[Перевод] Спросите Итана 101: почему Вселенная оказалась неравномерной?
Сначала глянь на мой домик. Он, конечно, так себе, но гораздо менее так себе, чем твой домик.
— Лампи, космическая принцесса, «Время приключений»
Представляя себе Вселенную, вы наверняка не думаете, что она вся гладкая и однородная. Такой комок, как планета Земля, явно отличается от космической пустоты! Но на больших масштабах Вселенная довольно гладкая, а в более ранние времена он была гладкой и на меньших масштабах. Я уже говорил об этом, и на этой неделе я выбрал из заданных вами вопросов следующий:
У меня вопрос по поводу того, что вы заявляли несколько раз во время обсуждения реликтового излучения. Конкретно насчёт того, что если бы вселенная была идеально равномерной после большого взрыва, то структура бы не сформировалась. Я понимаю концепцию. Но что мне интересно, с точки зрения квантовой механики, возможно ли, чтобы вселенная была идеально однородной? А если нет, было бы возможно иметь на старте более равномерную вселенную, которая в результате привела бы к тому, что мы имеем сейчас, просто это заняло бы больше времени?
Давайте посмотрим на нашу сегодняшнюю Вселенную.
На ближайших масштабах у нас имеются сгустки вещества: звёзды, планеты, луны, астероиды, люди. Между ними огромные пустые пространства, населённые более разреженными сгустками: межзвёздным газом, пылью и плазмой, представляющими собой либо остатки мёртвых и умирающих звёзд, либо будущие места, на которых должны будут появиться звёзды. И всё это связано вместе в нашей великой галактике Млечный путь.
На больших масштабах галактики могут существовать в изоляции (полевые галактики), могут быть связаны вместе в небольшие группы (как наша локальная группа галактик), или же существовать в больших скоплениях, состоящих из сотен и тысяч больших галактик. Посмотрев на ещё более крупные масштабы, мы обнаружим, что скопления и группы располагаются вдоль гигантских нитей, некоторые из которых протянулись на многие миллиарды световых лет космоса. А между ними? Гигантские пустоты, войды: разреженные районы, в которых совсем нет, или же есть очень мало галактик и звёзд.
Взгляд на ещё более крупные масштабы, от десятков миллиардов световых лет в поперечника, покажет, что любой район космоса выглядит очень похожим на любой другой. Та же плотность, та же температура, то же количество звёзд и галактик, те же типы галактик, и т.п.
На самых крупных масштабах ни один участок Вселенной не выглядит особенным относительно других. Разные районы космоса, судя по всему, обладают теми же основными свойствами, что и все остальные.
Но в начале нашей Вселенной не было этих гигантских комков и пустот. Если посмотреть на «младенческую фотографию» Вселенной — реликтовое излучение (РИ) — мы обнаружим, что плотность юной Вселенной была одинаковой на всех масштабах буквально везде. И когда я говорю «одинаковой», я имею в виду, что согласно измерениям температура по всем направлениям была 2 К, затем 2,7 К, затем 2,73 К, затем 2,725 К. Она на самом деле была однородной везде.
Наконец, к 1990-м мы обнаружили, что некоторые районы были лишь чуточку плотнее среднего, а другие — чуточку разреженнее среднего — на 80–90 микрокельвинов. Вселенная в ранние дни в среднем была очень однородной, и отклонения от этого составляли не более 0,003%.
Младенческое фото со спутника Planck показывает отклонения от идеальной однородности, где красные «горячие точки» соответствуют разреженным регионам, а синие «холодные» — плотным: тем, что затем вырастут в регионы, богатые звёздами и галактиками. Вселенной необходимы были эти несовершенства — эти места повышенной и пониженной плотности — для того, чтобы структуры могли сформироваться.
Если бы она была идеально равномерной, никакой из районов космоса не смог бы привлечь больше вещества, чем любой другой, и гравитационного роста не произошло бы. Но даже если начать с очень малых несовершенств — несколько частей на 100 000 — тогда через 50–100 миллионов лет у нас сформируются первые звёзды. Через несколько сотен миллионов лет появятся первые галактики. Чуть больше, чем через полмиллиарда лет появится так много звёзд и галактик, что видимый свет сможет путешествовать по Вселенной, не сталкиваясь с блокирующим его нейтральным веществом. Через много миллиардов лет появятся сгустки и скопления галактик, известные нам сегодня.
Вернёмся с этими знаниями к вопросу Джима. Можно ли создать Вселенную без флюктуаций? Ответ: нет, если создать её так, как она была создана. Видимая часть Вселенной произошла от Большого взрыва, когда Вселенная внезапно заполнилась горячим и плотным морем вещества, антивещества и излучения.
Энергия горячего Большого взрыва взялась из окончания инфляции — тогда энергия, присущая самому пространству, превратилась в материю и излучение — в процессе, известном, как вторичный космический нагрев. Вселенная не нагрелась до одинаковой температуры во всех местах, поскольку во время инфляции существовали квантовые флюктуации, растянувшиеся по Вселенной! Это корень появления плотных и разреженных районов.
Если взять Вселенную, богатую материей и излучением, произошедшую в результате инфляции и подчиняющуюся известным нам законам физики, то мы получим именно такие флюктуации, ведущие к появлению плотных и разреженных регионов.
Но что определяет их размер? Могли бы они быть меньше?
Ответ: да, могли бы. Если бы инфляция происходила при меньших энергиях, или потенциал инфляции обладал другими свойствами, эти флюктуации могли бы быть очень сильно меньше. Не просто в десять раз меньше, а в сто, в тысячу, миллион и даже миллиард раз меньше, чем наши!
Это чрезвычайно важно, поскольку формирование космических структур занимает очень много времени. В нашей Вселенной переход от начальных флюктуаций до того времени, когда мы смогли их измерить (РИ), занимает сотни тысяч лет. Для перехода от РИ до момента, когда гравитация способствует формированию первых звёзд, требуется сотня миллионов лет.
Но переход от первых звёзд до Вселенной, в которой доминирует тёмная энергия — и в которой не будет никаких новых структур, только те, что уже связаны гравитацией — не такой большой. Вселенной нужно порядка 7,8 миллиарда лет от Большого взрыва до начала ускорения. Значит, если бы изначальные флюктуации были гораздо меньше, настолько, что первые звёзды в первые десять миллиардов лет после Большого взрыва не сформировались бы, то комбинация этих небольших флюктуаций с тёмной энергией однозначно привела бы к тому, что звёзды бы вообще не появились.
Насколько небольшими должны быть такие флюктуации? Ответ вас удивит — всего лишь в несколько сотен раз меньше, чем наши! Если бы цифры этих флюктуаций на графике ниже (РИ) были бы в районе десятков, а не нескольких тысяч, вселенной повезло бы, если бы сегодня в ней была хотя бы одна звезда или галактика, и она бы точно выглядела бы не так, как наша Вселенная.
Если бы не тёмная энергия — если бы у нас были только материя и излучение — тогда, при наличии достаточного времени, мы могли бы сформировать структуры, вне зависимости от размера начальных флюктуаций. Но неизбежность расширения с ускорением придаёт некоторую срочность, которой в ином случае бы не было, и делает абсолютно необходимым, чтобы величина средних флюктуаций была не менее 0,00001% средней плотности, для того, чтобы во вселенной существовали какие-либо заметные связанные структуры.
Сделайте флюктуации меньше, и во вселенной вообще ничего не будет. Поднимите их до «огромного» уровня в 0,003%, и у вас не будет проблем с созданием вселенной, похожей на нашу.
Наша Вселенная родилась с неравномерностями, но если бы инфляция была другой, то и массы этих комочков должны были быть другими. Сильно меньше — и в результате не получится никаких структур. Сильно больше — и вселенная была бы катастрофически переполнена чёрными дырами, сформировавшимися очень рано.
Чтобы получить такую вселенную, какая есть у нас сегодня, должна была случиться очень удачная комбинация обстоятельств, и к счастью, наша Вселенная, судя по всему, как раз такая, как нужно.
