. Положительные флуктуации соответствуют изначально избыточным областям, а отрицательные флуктуации преобразуются в изначально пониженные области.
Мы не можем наблюдать эти флуктуации плотности сегодня, как они были, когда Вселенная впервые подверглась горячему Большому Взрыву. На раннем этапе нет никаких визуальных подписей, к которым мы могли бы получить доступ; первый из них, к которому мы когда-либо обращались, появился 380 000 лет спустя, после того как они претерпели бесчисленное количество взаимодействий. Даже при этом мы можем экстраполировать назад, какими были первоначальные флуктуации плотности, и найти что-то чрезвычайно согласующееся с историей космической инфляции. Колебания температуры, запечатленные на первой картине Вселенной - космический микроволновый фон - , дают нам подтверждение того, как начался Большой Взрыв.
Что мы могли бы наблюдать, так это гравитационные волны, оставшиеся после окончания инфляции и начала горячего Большого Взрыва. Гравитационные волны, которые генерирует инфляция, движутся со скоростью света во всех направлениях, но, в отличие от визуальных сигнатур, никакие взаимодействия не могут их замедлить. Они будут прибывать постоянно, со всех сторон, проходя через наши тела и наши детекторы. Все, что нам нужно сделать, если мы хотим понять, как возникла наша Вселенная, - это найти способ наблюдать эти волны прямо или косвенно. Хотя существует множество идей и экспериментов, ни один из них пока не дал успешного обнаружения.
Когда закончится инфляция, и вся энергия, которая была присуща самому пространству, превратится в частицы, античастицы, фотоны и т. д., Вселенная сможет только расширяться и охлаждаться. Все сталкивается друг с другом, иногда создавая новые пары частица/античастица, иногда аннигилируя пары обратно в фотоны или другие частицы, но всегда теряя энергию по мере расширения Вселенной.
Вселенная никогда не достигает бесконечно высоких температур или плотностей, но все же достигает энергий, которые, возможно, в триллион раз превышают все, что может когда-либо производить БАК. Крошечные зародыши избыточной и недостаточной плотности в конечном итоге вырастут в космическую паутину звезд и галактик, которая существует сегодня. 13,8 миллиарда лет назад Вселенная, какой мы ее знаем, зародилась. Остальное - наша космическая история.