26. Современные космологические модели Вселенной. Модель инфляционной Вселенной и антропный принцип

В классической науке существовала так называемая теория стационарного состояния Вселенной, согласно которой Вселенная всегда была почти такой же, как сейчас. Астрономия была статичной: изучались движения планет и комет, описывались звезды, создавались их классификации, что было, конечно, очень важно. Но вопрос об эволюции Вселенной не ставился. 

Современные космологические модели Вселенной основываются на общей теории относительности А. Эйнштейна, согласно которой метрика пространства и времени определяется распределением гравитационных масс во Вселенной. Ее свойства как целого обусловлены средней плотностью материи и другими конкретно-физическими факторами. Современная релятивистская космология строит модели Вселенной, отталкиваясь от основного уравнения тяготения, введенного А. Эйнштейном в общей теории относительности. Уравнение тяготения Эйнштейна имеет не одно, а множество решений, чем и обусловлено наличие многих космологических моделей Вселенной. Первая модель была разработана самим Л. Эйнштейном в 1917 г. Он отбросил постулаты ньютоновской космологии об абсолютности и бесконечности пространства и времени. В соответствии с космологической моделью Вселенной А. Эйнштейна мировое пространство однородно и изотропно, материя в среднем распределена в ней равномерно, гравитационное притяжение масс компенсируется универсальным космологическим отталкиванием. 

В том же 1917 г. голландский астроном В. де Ситтер предложил другую модель, представляющую собой также решение уравнений тяготения. Это решение имело то свойство, что оно существовало бы даже в случае «пустой» Вселенной, свободной oт материи. Если же в такой Вселенной появлялись массы, то решение переставало быть стационарным: возникало некоторого рода космическое отталкивание между массами, стремящееся удалить их друг от друга и растворить всю систему. Тенденция к расширению, по В. де Ситтеру, становилась заметной лишь на очень больших расстояниях. 

В 1922 г. российский математик и геофизик Л. А. Фридман отбросил постулат классической космологии о стационарности Вселенной и дал принятое в настоящее время решение космологической проблемы. 

Решение уравнений А. А. Фридмана, допускает три возможности. Если средняя плотность вещества и излучения во Вселенной равна некоторой критической величине, мировое пространство оказывается евклидовым и Вселенная неограниченно расширяется от первоначального точечного состояния. Если плотность меньше критической, пространство обладает геометрией Лобачевского и так же неограниченно расширяется. И, наконец, если плотность больше критической, пространство Вселенной оказывается римановым, расширение на некотором этапе сменяется сжатием, которое продолжается вплоть до первоначального точечного состояния. По современным данным, средняя плотность материи во Вселенной меньше критической, так что более вероятной считается модель Лобачевского, т. е. пространственно бесконечная расширяющаяся Вселенная. Не исключено, что некоторые виды материи, которые имеют большое значение для величины средней плотности, пока остаются неучтенными. В связи с этим делать окончательные выводы о конечности или бесконечности Вселенной пока преждевременно. 

В 1929 г. американский астроном Э. П. Хаббл обнаружил существование странной зависимости между расстоянием и скоростью галактик: все галактики движутся от нас, причем со скоростью, которая возрастает пропорционально расстоянию,— система галактик расширяется. Но то, что в настоящее время Вселенная расширяется, еще не позволяет однозначно решить вопрос в пользу той или иной модели.

Модель инфляционной Вселенной и антропный принцип.

Такие параметры, как размер, масса, время жизни различных структурных единиц Вселенной – от ядер атомов до звезд, – определяются значениями фундаментальных постоянных. Однако размеры и массы галактик или их скоплений объяснить на основе только физических постоянных невозможно. Здесь важную роль начинают играть начальные условия расширения Вселенной.

Согласно инфляционной модели, Вселенная на самих ранних этапах своей эволюции находилась в неустойчивом вакуумноподобном состоянии, для которого характерно было состояние гравитационного отталкивания, что и предопределило последующее расширение Вселенной. На ранних стадиях Вселенная расширялась экспоненциально быстро (эта стадия потому и называется инфляционной). Затем происходил распад вакуумноподобного состояния, Вселенная разогревалась, и дальнейшая ее эволюция описывается стандартной теорией горячей Вселенной. Сценарий раздувающейся Вселенной содержит два ключевых момента: во-первых, процесс нарушения симметрии должен идти сначала медленно, чтобы обеспечивалось раздувание внутри пузырька; во-вторых, на более поздних стадиях должны идти процессы, обеспечивающие разогрев Вселенной после фазового перехода. Одним из наиболее интересных вариантов сценария раздувающейся Вселенной является сценарий реликтового раздувания в рамках супергравитации. Эта модель реализует возможность “островной” структуры Вселенной, когда после раздувания Вселенная разбивается на мини-Вселенные с разными типами нарушения симметрии. В рамках этой модели удается по-прежнему решить проблемы плоскостности, горизонта, крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной, ибо размеры отдельной мини-Вселенной превышают размеры наблюдаемой части Вселенной.

Антропный принцип : «Мы видим Вселенную такой, потому что только в такой вселенной мог возникнуть наблюдатель, человек». Этот принцип был предложен с целью объяснить, почему в наблюдаемой нами Вселенной имеет место ряд нетривиальных соотношений между фундаментальными физическими параметрами, которые необходимы для существования разумной жизни (Формулировка антропного принципа опирается на предположение, что наблюдаемые в наше время законы природы не являются единственными реально существующими (или существовавшими), то есть должны быть реальны Вселенные с иными законами.). Выделяют сильный и слабый антропные принципы:

- Слабый антропный принцип: во Вселенной встречаются разные значения мировых констант, но наблюдение некоторых их значений более вероятно, поскольку в регионах, где величины принимают эти значения, выше вероятность возникновения наблюдателя. Другими словами, значения мировых констант, резко отличные от наших, не наблюдаются, потому что там, где они есть, нет наблюдателей.

- Сильный антропный принцип: Вселенная должна иметь свойства, позволяющие развиться разумной жизни.

Различие этих формулировок можно пояснить так: сильный антропный принцип относится к Вселенной в целом на всех этапах её эволюции, в то время как слабый касается только тех её регионов и тех периодов, когда в ней теоретически может появиться разумная жизнь. Из сильного принципа вытекает слабый, но не наоборот.

Констатация того, что мы живем в однородной изотропной Вселенной, содержащей избыток вещества над антивеществом, с определенным типом вакуума и конкретной подходящей цепочкой спонтанного нарушения симметрии его, с соответствующей сигнатурой пространства-времени просто потому, что в другой Вселенной жизнь нашего типа была бы невозможна, быть может, убеждает, но мало что объясняет и только преумножает вопросы