[Перевод] Спросите Итана: какого размера была новорожденная Вселенная?

Вы, возможно, представляете себе Вселенную бесконечной, и, честно говоря, она и правда может оказаться такой – но не думаю, что мы когда-нибудь узнаем об этом. Благодаря Большому взрыву – тому факту, что у Вселенной есть день рождения, и что назад мы можем отматывать время не бесконечно – и тому, что скорость света конечна, мы ограничены в том, какую часть Вселенной мы можем наблюдать. Дожив до сегодняшнего дня, наблюдаемая часть Вселенной возрастом 13,8 млрд лет, простирается на 46,1 млрд световых лет во всех направлениях от нас. Так какого же размера была она тогда, 13,8 млрд лет назад? Джо Мускарелла спрашивает:

Я читал очень разные объяснения по поводу размеров вселенной сразу по окончанию космической инфляции. Один источник утверждает, что она была размером в 0,77 см, другой – размером с футбольный мяч, третий – что больше обозримой вселенной. Так какой же правильный ответ?

Неплохой год выдался для вопросов по поводу работ Эйнштейна и природы пространства-времени. Это вполне соответствует 100-летнему юбилею Общей теории относительности. Давайте начнём с обсуждения видимой нами Вселенной.

Наблюдая за отдалёнными галактиками, так далеко, как только могут заглянуть наши телескопы, мы легко можем измерить некоторые параметры конкретной галактики, а именно:

• Величину её красного смещения, то есть сдвиг испущенного ими света от инерциальной системы покоя,
• Видимая яркость, или количество света, дошедшего до нас через большое расстояние,
• Видимый размер, или размер в угловых градусах, занимаемый ею на небе.

Это очень важно, поскольку если нам известна скорость света (одна из немногих точно известных нам вещей), и собственная яркость или размер объекта (мы считаем, что они нам известны), то мы можем подсчитать, на каком расстоянии от нас находится данный объект

На самом деле мы можем лишь прикидывать яркость и размеры объекта, используя некоторые предположения. Если вы видите взрыв сверхновой в удалённой галактике, вы предполагаете её собственную яркость на основе наблюдавшейся когда-то более близкой сверхновой, но вы также предполагаете, что у той сверхновой было такое же окружение, сама она была такой же, и между ней и вами нет ничего, что изменило бы получаемый вами сигнал. Астрономы называют эти три предположения эффектами эволюции (отличается ли более старый/более удалённый объект), окружения (расположены ли эти объекты совсем не там, где мы думаем) и угасанием (если что-то блокирует свет), в дополнение к тем эффектам, о влиянии которых мы не подозреваем.

Если мы правильно угадали собственную яркость (или размер) видимого объекта, тогда на основе простого отношения яркости к расстоянию мы можем определить расстояние до них. Более того, измеряя красное смещение, можно узнать, насколько Вселенная расширилась за то время, пока свет шёл до нас. И поскольку существует вполне определённая взаимосвязь между материей/энергией и пространством-временем – то, что даёт нам Эйнштейновская ОТО – мы можем использовать эту информацию для определения разных комбинаций всех форм материи и энергии, присутствующих во Вселенной.

Но и это ещё не всё!

Если вы знаете, из чего состоит ваша Вселенная, а у нас это:

• 0.01%  — излучение (фотоны)
• 0.1% — нейтрино (в миллион раз менее массивные, чем электроны)
• 4.9% — обычная материя, включая планеты, звёзды, галактики, газ, пыль, плазму, чёрные дыры
• 27% — тёмная материя, гравитационно взаимодействующая с обычной, но отличающаяся от всех частиц Стандартной модели
• 68% — тёмная энергия, заставляющая расширение Вселенной ускоряться

то вы можете использовать это знание для обратной экстраполяции по времени до любой точки в прошлом Вселенной, и выяснить, какая смесь плотностей энергии была тогда, и какого она была размера в любой момент.

Так что, специально для вас, Джо, я проделал все вычисления. И отметил их на логарифмической шкале, как более информативной.

Видно, что хотя вклад тёмной энергии сегодня велик, но эта ситуация возникла недавно. Большую часть первых 9 млрд лет истории Вселенной материя – комбинация нормальной и тёмной материи – была основным компонентом Вселенной. Но первые несколько тысяч лет излучение (в виде фотонов и нейтрино) было ещё более важным, чем материя!

Я перечисляю всё это, потому что разные компоненты, излучение, материя, тёмная энергия, влияют на расширение Вселенной по-разному. Хотя нам известно, что сегодня Вселенная простирается на 46,1 млрд световых лет в любом направлении, для подсчёта её размера в заданный момент нам необходимо знать точную комбинацию того, что было в ней в каждую из эпох в прошлом. Вот, как это выглядит.

Несколько интересных вех в прошлом:

• Диаметр Млечного пути – 100 000 световых лет. У наблюдаемой Вселенной был такой радиус, когда ей было 3 года.
• Когда Вселенной был год, она была сильно горячее и плотнее, чем сегодня. Это значит, что температура Вселенной превышала 2 миллиона кельвинов.
• В возрасте одной секунды она была слишком горячей для того, чтобы в ней могли возникнут стабильные ядра. Протоны и нейтроны находились в море горячей плазмы. Кроме того, у всей наблюдаемой Вселенной был такой радиус, что если бы мы очертили его вокруг нашего сегодняшнего Солнца, он включил бы в себя всего семь ближайших звёздных систем, самая дальняя из которых — Ross 154 [9,6 световых лет – прим. перев.] • Когда-то радиус Вселенной был равен расстоянию от Земли до Солнца, это было в возрасте $$ сек. Скорость расширения тогдашней Вселенной была в $$ раз больше, чем сегодня.

Мы можем идти назад и дальше, туда, где впервые закончилась инфляция, породив Большой взрыв. Мы хотели бы экстраполировать Вселенную назад вплоть до сингулярности, но инфляция устраняет такую необходимость. Она заменяет её на период экспоненциального расширения неопределённой продолжительности, и заканчивается она с рождением горячего, плотного и расширяющегося состояния, которое мы ассоциируем с началом Вселенной. Мы соединяемся с последней крошечной долей инфляции где-то на промежутке от $$ до $$ секунд. Когда бы точно это ни произошло, нам нужно посчитать размер Вселенной именно тогда, в конце инфляции и начале Большого взрыва.

Изображение слегка устарело – возраст Вселенной составляет 13,8 млрд лет

И вновь, речь идёт о размере наблюдаемой Вселенной. Реальный «размер Вселенной» наверняка намного больше, чем мы можем увидеть, но мы не знаем, насколько. Наши наилучшие наблюдения, Слоановский цифровой небесный обзор и космическая обсерватория Планк, дают нам понять, что если Вселенная и загибается, где-то замыкаясь на себя, то видимая нами часть настолько неотличима от плоской Вселенной, что вся Вселенная должна быть, по меньшей мере, в 250 раз больше, чем радиус наблюдаемой её части.

В принципе она вообще может быть бесконечной, поскольку нам неведомо то, чем она занималась на ранних стадиях инфляции. Всё, что происходило до самой последней доли секунды в истории инфляции, было очищено, судя по тому, что мы можем сказать об инфляции на основании наблюдений. Но если говорить о размере наблюдаемой Вселенной, и учитывать, что мы можем достичь лишь промежутка между $$ и $$ секунд инфляции перед Большим взрывом, тогда мы знаем, что тогда наблюдаемая часть Вселенной была размером от 17 см (для $$) до 168 метров (для $$), и именно такой она была перед началом горячего и плотного состояния, которое мы зовём Большим взрывом.

Ответ про 17 см, кстати, примерно соответствует размеру футбольного мяча! Так что, если вам было интересно, какое из перечисленных предположений было ближе к правильному, можете использовать это. Меньше сантиметра – это слишком мало, у нас есть ограничения, вытекающие из реликтового излучения, говорящие, что инфляция не могла закончиться на таких высоких энергиях, то есть такой размер Вселенной в начале Большого взрыва исключается. Ответ про размер больший, чем сегодняшняя Вселенная, видимо, относился к оценкам размера всей ненаблюдаемой Вселенной, что, вероятно, правильно, но измерить его всё равно не представляется возможным.

Так какого же размера была Вселенная, когда она только родилась? Если верны наши лучшие модели инфляции, то где-то от размера человеческой головы до городского блока с небоскрёбами. А если с того момента немного подождать, всего 13,8 млрд лет, то у вас будет вся наша сегодняшняя Вселенная.