Простой факт, что Вселенная расширяется, сразу приводит к представлению о том, что в прошлом Вселенная была более горячей и более плотной. Мы увидим, что экстраполяция современного состояния Вселенной назад во времени на основе общей теории относительности и стандартной термодинамики показывает, что на все более ранних стадиях эволюции вещество во Вселенной характеризовалось все более высокой температурой и плотностью, причем на большинстве этапов космологического расширения выполнялись условия термодинамического равновесия. Двигаясь назад по времени, и, соответственно, поднимаясь по шкале температур, можно отметить несколько характерных «моментов» (точнее, более или менее длительных этапов) в эволюции Вселенной, см. рис. 1.10.

Рис. 1.10. Этапы эволюции Вселенной

Кратко обсудим некоторые из них.

1.5.1. Рекомбинация

При относительно низких температурах обычное вещество во Вселенной представляло собой нейтральный газ (в основном водород). На более ранней стадии, т. е. при более высоких температурах, энергии связи в атоме водорода было недостаточно для того, чтобы удержать электроны в атомах, и вещество находилось в фазе электрон-фотон-протонной плазмы. Температура рекомбинации — перехода из плазменного в газообразное состояние — определяется, грубо говоря, энергией связи атома водорода, 13,6 эВ. Мы увидим, что в действительности рекомбинация происходила при несколько меньшей температуре, около 0,3 эВ. Этот момент важен в связи с тем, что он представляет собой момент последнего рассеяния реликтовых фотонов: до этого момента фотоны интенсивно взаимодействовали с электронами плазмы (рассеивались, поглощались, испускались), а после рекомбинации нейтральный газ стал прозрачен для фотонов ( Точнее, при температуре около 0,3 эВ произошло последовательно сразу три события: рекомбинация — образование атомов водорода, прекращение процессов рассеяния фотонов на электронах и «закалка» водорода — прекращение процессов ионизации водорода фотонами.). Таким образом, реликтовое излучение несет непосредственную информацию о состоянии Вселенной в то время, когда ее температура составляла около 0,27 эВ $\approx$ 3100 К; время жизни Вселенной составляло тогда около 270 тыс. лет.

Упоминавшаяся выше высокая степень изотропии реликтового излучения прямо говорит о степени однородности Вселенной в момент рекомбинации: тогда Вселенная была гораздо однороднее чем сейчас, неоднородности плотности $\delta\rho /\rho$ были сравнимы с флуктуациями температуры и составляли величину порядка $10^{-5}$. Тем не менее, именно эти неоднородности привели в конечном итоге к возникновению структур во Вселенной — сначала первичных галактик, потом галактических скоплений и т. д.

На самом деле, как указывают наблюдения, оптическая толщина (вероятность рассеяния) для фотонов после рекомбинации отлична от нуля и составляет $\tau \simeq 0.06-0.12$?. Причиной этого является вторичная ионизация газа во Вселенной, начавшаяся на той стадии, когда образовывались и исчезали первые звезды, $z\simeq 20$.

Тот факт, что водород во Вселенной почти полностью ионизован ($n_H/n_p < 10^{-5}$) при $z\leq 6$, был известен из наблюдений эмиссионных линий водорода от далеких квазаров: если бы на своем пути это излучение проходило через облака водорода, то оно бы полностью поглотилось ими. Действительно, красное смещение изменяет частоту падающего излучения, однако, вследствие разброса скоростей молекул газа, всегда найдется большое количество молекул, движущихся от источника излучения так, что для них рассеяние будет происходить в резонансе, а значит поглощение будет очень интенсивным. Наоборот, отсутствие эмиссионных линий гелия в спектре излучения квазаров свидетельствует в пользу того, что основная часть гелия во Вселенной находилась в нейтральном состоянии.

В пользу именно ранней ионизации, $z\sim 10$, свидетельствует спектр анизотропии реликтового излучения, а также тот факт, что это излучение имеет поляризацию. Поляризацию можно объяснить, предположив, что часть реликтовых фотонов на пути к наблюдателю (Земле) рассеялась на свободных электронах. Чтобы обеспечить необходимое количество свободных электронов (ту самую оптическую толщину в 5-10 %), требуется ионизовать весь водород при $z\simeq 8-13$ или только часть водорода, но несколько раньше.

1.5.2. Первичный нуклеосинтез

Еще один важный этап эволюции Вселенной характеризуется гораздо более высокими температурами, масштаб которых, грубо говоря, определяется масштабом энергии связи ядер, т.е. 1-10 МэВ. По причинам, которые мы обсудим в Главе 8, существенные для нуклеосинтеза температуры на самом деле несколько ниже. В любом случае, при высоких температурах нейтроны и протоны существовали в космической плазме по отдельности, но в результате охлаждения Вселенной за счет ее расширения становилось термодинамически выгодным объединение нейтронов и протонов в ядра. В результате наряду с водородом во Вселенной образовался в основном первичный $^4$Не (наиболее сильно связанное легкое ядро), а также небольшое количество дейтерия (2Н), гелия-3 ($^3$Не) и лития-7 ($^7$Li); более тяжелые элементы в ранней Вселенной не образовывались (Тяжелые элементы, присутствующие в современной Вселенной, образовались в результате эволюции звезд. В частности, важнейшее звено звездного нуклеосинтеза, углерод, образовался в результате слияния трех ядер $^4$Не — процесса, возможного лишь при очень высокой плотности, достигаемой в центральных областях звезд после выгорания водорода. Все последующие элементы синтезировались из углерода: относительно легкие элементы, включая железо, образовались в термоядерных реакциях внутри звезд. Более тяжелые элементы образовались в результате захвата нейтронов в звездах и при вспышках сверхновых, а часть, по-видимому, в результате захвата протонов или позитронов.). Эта эпоха первичного нуклеосинтеза важна и интересна тем, что она является самой ранней стадией эволюции горячей Вселенной, для которой сегодня возможно прямое сравнение теории с наблюдениями: вычисление количества образовавшихся легких ядер основывается, помимо общей теории относительности, на известной микроскопической физике (физике ядра и слабых взаимодействий), а измерение этого количества — хотя и трудная, но вполне решаемая задача.

Прекрасное согласие теории первичного нуклеосинтеза с наблюдениями является одним из краеугольных камней теории горячей Вселенной. Подчеркнем, что эпоха первичного нуклеосинтеза охватывает период примерно от 1 до 300 секунд с момента Большого взрыва, соответствующие температуры — от 1 МэВ до 50 кэВ.

Трудность экспериментального определения состава первичной плазмы состоит в том, что большинство вещества в современной Вселенной было переработано в звёздах, и его ядерный состав сильно отличается от состава первичной плазмы. Тем не менее, удаётся найти такие области во Вселенной, про вещество в которых с большой долей уверенности можно сказать, что оно не подвергалось переработке в звездах и его состав соответствует первичному.

1.5.3. Закалка нейтрино

Если фотоны испытывают последнее рассеяние при температуре около 0,27 эВ, то нейтрино, перестают взаимодействовать с космической плазмой при температуре 2-3 МэВ. До этого момента нейтрино находились в термодинамическом равновесии с остальным веществом, а после него — свободно распространяются во Вселенной. В дальнейшем мы остановимся на вычислении температуры и плотности числа реликтовых нейтрино, а сейчас отметим только, что по порядку величины они совпадают соответственно с температурой и плотностью числа реликтовых фотонов. К сожалению, прямое наблюдение реликтовых нейтрино представляет собой чрезвычайно сложную, а возможно, и вообще неразрешимую экспериментальную проблему.

По-видимому, роль нейтрино в современной Вселенной невелика. Тем не менее, плотность нейтрино в ранней Вселенной является важным параметром теории нуклеосинтеза. Образование элементов происходило в процессе расширения Вселенной, а присутствие нейтринной компоненты влияло на темп расширения и, соответственно, на скорость остывания космической плазмы. От этой скорости зависели неравновесные процессы в плазме, приводящие к образованию легких ядер. Успех теории нуклеосинтеза в предсказании концентрации реликтовых ядер дает твердую уверенность в том, что реликтовые нейтрино действительно существуют во Вселенной.

Нейтрино также играют роль в процессе образования структур во Вселенной и в формировании спектра анизотропии реликтового излучения на малых угловых масштабах. Мы еще будем возвращаться к нейтрино, чтобы подробнее исследовать их роль в ранней Вселенной.

1.5.4. Фазовые переходы во Вселенной

Двигаясь еще дальше назад по времени, мы попадаем в область экстраполяции, пока не подтвержденных наблюдениями. Наиболее естественно предположить, тем не менее, что теория горячей Вселенной может быть продолжена назад во времени до температур порядка сотен ГэВ, и, вполне вероятно, до еще более высоких температур. Интересные, по крайней мере с теоретической точки зрения, эпохи эволюции Вселенной при столь высоких температурах связаны с фазовыми переходами в космической плазме:

• Переход кварк-глюонная плазма — адроны. Температура этого фазового перехода (Не исключено, что вместо фазового перехода имеет место гладкий кроссовер.) определяется энергетическим масштабом сильных взаимодействий и составляет около 200 МэВ. При более высоких температурах кварки и глюоны ведут себя, грубо говоря, как свободные частицы, а при меньших температурах они заключены в адроны — бесцветные связанные состояния кварков и глюонов. Примерно при этой же температуре происходит фазовый переход с нарушением киральной симметрии.
• Электрослабый переход. Упрощая ситуацию, можно сказать, что при температурах выше 100 ГэВ — масштаба слабых взаимодействий
• хиггсовский конденсат отсутствует, a W- и Z-бозоны имеют нулевые массы. Имеющаяся сейчас фаза с нарушенной электрослабой симметрией, ненулевым хиггсовским конденсатом и массивными W- и Z-бозонами возникает в результате электрослабого перехода (В действительности ситуация в электрослабой теории более сложная: параметр порядка в ней отсутствует (по крайней мере, в рамках Стандартной модели физики частиц), и фазового перехода в ней может и не быть (и действительно, в Стандартной модели, с учетом имеющихся ограничений на массу бозона Хиггса, вместо фазового перехода имеет место гладкий кроссовер).), происходящего при температуре порядка 100 ГэВ.
• Переход Большого объединения. Имеются определенные указания на то, что при энергиях и температурах выше $10^{16}$ ГэВ различия между сильными, слабыми и электромагнитными взаимодействиями отсутствуют и фундаментальная физика описывается теорией Большого объединения всех взаимодействий, кроме гравитационного. Если это так, и если во Вселенной реализовывались столь высокие температуры, то при температуре Большого объединения $T_{GUT}\sim 10^{16}$ ГэВ должен был происходить соответствующий фазовый переход. Отметим, однако, что максимальная температура во Вселенной, вполне могла и не достигать Тост (в частности, во многих инфляционных моделях температура разогрева значительно ниже $T_{GUT}$), т.е. фаза Большого объединения во Вселенной могла не реализоваться.

В современной Вселенной имеются барионы (протоны, нейтроны) и практически нет антибарионов. Количественно концентрацию барионов в современной Вселенной можно охарактеризовать отношением плотности числа барионов к плотности числа фотонов; исследования первичного нуклеосинтеза и анизотропии реликтового излучения дают $$ \eta\equiv\frac{n_B}{n_\gamma}=6.1\cdot 10^{-10} \qquad \qquad (1.15) $$ с точностью около 5 %. Барионное число сохраняется при не слишком высоких энергиях и температурах, и мы увидим, что отношение $\frac{n_B}{n_\gamma}$ в ранней Вселенной совпадало по порядку величины со значением (1.15). Таким образом, барионная асимметрия $\eta$ — один из важных параметров ранней Вселенной.

При температурах порядка сотен МэВ и выше интенсивно происходят процессы рождения и аннигиляции кварк-антикварковых пар. Поэтому, в отличие от современной Вселенной, где частиц с отрицательным барионным числом практически нет, в ранней Вселенной присутствовали как кварки (положительное барионное число), так и антикварки (отрицательное барионное число). Простые термодинамические соображения, показывают, что при высоких температурах число кварк-антикварковых пар по порядку величины совпадает с числом фотонов, поэтому барионную асимметрию в ранней Вселенной можно охарактеризовать отношением (Мы учли, что соотношение между кварк-антикварковой асимметрией и $\eta$ справедливо с точностью одного порядка величины.) $$ \frac{n_q-n_{\bar{q}}}{n_q+n_{\bar{q}}}\sim \eta_B\sim 10^{-10}; \qquad \qquad (1.16) $$ здесь $n_q$ и $n_{\bar{q}}$ — плотности числа кварков и антикварков соответственно. Мы заключаем, что в ранней Вселенной примерно на десять миллиардов кварк-антикварковых пар приходился один «лишний» кварк. Именно эта маленькая асимметрия ответственна за то, что в современной Вселенной есть обычное барионное вещество: в процессе расширения и охлаждения Вселенной антикварки аннигилируют с кварками, а избыточные кварки остаются и в конечном итоге образуют протоны и нейтроны.

Одна из задач космологии — объяснить само существование барионной асимметрии, а также ее величину (1.15). Совершенно невероятно, что слабый избыток кварков над антикварками (1.16) существовал во Вселенной с самого начала, т. е. представлял собой начальное данное космологической эволюции; гораздо более правдоподобно, что «вначале» Вселенная была барион-симметричной. К такому же выводу приводит инфляционная теория. Асимметрия (1.16) образовалась в процессе эволюции Вселенной в результате процессов с несохранением барионного числа. Мы будем обсуждать возможные механизмы генерации барионной асимметрии, но нужно сразу подчеркнуть, что однозначного ответа на вопрос о происхождении барионной асимметрии пока нет. Здесь мы заметим только, что барионная асимметрия образовалась, по-видимому, при весьма высоких температурах — по крайней мере 100 ГэВ, а скорее всего заметно выше, хотя возможны механизмы ее генерации и при более низких температурах.

Проблема барионной асимметрии не может быть решена в рамках Стандартной модели физики частиц. Это — еще одно указание на существование «новой физики», которое следует из космологии.

Из каких частиц состоит кластеризованная небарионная темная материя — экспериментально неизвестно. Можно ожидать только, что это — стабильные или практически стабильные новые частицы, отсутствующие в Стандартной модели физики частиц. С одной стороны, само существование темной материи представляет собой сильный аргумент о неполноте Стандартной модели, что делает детектирование частиц темной материи и экспериментальное изучение их свойств интереснейшей задачей. С другой стороны, отсутствие на сегодня экспериментальной информации о свойствах этих частиц не дает возможности однозначно ответить на вопрос о механизме образования темной материи в ранней Вселенной. Мы будем обсуждать различных кандидатов на роль частиц темной материи, а здесь ограничимся одним замечанием. Мы увидим, что гипотетические стабильные частицы с массой порядка сотен ГэВ, сечение аннигиляции которых сравнимо со слабыми сечениями, не успевают полностью проаннигилировать в процессе эволюции Вселенной, и плотность массы таких частиц в современной Вселенной естественным образом оказывается сравнима с критической плотностью $\rho_c$. Поэтому такие частицы — хорошие кандидаты на роль частиц темной материи, тем более что они имеются в ряде расширений Стандартной модели, включая Минимальную суперсимметричную стандартную модель и ее обобщения. Частицы, о которых идет речь, получили название WIMPs (weakly interacting massive particles). «Закалка» частиц темной материи, т. е. прекращение их взаимной аннигиляции, в случае WIMPs происходит при температуре, несколько меньшей их массы, т. е. $T\sim 10-100$ ГэВ.

Разумется, кроме WIMPs имеется целый ряд других кандидатов на роль частиц темной материи, таких как аксион, гравитино и т. д. Подробнее смотри здесь.