Происхождение всего: От Большого взрыва до человеческой цивилизации

Предполагается, что в самый первый момент Большого взрыва температура и давление были столь высоки, что Вселенная, какой бы она ни была, содержала только одну форму энергии, сжатой в невообразимо малую точку, значительно меньшую, чем атом и даже субатомные частицы. В этом состоянии Вселенная пребывала 10–43 секунд (для справки: например, 10–2 – это то же самое, что и 0,01, таким образом, 10–43 равняется единице, отделенной от десятичного знака 42 нулями). Этот отрезок времени называется Планковской эпохой – в честь Макса Планка, немецкого физика XX в., который известен как основоположник квантовой механики. В течение этой эпохи (не могу не заметить, что космологи весьма странно используют такие понятия, как «эпоха» и «эра», что может довести до сумасшествия большинство геологов) все фундаментальные взаимодействия были представлены одной силой. Силы вызывают обмен частицами; например, магниты прицепляются к вашему холодильнику благодаря обмену фотонами – одновременно являющимися так называемыми «частицами‑переносчиками» и частицами света. У других сил имеются свои частицы‑переносчики. Если в Планковскую эпоху все эти частицы были одинаковы, значит, одинаковы были и сами силы. Концепция начальной объединенной силы, которую давно ищут физики‑теоретики, иначе называется единой теорией поля, или теорией всего. Однако теория, которая объединила бы гравитацию, удерживающую нас на планете, с тремя другими фундаментальными взаимодействиями – электромагнитным (контролирующим взаимодействие между электрическими зарядами и силы магнитного поля), сильным и слабым (контролирующими связь и притяжение субатомных частиц внутри атомного ядра) – пока не сформулирована. Возможно, решить эту сложную задачу помогут такие разделы физики, как теория струн или петлевая квантовая гравитация. Объединение трех фундаментальных взаимодействий, кроме гравитации, лежит в основе теорий Великого объединения и того, что мы называем Стандартной моделью «почти для всего». Обнаружение частицы (бозона) Хиггса, названного в честь британского физика Питера Хиггса, стало огромным шагом вперед в рамках Стандартной модели. Это открытие объясняет, чем обусловлено наличие массы у материи (конкретно «инертной массы», она делает одни объекты при перемещении более тяжелыми, чем другие, и зависит это от степени их взаимодействия с повсеместно распространенным полем Хиггса).

Но я отвлекся от сути. На самом деле мы все еще не знаем, что представляла собой Вселенная в Планковскую эпоху и что было до нее. Так или иначе в конце Планковской эпохи сильно связанная крошечная Вселенная стала нестабильной и произошел Большой взрыв.

Следующие 10–35 секунд Вселенной можно уже и вправду назвать взрывом Большого взрыва, вызвавшим невероятно быстрое расширение. Этот неуловимо короткий период времени называют Космической инфляцией. Она расширила объем Вселенной на много (как полагают, на 1070) порядков, и хотя сам объем был сравнительно мал (возможно, несколько кубических метров), расширение происходило со скоростью, во много раз превышающей скорость света. Предполагают, что оно началось благодаря высвобождению некой формы энергии, заключенной в едином силовом поле. Она стала источником материи и энергии образовавшейся Вселенной.

Идея быстрого расширения Вселенной стала неотъемлемой частью теории Большого взрыва, без нее трудно объяснить наличие в космосе повсеместно распространенного электромагнитного излучения, называемого реликтовым. Если за прошедшие 14 млрд лет пустое космическое пространство Вселенной стало примерно одинаковой температуры, значит, разные ее части сообщались друг с другом до того момента, пока Вселенная не достигла столь больших размеров, чтобы сохранить одну и ту же температуру в будущем. Если же части Вселенной с начала времен не сообщались друг с другом, тогда трудно понять, почему сейчас они одной и той же температуры. Космическая инфляция позволила Вселенной распространиться в маленьком конечном объеме, в котором все находилось в контакте и было одной температуры, прежде чем разлетелось в разные стороны.