Попытка представить огромное скопление галактик, спрессованное в сферу диаметром 10 мкм, перекручивает мозг в бараний рог. Если без предисловий рассказать про данный факт человеку, далекому от космологии, он скорее всего скажет, что это ерунда, что такого быть не может — здравый смысл протестует! При этом никаких рациональных аргументов против человек сформулировать не сможет. Чтобы урезонить здравый смысл, надо приучить его к логарифмической шкале явлений. Кстати, шкала, доступная непосредственному восприятию человека, не как уж коротка. Безо всяких устройств наш глаз способен окинуть сотню километров ландшафта, оценив расстояние, и разглядеть детали в одну десятую миллиметра. Это девять десятичных порядков. Во времени человек воспринимает даже больший диапазон — от десятой доли секунды почти до века — десять порядков. История Вселенной простирается от планковского времени (10^43 с) до нынешнего (4·104^7 с) — 60,5 порядка. Нынешний размер Вселенной неизвестен — он может быть как 10^31, так и 10^100 см. Но можно взять за максимальный масштаб размер современного горизонта 5·10^28 см. Тогда диапазон расстояний, начиная от планковского масштаба и кончая горизонтом, — 61 порядок. Теперь можно изобразить историю Вселенной в дважды логарифмической шкале. Для начала проследим судьбу квантовых флуктуаций — как они росли и развивались после инфляции.
Здесь важно выбрать удобную систему отсчета для времени. Мы не знаем, сколько продолжалась инфляция, — как показано в следующей части, ее продолжительность могла быть любой. По сути, у нас есть только одна точка, за которую мы можем зацепиться — окончание инфляции и переход к фридмановской стадии. Треки на рис.1 начинаются от времени 10-37 с, характеризующего темп инфляции, — это условность, на самом деле переход от инфляции к фридмановскому расширению происходил не мгновенно. Саму инфляцию откладываем в отрицательную область, нуль будет ее окончанием. Ее удобней изобразить в линейной шкале на отдельном рисунке (рис. 2).
История Вселенной после инфляции в дважды логарифмическом масштабе. Линиями показано, как менялся со временем размер области пространства, ставшего видимой частью Вселенной (горизонт), большой галактикой (сгусток X) и первыми гигантскими звездами. Вертикальные пунктиры показывают фазовые переходы материи во Вселенной. Наклонный пунктир показывает размер горизонта
Когда инфляция заканчивается, треки выходят на степенную зависимость а ~ t1/2 (степенной закон в дважды логарифмической шкале выглядит как прямая линия с наклоном, равным показателю степени). Такой закон расширения возникает из решения уравнения Фридмана для вселенной, в которой доминируют ультрарелятивистские или безмассовые частицы. Такая ситуация продолжается до t ~ 3·10^12 с (80 тыс. лет, незадолго до эпохи рекомбинации), после чего в балансе энергии Вселенной начинают доминировать холодные частицы (темная материя и барионы). При этом меняется уравнение состояния Вселенной — давление падает почти до нуля, и закон расширения меняется на а ~ t2/3
В самом конце добавляется новое экспоненциальное расширение, связанное с темной энергией, но пока оно слишком мало, чтобы его можно было увидеть в масштабе рисунка.
Прямая линия, пересекающая весь рисунок, — размер горизонта. При инфляции практически все флуктуации плотности, кроме самых последних, очень быстро растягиваются за пределы горизонта и таким образом «замораживаются». Возмущение не может эволюционировать, когда оно распределено по множеству причинно не связанных областей. После инфляции расширение становится медленней роста горизонта, и флуктуации вновь входят под горизонт — сначала те, что поменьше, потом большего размера. Скорость роста масштабов увеличивается на отметке времени 80 тыс. лет и приводит к формированию наблюдаемой структуры уже в возрасте вселенной во многие миллионы и миллиарды лет — в довольно узкой полосе в масштабе рисунка. Наша эпоха, когда существуют планетные системы и возможна жизнь, в данном масштабе не больше ширины штрихов линии, обозначающей современную Вселенную на рис.1 (справа). А между стадией инфляции и электрослабым фазовым переходом лежит самая долгая в логарифмическом плане эпоха, про которую мы мало что можем сказать. Есть подозрение, что в эту эпоху не происходило ничего интересного: по своей температуре эпоха соответствует так называемой Великой энергетической пустыне — области от сотен гигаэлектронвольт до 10^16 ГэВ. Вероятно, где-то там сформировалась барионная асимметрия, возможно, жили разнообразные супер-симметричные партнеры нынешних частиц — фотино, скварки… Конечно, никто не даст голову на отсечение, что и посредине пустыни не происходило что-то интересное, просто это никак не просматривается из физики частиц в ее современном состоянии.
Рост масштабов неоднородностей во время инфляции. Сиреневая полоса обозначает пространственный масштаб, на котором всё время до τ = 0 рождаются квантовые флуктуации. Линии показывают, как растут неоднородности, соответствующие будущим знакомым нам объектам. Поскольку продолжительность инфляции не имеет четкого ограничения, она могла продолжаться и тысячу единиц времени — тогда треки роста первых флуктуаций придут к τ = 0 на метр выше начала координат, достигнув значения порядка 10^500 см — вполне возможно что Вселенная имеет такой или еще больший размер. Линии для простоты изображены прямыми — на самом деле при подходе к τ = 0 темп инфляции снижается и линии плавно загибаются. Могли ли на этом логарифмически длиннейшем отрезке истории случиться «искусства, знанья, войны, троны и память сорока веков»? Для этого прежде всего нужны частицы с массой, на много порядков превосходящей температуру Вселенной. Сейчас температура 3·10^-4 эВ — масса электрона на 9 порядков больше. В принципе, такие частицы могли остаться от эпохи окончания инфляции — с массой чуть меньшей, чем масштаб великого объединения, скажем, 10^-5 ГэВ. Допустим, есть какой-то закон сохранения, заставляющий эти частицы жить долго, например 1 не — до конца эпохи энергетической пустыни. Вполне возможно, что они могли бы образовывать что-то вроде атомов и молекул.
Таким образом, за длинную, богатую метаморфозами логарифмическую историю Вселенной только наш короткий интервал в пол-порядка богат на сложные эволюционирующие структуры. А гораздо больший интервал в 14 порядков и впрямь остается пустынным. Борис Штерн. Фрагмент из книги "Прорыв за край мира"
Universe (Вселенная)
Логарифмическая история Вселенной
Здесь важно выбрать удобную систему отсчета для времени. Мы не знаем, сколько продолжалась инфляция, — как показано в следующей части, ее продолжительность могла быть любой. По сути, у нас есть только одна точка, за которую мы можем зацепиться — окончание инфляции и переход к фридмановской стадии. Треки на рис.1 начинаются от времени 10-37 с, характеризующего темп инфляции, — это условность, на самом деле переход от инфляции к фридмановскому расширению происходил не мгновенно. Саму инфляцию откладываем в отрицательную область, нуль будет ее окончанием. Ее удобней изобразить в линейной шкале на отдельном рисунке (рис. 2).
Когда инфляция заканчивается, треки выходят на степенную зависимость а ~ t1/2 (степенной закон в дважды логарифмической шкале выглядит как прямая линия с наклоном, равным показателю степени). Такой закон расширения возникает из решения уравнения Фридмана для вселенной, в которой доминируют ультрарелятивистские или безмассовые частицы. Такая ситуация продолжается до t ~ 3·10^12 с (80 тыс. лет, незадолго до эпохи рекомбинации), после чего в балансе энергии Вселенной начинают доминировать холодные частицы (темная материя и барионы). При этом меняется уравнение состояния Вселенной — давление падает почти до нуля, и закон расширения меняется на а ~ t2/3
В самом конце добавляется новое экспоненциальное расширение, связанное с темной энергией, но пока оно слишком мало, чтобы его можно было увидеть в масштабе рисунка.
Прямая линия, пересекающая весь рисунок, — размер горизонта. При инфляции практически все флуктуации плотности, кроме самых последних, очень быстро растягиваются за пределы горизонта и таким образом «замораживаются». Возмущение не может эволюционировать, когда оно распределено по множеству причинно не связанных областей. После инфляции расширение становится медленней роста горизонта, и флуктуации вновь входят под горизонт — сначала те, что поменьше, потом большего размера. Скорость роста масштабов увеличивается на отметке времени 80 тыс. лет и приводит к формированию наблюдаемой структуры уже в возрасте вселенной во многие миллионы и миллиарды лет — в довольно узкой полосе в масштабе рисунка.
Наша эпоха, когда существуют планетные системы и возможна жизнь, в данном масштабе не больше ширины штрихов линии, обозначающей современную Вселенную на рис.1 (справа). А между стадией инфляции и электрослабым фазовым переходом лежит самая долгая в логарифмическом плане эпоха, про которую мы мало что можем сказать. Есть подозрение, что в эту эпоху не происходило ничего интересного: по своей температуре эпоха соответствует так называемой Великой энергетической пустыне — области от сотен гигаэлектронвольт до 10^16 ГэВ. Вероятно, где-то там сформировалась барионная асимметрия, возможно, жили разнообразные супер-симметричные партнеры нынешних частиц — фотино, скварки… Конечно, никто не даст голову на отсечение, что и посредине пустыни не происходило что-то интересное, просто это никак не просматривается из физики частиц в ее современном состоянии.
Рост масштабов неоднородностей во время инфляции. Сиреневая полоса обозначает пространственный масштаб, на котором всё время до τ = 0 рождаются квантовые флуктуации. Линии показывают, как растут неоднородности, соответствующие будущим знакомым нам объектам. Поскольку продолжительность инфляции не имеет четкого ограничения, она могла продолжаться и тысячу единиц времени — тогда треки роста первых флуктуаций придут к τ = 0 на метр выше начала координат, достигнув значения порядка 10^500 см — вполне возможно что Вселенная имеет такой или еще больший размер. Линии для простоты изображены прямыми — на самом деле при подходе к τ = 0 темп инфляции снижается и линии плавно загибаются. Могли ли на этом логарифмически длиннейшем отрезке истории случиться «искусства, знанья, войны, троны и память сорока веков»? Для этого прежде всего нужны частицы с массой, на много порядков превосходящей температуру Вселенной. Сейчас температура 3·10^-4 эВ — масса электрона на 9 порядков больше. В принципе, такие частицы могли остаться от эпохи окончания инфляции — с массой чуть меньшей, чем масштаб великого объединения, скажем, 10^-5 ГэВ. Допустим, есть какой-то закон сохранения, заставляющий эти частицы жить долго, например 1 не — до конца эпохи энергетической пустыни. Вполне возможно, что они могли бы образовывать что-то вроде атомов и молекул.
Таким образом, за длинную, богатую метаморфозами логарифмическую историю Вселенной только наш короткий интервал в пол-порядка богат на сложные эволюционирующие структуры. А гораздо больший интервал в 14 порядков и впрямь остается пустынным. Борис Штерн. Фрагмент из книги "Прорыв за край мира"