Ирина Эланс

Автор который поможет с любыми образовательными и учебными заданиями

Элементарные частицы и структура Вселенной

Теоретическая часть.

Введение.

На протяжении многих веков истории человечества люди стремились постичь тайну происхождения Вселенной. Возможно, это единственный вопрос, для которого не существует ни культурных, ни временных границ, вдохновляющий фантазии наших первобытных предков и побуждающий современных ученых заниматься космологией. В его основе — жажда всех людей понять, почему существует Вселенная, как она приняла свой современный облик, какие принципы движут ее эволюцией.

Космология — наука о строении и эволюции Вселенной. Она изучает свойства всей доступной для наблюдений Вселенной как единого целого. Общие представления о ее строении сложились в астрономии, но задачи космологии можно было решать лишь в XX веке. Создание крупных телескопов, развитие фотографической и всеволновой астрономии, спектроскопии и других методов исследования позволили изучить распределение галактик в пространстве, их движения на огромных расстояниях. Мы теперь знаем, что окружены огромным и удивительным миром галактик и квазаров.

Согласно основному философскому постулату космологии считается, что законы природы, установленные при изучении весьма ограниченной области Вселенной, могут быть экстраполированы на области значительно большие и, в конечном счете – на всю Вселенную. [8]

Наряду с построением теории общей эволюции Вселенной важно получить представления о развитии галактик, звезд и планет. Вопросы происхождения и эволюции небесных тел изучаются особым разделом науки - космогонией.

Для решения космологических и космогонических проблем используют два основных подхода:

1) наблюдательный: сравнивая характеристики небесных тел, находящихся в разных стадиях развития, можно установить, в какой последовательности эти стадии сменяли друг друга;

2) теоретический: исходя из общих законов физики, можно определить, какие именно условия должны были существовать в прошлом, чтобы небесное тело приобрело именно те характеристики, которыми оно обладает сейчас, какой путь развития оно прошло.

Первый подход применяют к таким объектам, как звезды, звездные скопления, газовые туманности, галактики, планеты. При изучении эволюции Вселенной в целом возможен только теоретический подход.

В течение почти всей истории современной физики и астрономии попросту не существовало адекватного наблюдательного и теоретического базиса, который позволил бы реконструировать историю ранней Вселенной. Но за последние десятилетия все это изменилось. Теория ранней Вселенной стала столь общепринятой, что астрономы часто называют ее «стандартной моделью». Это примерно то же самое, что иногда именуется теорией «большого взрыва», но дополненное значительно более точными указаниями относительно того, из чего состояла Вселенная. [5]

Основные черты модели Большого взрыва сохранились до сих пор, хотя и были позже дополнены теорией инфляции, или теорией раздувающейся Вселенной, разработанной американскими учеными А. Гутом и П. Стейн-хардтом и дополненной советским физиком А.Д. Линде.

Cовременная теория космической эволюции в общих чертах выглядит так. Около 15 миллиардов лет назад Вселенная изверглась в результате мощного сингулярного взрыва, разметавшего в стороны все пространство и материю. Вычисления температуры, которая была у Вселенной лишь спустя10 ^-43 с после Большого взрыва, так называемое планковское время, приводят к значению порядка 10³² К, что примерно в 10²⁵ раз выше температуры в недрах Солнца. С течением времени Вселенная расширялась и охлаждалась, и в ходе этого процесса в первоначально однородной и горячей первичной космической плазме стали возникать вихри и скопления. Через 10^-5 с после Большого взрыва Вселенная достаточно охладилась для того, чтобы из групп трех кварков стало возможно образование протонов и нейтронов. Примерно через сотую долю секунды условия стали такими, что в охлаждающейся плазме элементарных частиц уже могли формироваться ядра некоторых легких элементов периодической таблицы. В течение следующих трех минут, пока кипящая Вселенная охлаждалась примерно до 10⁹ К, основная доля образовавшихся ядер приходилась на ядра водорода и гелия и включала небольшую добавку дейтерия («тяжелого» водорода) и лития. Этот интервал времени получил название периода первичного нуклеосинтеза. Затем в течение нескольких сотен тысяч лет было мало событий, кроме дальнейшего расширения и охлаждения. Но в конце этого этапа, когда температура упала до нескольких тысяч градусов, летавшие до этого с бешеной скоростью электроны замедлились до скорости, позволяющей атомным ядрам захватывать их, образуя электрически нейтральные атомы. Это явилось поворотным моментом: начиная с него Вселенная, в общем и целом, становится прозрачной. До эры захвата электронов она была заполнена плотной плазмой электрически заряженных частиц, одни из которых несли положительный заряд, а другие - отрицательный. Фотоны, взаимодействующие лишь с заряженными частицами, испытывали постоянные пинки и толчки со стороны кишащих заряженных частиц и не могли пролететь достаточно далеко, не будучи отклоненными или поглощенными этими частицами. Из-за таких препятствий свободному движению фотонов, Вселенная предстала бы перед наблюдателем совершенно непрозрачной, подобной густому утреннему туману или снежной буре. Но когда отрицательно заряженные электроны были рассажены по орбитам вокруг положительно заряженных ядер и образовались электрически нейтральные атомы, препятствия исчезли и густой туман рассеялся. С этого момента фотоны от Большого взрыва стали свободно путешествовать по Вселенной, и постепенно она полностью стала доступной взору. [7]

Примерно миллиард лет спустя, когда Вселенная достаточно успокоилась после неистового начала, из сжатых гравитацией комков первичных элементов стали формироваться галактики, звезды, а затем и планеты. Сегодня, через 15 миллиардов лет после Большого взрыва, мы можем восхищаться как величием космоса, так и нашей способностью построить разумную и экспериментально проверяемую теорию происхождения космоса. [Там же]

Целью данной курсовой работы является изучение темы «Элементарные частицы и структура Вселенной», рассмотрение моделей происхождения и развития Вселенной с точки зрения современных исследований.

Для реализации поставленной цели необходимо решить задачи:

- изучить теоретический материал по данной теме, используя источники, указанные в списке литературы;

- изучить сущность и понятия элементарных частиц и процесс их возникновения;

- более подробно рассмотреть теорию происхождения и развития Вселенной.

1.Рождение частиц по современной модели развития Вселенной.

Микроволновое фоновое излучение, оставшееся от ранних стадий развития Вселенной, пронизывает пространство, что подтверждают и точные исследования, проведенные со спутников. Для понимания явлений космологии используют идеи, опирающиеся на физику элементарных частиц, которая, как и ядерная физика, сыграла большую роль при создании теорий и расширяющейся, и стационарной Вселенной. Особенно ценным оказался вклад Эйнштейна и Планка, которые в начале века сформулировали физику абсолютно черного излучения: поскольку на ранней стадии расширения должно быть равновесие между энергией и веществом, то энергия, выделившаяся при взрыве, должна иметь спектр черного излучения. [8]

Абсолютное черное тело - тело, поглощающее всё падающее на него электромагнитное излучение во всех диапазонах и ничего не отражающее.

Первичное вещество, из которого родилась Вселенная, Алфер и Герман назвали библейским словом «илем», что в переводе c греческого означает «первичная материя». Эта первичная субстанция представляла собой нейтронный газ. Они считали, что сначала родились тяжелые ядра путем присоединения свободных нейтронов, и этот процесс продолжался, пока их запас не истощился. [Там же]

Гипотезу холодной Вселенной начал развивать в 1962 году. Зельдович. На его взгляд, из теории горячей Вселенной следовали слишком большие плотность и температура излучения, не подтверждаемые данными радиоастрономии. Перебрав все возможные варианты, Зельдович остановился на гипотезе, согласно которой исходным веществом был холодный протон-электронный газ с примесью нейтрино, причем на каждый протон приходилось по одному электрону и одному нейтрино. Эту гипотезу Зельдович разрабатывал вплоть до обнаружения реликтового излучения.

В настоящее время существует несколько космологических моделей, объясняющих отдельные аспекты возникновения материи во Вселенной, но они не объясняют причин и процесса рождения самой Вселенной. Из всей совокупности современных космологических теорий только теория Большого взрыва Г. Гамова смогла к настоящему времени удовлетворительно объяснить почти все факты, связанные с этой проблемой. Основные черты модели Большого взрыва сохранились до сих пор, хотя и были позже дополнены теорией инфляции, или теорией раздувающейся Вселенной, разработанной американскими учеными А. Гутом и П. Стейн-хардтом и дополненной советским физиком А.Д. Линде. [11]

В 1948 году выдающийся американский физик русского происхождения Г. Гамов выдвинул предположение, что физическая Вселенная образовалась в результате гигантского взрыва, происшедшего примерно 15 млрд. лет тому назад. Тогда все вещество и вся энергия Вселенной были сконцентрированы в одном крохотном сверхплотном сгустке. Это начальное состояние называется сингулярностью.

Примерно через одну сотую долю секунды после взрыва, самое раннее время, относительно которого можно говорить с какой-то определенностью, температура Вселенной была равна примерно 10¹¹ градусов Цельсия. Это значительно горячее, чем в центре самой горячей звезды, так горячо на самом деле, что ни одни из компонентов обычного вещества — молекулы, атомы или даже ядра атомов — не могли существовать. Вместо этого вещество, разлетавшееся в разные стороны в таком взрыве, состояло из различных типов, так называемых элементарных частиц.

Один тип частиц, присутствовавших в больших количествах, — это электроны, отрицательно заряженные частицы, которые переносятся электрическим током по проводам и образуют внешние части всех атомов и молекул нашей теперешней Вселенной. Другой тип частиц, имевшихся в изобилии на ранней стадии, — это позитроны, положительно заряженные частицы с массой, в точности равной массе электрона. В теперешней Вселенной позитроны обнаруживаются только в лабораториях физики высоких энергий, в некоторых типах радиоактивного распада, а также в бурных астрономических явлениях вроде космического излучения или сверхновых, но в ранней Вселенной число позитронов почти точно равнялось числу электронов. Вдобавок к электронам и позитронам было примерно одинаковое количество нейтрино различных типов — призрачных частиц, не имеющих вообще ни массы, ни электрического заряда. Наконец, Вселенная была заполнена светом. Его не следует рассматривать отдельно от частиц — квантовая теория говорит нам, что свет состоит из частиц нулевой массы и нулевого электрического заряда, известных под названием фотонов.

Каждый фотон несет определенную порцию энергии и импульса, зависящую от длины волны света. Чтобы описать тот свет, который заполнял раннюю Вселенную, мы можем сказать, что число и средняя энергия фотонов были примерно такими же, как у электронов, позитронов или нейтрино. Эти частицы — электроны, позитроны, нейтрино, фотоны — непрерывно рождались из чистой энергии и затем весьма быстро вновь аннигилировали. Поэтому число этих частиц не было предопределено заранее, а определялось балансом между процессами рождения и аннигиляции. Кроме того, имелась небольшая примесь более тяжелых частиц — протонов и нейтронов, которые в сегодняшнем мире являются составными частями атомных ядер. Пропорции составляли примерно один протон и один нейтрон на каждую тысячу миллионов электронов, или позитронов, или нейтрино, или фотонов. Это число — тысяча миллионов фотонов на одну ядерную частицу — является критической величиной, которая должна браться из наблюдений в целях построения стандартной модели Вселенной. [5]

В процессе развития взрыва температура падала, достигнув через одну десятую секунды тридцати тысяч миллионов градусов Цельсия, через одну секунду — десяти тысяч миллионов градусов и через четырнадцать секунд — трех тысяч миллионов градусов. Это уже было достаточно прохладно для того, чтобы электроны и позитроны начали аннигилировать быстрее, чем они могли рождаться вновь фотонами или нейтрино. Энергия, выделявшаяся при такой аннигиляции вещества, постепенно замедляла скорость охлаждения Вселенной, но температура продолжала падать, достигнув, наконец, одной тысячи миллионов градусов в конце первых трех минут. Тут уже стало достаточно прохладно для того, чтобы протоны и нейтроны начали образовывать сложные ядра, начиная с ядра тяжелого водорода, состоящего из одного протона и одного нейтрона. Плотность была все еще достаточно велика, так что эти легкие ядра были способны быстро объединяться в более стабильные легкие ядра, такие, как ядра гелия, состоящие из двух протонов и двух нейтронов. В конце первых трех минут Вселенная содержала главным образом свет, нейтрино и антинейтрино. Кроме того, имелось небольшое количество ядерного материала, состоявшего к этому моменту примерно на 73 процента из ядер водорода и на 27 из ядер гелия, и столь же малое количество электронов. Эта материя продолжала расширяться, становясь постепенно холоднее и разреженнее. Значительно позже, через несколько сот тысяч лет, стало уже достаточно холодно для того, чтобы электроны смогли объединиться с ядрами, образовав атомы водорода и гелия. Образовавшийся газ начал под действием гравитации образовывать сгустки, которые, в конце концов, сконденсировались, образовав галактики и звезды нынешней Вселенной. [Там же]

Достижения теория синтеза химических элементов в звездах имели большое значение в исследовании Вселенной. К началу 30-х годов знали, что большинство звезд состоят из водорода и гелия, но было неясно, откуда берется углерод. В 50-е годы Хойл предложил реакцию образования углерода из трех ядер гелия в специфических условиях центра звезды. Возможность такой реакции подтвердил американский физик У. Фаулер на ускорителе высоких энергий, а Хойл и Солпитер подвели под эти эксперименты теорию. К 1957 году Фаулер, Хойл, Маргарет и Джеффри Бербидж разработали теорию синтеза большинства химических элементов в звездных недрах из водорода и гелия. В звездной топке легкие элементы «сплавились» в тяжелые ядра, которые рассеялись в пространстве из-за взрыва Сверхновых или смерти красных гигантов. Затем цикл повторится, образуя звезды нового поколения. Однако данная теория не могла объяснить существование трех легких элементов — лития, бериллия и бора. Из-за своей неустойчивой природы эти элементы должны образовываться в газе с низкой плотностью и низкими температурами и, первоначально присутствуя в молодых звездах, должны были распадаться при сжатии и нагревании звезды. Это оставалось загадкой. Хотя содержание каждого из них составляет менее 10^-9 от количества водорода, уникальное происхождение этих элементов делает их «комментаторами» истории Вселенной. Подобные варианты схем рождения элементов создавались в нескольких местах, но не были привязаны к существующим во Вселенной количественным соотношениям элементов. [8]

Сразу после Большого взрыва Вселенная представляла собой плазму из элементарных частиц всех видов и их античастиц в состоянии термодинамического равновесия при температуре 10²⁷ К, которые свободно превращались друг в друга. В этом сгустке существовали только гравитационное и сильное взаимодействия. Потом Вселенная стала расширяться, одновременно ее плотность и температура уменьшались. Дальнейшая эволюция Вселенной происходила поэтапно и сопровождалась, с одной стороны, дифференциацией, а с другой — усложнением ее структур. Этапы эволюции Вселенной различаются характеристиками взаимодействия элементарных частиц и называются эрами. Самые важные изменения заняли менее трех минут.

Эра адронов.

Через 10^-23 секунд Вселенная вступила в эпоху адронов, или тяжелых частиц, продолжительность которой составила 10^-7 секунд. Поскольку адроны участвуют в сильных взаимодействиях, эту эпоху можно назвать эпохой сильных взаимодействий. Температура была равна 10³² К и достаточно высока для того, чтобы образовывались пары адронов: мезоны, протоны, нейтроны и т. п., а также их античастицы. Однако на заре этой эпохи температура была слишком высока, и тяжелые частицы не могли существовать в обычном виде; они присутствовали в виде своих составляющих — кварков. На данном этапе Вселенная почти полностью состояла из кварков и антикварков. Сейчас свободные кварки не наблюдаются. Однако некоторые ученые считают, что где-то еще должны остаться кварки, дошедшие до нас из тех далеких времен. В то время Вселенная состояла в основном из мезонов, нейтронов, протонов, их античастиц и фотонов; кроме того, могли присутствовать более тяжелые частицы. При этом на каждую частицу приходилась античастица, они при соударении аннигилировали, превращаясь в один или несколько фотонов. Фотоны же, в свою очередь, могли образовывать пары частиц, в результате чего Вселенная, пока пары рождались и аннигилировали примерно с одинаковой скоростью, пребывала в равновесном состоянии. Однако по мере расширения температура падала, и рождалось все меньше и меньше пар тяжелых частиц. Постепенно число аннигиляции превысило число рождений, и в результате почти все тяжелые частицы исчезли.

Наконец температура упала настолько, что пары тяжелых частиц уже не могли рождаться. Энергии хватало лишь для образования легких частиц, лептонов. Вселенная вступила в эпоху, когда в ней содержались в основном лептоны и их античастицы.

Эра лептонов.

Примерно через сотую долю секунды после Большого взрыва, когда температура упала до 100 миллиардов градусов, Вселенная вступила в эпоху лептонов, длительность которой составила 1секунду. Теперь она походила на густой суп из излучения, и лептонов, в основном электронов, позитронов, нейтрино и антинейтрино. Тогда также наблюдалось тепловое равновесие, при котором электрон-позитронные пары рождались и аннигилировали примерно с одинаковой скоростью. Но кроме того, во Вселенной находились оставшиеся от эпохи адронов в небольших количествах протоны и нейтроны — примерно по одному на миллиард фотонов. Однако в свободном состоянии нейтроны через 13 минут распадаются на протоны и электроны, т. е. происходил еще один важный процесс — распад нейтронов. Правда, температура в начале этой эпохи была еще достаточно высока для рождения нейтронов при соударении электронов с протонами, поэтому равновесие сохранялось. А вот когда температура упала до 30 миллиардов градусов, электронам уже не хватало энергии для образования нейтронов, поэтому они распадались в больших количествах.

Еще одно важное событие эры лептонов — разделение и освобождение нейтрино. Нейтрино и антинейтрино образуются в реакциях с участием протонов и нейтронов. Когда температура была достаточно высока, все эти частицы были связаны между собой, а при понижении температуры ниже определенного критического значения произошло их разделение, и все частицы свободно разлетелись в пространство.

Фотонная эра приходит позже и продолжается 1 млн лет. Основная доля массы — энергии Вселенной приходится на фотоны, которые еще взаимодействуют с веществом. В первые 5 минут эры происходили события, во многом определившие устройство нашего мира. В конце лептонной эры начались взаимные превращения протонов и нейтронов друг в друга. К началу эры фотонов количества их были примерно равными. При уменьшении температуры протонов стало больше, поскольку реакции с образованием протонов оказывались энергетически более выгодными, и, значит, более вероятными. Это определило скорости реакций, и к началу эры число нейтронов составило 15 %.

Температура в течение этой эры падает с 10¹⁰ К до 3000 К. Нейтроны захватываются протонами, и происходит образование ядер гелия. Кроме того, за эти первые минуты некоторое количество нейтронов пошло на образование ядер бериллия и лития, а некоторое количество распалось. В результате доля гелия в веществе могла составить 1/3. Затем почти 500 тысяч лет не происходило никаких качественных изменений — шло медленное остывание и расширение Вселенной. Вселенная, оставаясь однородной, становилась все более разреженной. Когда она остыла до 3000 К, ядра атомов водорода и гелия уже могли захватывать свободные электроны и превращаться при этом в нейтральные атомы водорода и гелия. К концу эры Вселенная стала прозрачной для фотонов, так как излучение отделилось от вещества и образовалось реликтовое излучение.

В итоге сформировалась однородная Вселенная, представлявшая собой смесь трех почти не взаимодействующих субстанций: барионного вещества (водород, гелий и их изотопы), лептонов (нейтрино и антинейтрино) и излучения (фотоны). К этому времени уже не было высоких температур и больших давлений. Казалось, в перспективе Вселенную ждет дальнейшее расширение и остывание, образование «лептонной пустыни» — что-то вроде тепловой смерти. Но этого не случилось; напротив, произошел скачок, создавший современную структурную Вселенную, который, по современным оценкам, занял от 1 до 3 миллиардов лет.

В звездную эру, наступившую спустя 1 млн лет, при температуре 3000 К и плотности 10^-18 кг/м³, начинается сложный процесс образования звезд и галактик.

Грандиозная картина процессов, схематично описанная здесь, разрабатывалась детально, особенную проработку получили самые первые доли секунды. Возможности исследования деталей процессов резко возросли с появлением быстродействующих ЭВМ с большими объемами памяти. Безусловно, эта картина повлияла на наше мироощущение и продолжает уточняться. Модель «горячего» начала объясняла происхождение химических элементов, их количественные соотношения сейчас, но образование крупномасштабных скучиваний в пространстве или существование квазаров она не объясняла.

На рисунке 1 мы можем увидеть схемы, поясняющие модель Большого взрыва.

Рисунок 1. Схемы Большого взрыва. 1,2,3,4-стадии развития взрыва.

2. Возникновение крупномасштабных неоднородностей в модели инфляционной Вселенной.

Теория Г. Гамова неоднократно дополнялась другими космологами. В частности, в работах А. Гута, позднее А. Линде П. Стейнхардта и других развито представление о том, что практически сразу после выхода из сингулярности, за время порядка 10-32 секунд Вселенная расширилась в 10³⁰ раз.

Этот, первый, этап Большого пути теперь называют фазой инфляции Вселенной, по аналогии с ростом денежной массы при инфляции в экономике. Фаза инфляции очень важна. В этот период локальные вариации температуры расширялись и сглаживались, а начальная громадная кривизна пространства резко уменьшилась. После инфляции Вселенная стала плоской.

Кроме того, эта фаза запускает механизм образования крупных космических структур: ничтожно малые флуктуации квантовой энергии-массы расширились вместе с пространственно-временным континиумом и превратились в макроскопические области повышенной плотности, предшественники скоплений галактик. [13]

Крупномасштабное скучивание галактик или существование самих квазаров нельзя объяснить теорией горячей Вселенной.

Квазар — космический объект сравнительно небольшого размера (не более 1 светового месяца), излучающий энергии больше, чем наша Галактика. Возможно, что это особо активные ядра огромных галактик, представленные черными дырами в 10⁹—10¹² масс Солнца.[11]

Еще Хаббл, изучая в 20 — 30-е годы распределение галактик с помощью мощнейшего тогда 100-дюймового телескопа, выявил тенденцию образования групп галактик. Он отметил, что распределение ярких галактик неоднородно в очень больших угловых масштабах. Но при усреднении по областям определенных размеров распределение однородно. Так, вблизи галактических полюсов оно практически однородно, в пределах 10—40° вообще не наблюдается ни одной галактики. Хаббл объяснил это поглощением межзвездного газа, сосредоточенного вдоль плоскости Галактики.

Космическое фоновое излучение — не единственный ключ к разгадке ранней истории Вселенной. Но почему вещество не заполняет равномерно все пространство? Ведь в крупных масштабах усреднения она однородна. Здесь теории микро- и мегамира вновь идут вместе. В теории физики элементарных частиц главный процесс — нарушение симметрии. Во Вселенной нарушение симметрии ведет к образованию космических неоднородностей.

Текстуры — это зародыши агрегатов вещества, неоднородности, появившиеся вскоре после образования Вселенной. Текстуры могли превращаться в ходе эволюции в галактики и их скопления. Они создают вариации плотности, и в этих областях гравитация более эффективно тормозит общее расширение. Если гравитация преобладает над расширением, область начинает сжиматься, увеличивая флуктуации плотности. Ньютон был уверен, что самогравитирующие облака могут возникать самопроизвольно в равномерно распределенном веществе. Но в однородной космической среде сгустки образуются не так, как кристаллы в переохлажденной жидкости. Космологи считают, что флуктуации плотности в первоначальном огненном шаре, выросшие до современных структур, не могли образоваться самопроизвольно. Поэтому они должны были быть с самого начала. [8]

Вселенная очень неоднородна, что показывают обзоры крупномасштабного распределения галактик. Но она однородна в больших масштабах. Этот вывод получен из фонового излучения, содержащего информацию о свойствах Вселенной, очень далеко разнесенных в пространстве. Эти свойства оказываются совершенно одинаковыми, хотя эти точки могут идти от самого горизонта, сейчас — с расстояния 26 млрд световых лет. Галактики имеют тенденцию к скучиванию, образуя струи и сгущения, которые окружают пустоты — войды. Пустоты достигают размеров 100 — 400 млн световых лет. Можно ожидать, что видимое распределение окажется отличным от истинного распределения материи. И говорят, что вещество во Вселенной существует в форме светящихся звезд, газовых облаков и темного вещества. Об этом свидетельствуют и наблюдения орбитальных движений звезд и газа, а масса темного вещества в виде гало составляет до 10 масс видимого объекта (его оценивают по гравитационному воздействию). Природа темного вещества пока не выяснена, некоторые считают его холодным, но оно может скучиваться под влиянием гравитации с образованием объектов от галактик до сверхскоплений.

Но почему Вселенная однородна в одних масштабах и неоднородна в других, что же послужило началом расширения пространства Вселенной? В начальный момент в точке были огромное давление и высокая температура. Давление нагретых газов вызывает интенсивное расширение — взрыв. Если взрыв происходит в воздухе, имеет место перепад давлений между горячим газом и воздухом, вызванный неоднородностью плотности расширяющегося газа. Но вещество Вселенной однородно, поэтому перепада давлений, вызывающего подталкивающую к разлету силу, нет. Огромное давление в самом начале не может служить толчком к быстрому разлету. И наоборот, большое давление ведет, согласно общей теории относительности, к дополнительному тяготению, т. е. даже замедляет расширение. Эйнштейн ввел в теорию понятие силы гравитационного отталкивания, описываемой константой Л. Модель пустой Вселенной де Ситтера допускает, что космологическая постоянная вызывает ускоренный разлет частиц вещества. По оценкам в самом начале расширения плотность вещества во Вселенной была близка к критической. Причину этого назвали «проблемой критической плотности». В теории элементарных частиц получено, что при сверхбольших энергиях возможно существование монополей, струн .

Монополи — это своеобразные частицы, которые в 10¹⁶ раз массивнее протонов, возникали в эпоху Великого объединения, но в процессе дальнейшей эволюции Вселенной они частично аннигилировали, но должны еще быть. Может, они входят в «скрытую массу» Вселенной, ведь ее плотность в 30 раз превосходит плотность обычной материи. Современная теория вакуума признает существование разных вакуумов, зависящих от способа его получения. Вообще, вакуум — это состояние с минимальным значением энергии, ниже которого уже нельзя опуститься. Если даже удалить все частицы и поля, остается состояние «кипения пустоты». Оказывается, вакуум в некоторых случаях может обладать положительной плотностью энергии, плотностью массы и отрицательным давлением (натяжением). Эти особые свойства вакуума и приводят к увеличению космологической постоянной, которая меняет ситуацию, вызывая гравитационное отталкивание. По теории А. Гута и П. Сейнхардта, раздувание очень ранней Вселенной было сильным и кратковременным. Поэтому нас будет интересовать состояние вакуума, полученного при резком охлаждении Вселенной. Раздувание должно происходить по экспоненте, если силы вакуума становятся превалирующими во Вселенной.

Силы «антигравитации» становятся больше гравитационных, и это служит первотолчком к расширению с ускорением. В 70-е гг.советские физики Д.А. Киржниц и А. Линде показали, что такие условия могут возникать во Вселенной при больших давлениях и резком снижении температуры от очень больших значений, превышающих температуру эпохи Великого объединения. Эффекты квантовой гравитации, по теории Линде, приводят к возможности возникновения вакуумоподобных состояний, когда существует гравитационное отталкивание. Согласно теориям сверхплотной материи, такие состояния могут возникать по нескольким причинам. Плотности эти соответствуют энергиям почти планковским: 10¹⁹ ГэВ = 10³² К. Такую энергию частицы имели в момент порядка 3 • 10^-44 секунд. Можно вычислить, что в этот момент плотность материи р = 10⁹⁷ кг/м³ и тоже называется планковской. Таким образом, в это время при условиях, близких к планковским, существовало вакуумноподобное состояние, приведшее к инфляционному раз дуванию. Все локальные скучивания в течение фазы раздувания, или инфляции, сильно расширились, все микроскопические квантовые флуктуации превратились в макроскопические вариации плотности, из которой в будущем образовались структуры. Теория фазы инфляции основана на законах квантовой механики, но квантовые флуктуации настолько велики, что приходится подгонять ряд параметров модели.