Сьогодні межі нашого спостережуваного простору простягаються на астрономічні 46,1 млрд світлових років у всіх напрямках. Найдавніше світло, яке ми можемо зафіксувати, було випромінене 13,8 млрд років тому і відповідає епосі 280 тис. років після Великого вибуху. Оскільки Всесвіт постійно розширюється, логічно припустити: якщо відмотати час назад, він був значно меншим, щільнішим і гарячішим.
Щоб дізнатися про минуле космосу, фізики спираються на загальну теорію відносності Ейнштейна. Якщо Всесвіт однорідний та ізотропний, його еволюцію описує метрика Фрідмана — Леметра — Робертсона — Вокера (FLRW). Математичні рівняння, виведені Олександром Фрідманом, дозволяють точно обчислити масштаб спостережуваного Всесвіту в минулому, якщо знати його сучасний склад. Сьогодні він складається з темної енергії (68 %), темної матерії (27 %), звичайної матерії (4,9 %), нейтрино (0,1 %) та крихітної частки випромінювання (0,01 %). Знаючи, як поводиться кожен із цих компонентів під час розширення, ми можемо зазирнути в самісінький початок часів.
Чому сингулярність неможлива?
Чи можемо ми екстраполювати ці дані аж до моменту відліку часу («t = 0»), коли Всесвіт був стиснутий у нескінченно малу точку (сингулярність) з нескінченною температурою? Хоча така ідея здається спокусливою, вона суперечить нашим спостереженням.
Якби Всесвіт справді виник із настільки високоенергетичного стану, це залишило б видимі сліди. Величезні температурні коливання відобразилися б у реліктовому випромінюванні, а надвисокі температури згенерували б потужні гравітаційні хвилі. Для їхнього пошуку навіть не потрібні обсерваторії на кшталт LIGO — їхній вплив був би помітний у сигналах поляризації фонового світла.
Дані космічних місій, таких як WMAP та Planck, показують, що реальні температурні флуктуації приблизно у 30 тис. разів менші, ніж мали б бути за умови старту із сингулярності. Це встановлює жорсткий ліміт: у найгарячіший момент Великого вибуху Всесвіт не нагрівався вище енергетичного еквівалента в 1015 ГеВ. Відповідно, він фізично не міг бути нескінченно малим.
Епоха космічної інфляції
Щоб пояснити відсутність надвисоких температур, на початку 1980-х років була запропонована теорія космічної інфляції. Вона стверджує, що гарячому Великому вибуху передувала зовсім інша фаза.
Тоді Всесвіт був наповнений колосальною кількістю енергії, притаманної самому полю чи простору, що змушувало його розширюватися з експоненційною швидкістю. Згодом інфляційне поле розпалося, перетворивши свою енергію на матерію та випромінювання. Саме цей момент і є справжнім початком гарячого Великого вибуху. Інфляція ефективно «стерла» будь-яку інформацію про те, що відбувалося до неї, залишаючи нам лише сигнали з останніх миттєвостей цього стрімкого розширення.
Комп’ютерні моделювання (наприклад, GiggleZ чи WiggleZ) демонструють, як із цього початково однорідного гарячого стану під впливом гравітації поступово сформувалася сучасна великомасштабна павутиноподібна структура Всесвіту.
Справжній розмір початку
З огляду на встановлену межу максимальної температури 1015 ГеВ, ми можемо математично відмотати час назад лише до позначки ≈10-35 секунд. На цьому етапі розмір усього нашого спостережуваного Всесвіту становив близько 1,5 м.
Тобто на найранніших етапах, яким ми об’єктивно можемо приписати хоч якийсь кількісний розмір, весь наш сучасний космос був не меншим за розмах рук звичайного підлітка. Ще десять років тому науковці вважали мінімальною межею розмір футбольного м’яча, але новітні вимірювання суттєво уточнили цю цифру. Він цілком міг бути більшим (наприклад, розміром із міський квартал), але будь-що менше за 1,5 м неодмінно породило б у мікрохвильовому фоні коливання, яких у реальності просто не існує.
Природа накладає фундаментальні обмеження на наше пізнання, і ми ніколи не зможемо побачити те, що було до космічної інфляції. Проте одне ми знаємо напевно: наш космос не народжувався з нескінченно малої математичної абстракції. Він мав цілком реальний, вимірюваний початок.
Раніше ми розповідали про те, що було до Великого вибуху.
За матеріалами Big Think
