Глава 3. Горячая Вселенная

§ 1. Физические процессы в расширяющейся Вселенной

До сих пор мы говорили главным образом о "механике" и "геометрии" Вселенной и почти не касались вопроса о физических процессах в расширяющейся Вселенной. Эта и следующие главы книги посвящены физике расширяющейся Вселенной.

После второй мировой войны и особенно в последние два десятилетия необычайно сильно вырос интерес астрофизиков к физическим процессам на различных стадиях эволюции расширяющейся Вселенной. Это связано с тем обстоятельством, что выдающиеся достижения теоретической физики и новые методы астрономических исследований: радиоастрономия, новые крупные телескопы, приборы к ним, электроника, аппараты на ракетах, спутниках и космических кораблях, обусловившие, в частности, возникновение рентгеновской астрономии, дали надежные сведения в руки астрофизиков для исследования этих процессов.

Как мы увидим далее, физические процессы на разных стадиях расширения Вселенной имеют совершенно разный характер и разное значение по своим последствиям. Это естественно, ибо условия, в которых находится вещество, скажем, в начале расширения и сегодня, крайне различны.

В этой главе нас будут интересовать процессы, которые происходили в самом начале расширения Вселенной, задолго до образования галактик и отдельных небесных тел. К этим последним процессам образования структуры Вселенной мы обратимся в следующей главе книги.

Для расчетов физических процессов в первую очередь надо знать, как происходит расширение Вселенной. Модель Фридмана, описывающая однородную, изотропную Вселенную, дает закон расширения. Наблюдения показывают, что в настоящее время с большой точностью Вселенная расширяется изотропно, и плотность в больших масштабах в среднем однородна. Но было ли так всегда в прошлом? Может быть, ранние стадии расширения мира протекали совсем иначе, не описывались моделью Фридмана, и только с течением времени расширение выровнялось, крупномасштабные неоднородности выровнялись, и Вселенная стала расширяться почти точно по модели Фридмана?

Различными теоретиками были построены многочисленные модели Вселенной, которые расширяются весьма анизотропно на ранней стадии, затем расширение приближается к закону Хаббла, так что по наблюдениям расширения в наше время эти модели не отличимы от модели Фридмана. Что же имело место в действительности и какие физические процессы протекали вблизи сингулярности? Все это важно еще и потому, что процессы вблизи сингулярности обусловили последующую эволюцию окружающего нас мира и создали ту картину мира с галактиками, звездами, планетами, жизнью, которую мы наблюдаем сегодня. Наблюдения только картины расширения не могут решить проблемы о прошлом Вселенной.

К счастью, наблюдения космологического расширения и средней плотности вещества во Вселенной являются не единственными способами проверки космологической теории. В разных моделях Вселенной физические процессы различны, ведут к различным следствиям. Например, разный темп расширения Вселенной вблизи сингулярности меняет процессы, тогда протекавшие, и ведет к разному химическому составу вещества, из которого образуются галактики и звезды (и мы сами), и к другим различным следствиям. Об этом мы будем говорить далее.

Теперь ясно, что для определения того, как происходило расширение вблизи сингулярности, какие протекали процессы, нужно провести расчеты при разных предположениях о расширении, о состоянии и составе вещества Вселенной и сравнить результаты расчетов с наблюдениями. Это позволит определить, какие из предположений истинны, и постепенно, шаг за шагом, восстановить картину далекого прошлого Вселенной.