КОСМОЛО́ГИЯ
-
Рубрика: Физика
-
-
Скопировать библиографическую ссылку:
КОСМОЛО́ГИЯ (от космос и ...логия), раздел физики, изучающий Вселенную в больших масштабах и включающий в себя учение о структуре и эволюции всей охваченной астрономич. наблюдениями части Вселенной. Эмпирич. основой К. являются данные астрономич. наблюдений и данные эксперим. физики. Теоретич. базис К. составляют основы физич. теории, описывающие строение, взаимодействие и законы движения материи, а также достижения математики, численного моделирования и др. наук. На базе общей теории относительности (ОТО) создана стандартная космологич. модель, объясняющая все имеющиеся наблюдательные данные, однако ключевые компоненты этой модели (тёмная материя и тёмная энергия) требуют расширения стандартной модели элементарных частиц. Космологич. выводы и обобщения имеют большое мировоззренч. значение.
Исторический очерк
Представления о строении всего окружающего мира были важным элементом человеческой культуры на протяжении всей её истории. Эти представления отражали уровень знаний и опыт изучения природы в соответствующие эпохи развития человеческого общества. По мере того как расширялись пространственные и временны́е масштабы познанной человеком части Вселенной, менялись и космологич. представления. Первой космологич. моделью, имеющей математич. обоснование, можно считать геоцентрич. систему мира Клавдия Птолемея (2 в. н. э.). Она господствовала в науке ок. 1,5 тыс. лет. Затем её сменила гелиоцентрич. система мира Н. Коперника (16 в.). В дальнейшем необычайное расширение масштабов исследованного мира благодаря изобретению и совершенствованию телескопов привело к представлению о звёздной Вселенной. В нач. 20 в. возникло представление о Вселенной как о мире галактик (Метагалактике). Наконец, к нач. 21 в. была создана стандартная космологич. модель эволюционирующей Вселенной, описывающая мир в больших масштабах. Из рассмотрения этой историч. цепочки смен космологич. представлений с непреложностью следует, что каждая «система мира» по существу была моделью наибольшей системы небесных тел и физич. процессов, достаточно хорошо изученных к тому времени. Так, модель Птолемея правильно отражала строение системы Земля – Луна, система Коперника была моделью Солнечной системы, идеи модели звёздного мира У. Гершеля и др. отражали некоторые черты строения Галактики, стандартная модель опирается на данные о пространственном распределении галактик и анизотропии реликтового излучения (РИ). Но каждая из этих моделей претендовала в своё время на описание строения «всей видимой Вселенной».
Ещё в 19 в. выяснилось, что попытки применения теории тяготения Ньютона к бесконечному распределению материи в пространстве ведут к ряду серьёзных трудностей (см. Космологические парадоксы). Совр. К. возникла в нач. 20 в. после создания А. Эйнштейном ОТО. Первая модель Вселенной, основанная на новой теории тяготения (т. н. релятивистская космологич. модель), была построена Эйнштейном в 1917. Однако она описывала статич. Вселенную и, как показали астрофизич. наблюдения, оказалась неверной.
В 1922–24 А. А. Фридман получил общие решения уравнений ОТО для вещества, в среднем равномерно заполняющего всё пространство, в котором к тому же все направления равноправны. Эти решения в общем случае нестационарны, они описывают расширение или сжатие всего вещества, всей Вселенной. В 1929 Э. Хаббл в результате многолетних астрофизич. наблюдений открыл расширение окружающего нас мира галактик, подтверждающее правильность выводов Фридмана. Фридмановские модели являются основой всего последующего развития К. Эти модели описывают механич. картину движения тяготеющих масс во Вселенной (т. н. хаббловские потоки вещества). Если прежние космологич. построения были призваны описывать гл. обр. наблюдаемую структуру Вселенной, кажущуюся стационарной, то модели Фридмана по своей сути были эволюционными, связывали совр. состояние Вселенной с её предыдущей историей. С кон. 1940-х гг. всё большее внимание К. обращает на физику процессов, протекавших на разных этапах космологич. расширения. В 1946–48 появилась теория горячей Вселенной Г. Гамова, согласно которой в начале расширения вещество характеризовалось огромной темп-рой. В это же время были разработаны принципиально новые астрономич. методы наблюдений. Возникла радиоастрономия, а затем, после начала космич. эры, рентгеновская астрономия, гамма-астрономия, ИК-астрономия. Новые возможности появились и у оптич. астрономии.
В 1965 А. Пензиас и Р. В. Вильсон открыли микроволновое фоновое излучение (реликтовое излучение) – охладившееся электромагнитное излучение, которое в начале расширения Вселенной имело очень высокую темп-ру. Это открытие доказало справедливость теории Гамова.
Совр. К. характеризуется прогрессом в области высоких технологий и новых методов обработки наблюдательных данных, плодотворными исследованиями анизотропии и поляризации РИ, крупномасштабной структуры Вселенной и др., интенсивным развитием теории ранней Вселенной, проблемы начала космологич. расширения и пр. Решена важнейшая задача К. – объяснение возникновения крупномасштабной структуры Вселенной (галактик, их групп и скоплений, распределений галактик в пространстве-времени и т. д.) из малых затравочных неоднородностей вещества. Создана теория рождения начальных космологич. возмущений из квантовых флуктуаций плотности под действием нестационарного гравитац. поля ранней Вселенной. Стандартная космологич. модель базируется на т. н. инфляционном Большом взрыве (см. Большого взрыва теория), создавшем хаббловское расширение материи (модель Фридмана) с малыми геометрич. отклонениями от него (начальные возмущения), из которых впоследствии в силу гравитац. неустойчивости и развилась структура Вселенной. Осн. элементами поздней Вселенной являются наблюдаемые, но неизвестные пока физике элементарных частиц формы материи – тёмная материя и тёмная энергия. Всё это ставит К. в ряд передовых физич. наук в исследовании физич. мира.
Теория однородной изотропной Вселенной
Астрофизич. наблюдения показывают, что в масштабах, превышающих десятки мегапарсек (самые крупные скопления галактик имеют размеры в несколько мегапарсек), распределение материи можно считать почти однородным, а все направления во Вселенной равноправными. Во фридмановских космологич. моделях, основывающихся на этих фактах, материя рассматривается как непрерывная среда, равномерно заполняющая пространство и в каждый момент времени имеющая определённые значения плотности $ρ$ и давления $P$. Для анализа движения этой среды обычно используют сопутствующую систему отсчёта, аналогичную лагранжевым координатам в классич. гидродинамике. В этой системе вещество неподвижно, деформацию вещества отражает деформация системы отсчёта, так что задача сводится к описанию деформации системы отсчёта.
Трёхмерное пространство сопутствующей системы отсчёта называется сопутствующим пространством. В случае однородного изотропного пространства квадрат элемента длины $dl$ может быть записан в виде $$dl^2=R^2\frac{(dx^2+dy^2+dz^2)}{1+k(x^2+y^2+z^2)/4},\,\,\,(1)$$ а квадрат четырёхмерного интервала $ds$ – в виде $$ds^2=c^2dt^2-dl^2.\,\,\,(2)$$ Здесь $t$ – время, $x, y, z$ – безразмерные пространственные координаты, $R$ – радиус кривизны пространства (не зависящий от пространственных координат, но зависящий от времени), $c$ – скорость света; коэф. $k$ может принимать значения $0, ±1$. При $k=+1$ пространство имеет положительную кривизну (см. Кривизна пространства-времени), при $k=-1$ – отрицательную. В случае $k=0$ пространство евклидово, а $R$ – произвольный масштабный множитель (масштабный фактор). Изменение $R$ с течением времени описывает расширение или сжатие сопутствующей системы отсчёта, а значит, и вещества.
Для решения задачи о деформации системы отсчёта остаётся найти единственную неизвестную функцию $R(t)$. Уравнения ОТО в рассматриваемом случае называются уравнениями Фридмана: $$\frac{\ddot R}{R}=-\frac{4\pi G}{3} \left(\rho+\frac{3P}{c^2} \right),\,\,\,(3)\\ {1 \over2}\left(\frac{\dot R} {R}\right)-\frac{4\pi G \rho}{3}=-\frac{kc^2}{2R^2} .\,\,\,(4)$$ Здесь $G$ – гравитационная постоянная, точка над $R$ обозначает дифференцирование по $t$, величина $\dot R/R$ определяет скорость относительного изменения линейных масштабов в системе отсчёта , она обозначается $\dot R/R\equiv H$ и называется Хаббла постоянной (поскольку $H$ зависит от времени, её правильнее называть параметром или функцией Хаббла). Уравнения (3), (4) определяют зависимость $R(t)$, и из них следует выражение для изменения плотности энергии $ρ$ со временем: $$\dot \rho+3\frac{\dot R}{R}\left( \rho+ \frac{P}{c^2} \right).\,\,\,(5)$$ Уравнение (3) описывает замедление или ускорение темпа расширения Вселенной под действием тяготения. При этом учитывается, что в ОТО тяготение создаётся также и давлением вещества $P$. Поскольку в однородной Вселенной нет градиентов давления, в ней нет и гидродинамич. сил, которые определяются перепадом давления и могут влиять на движение вещества. Давление проявляется только в гравитации, оно может иметь любой знак, тогда как для известных нам форм материи $P> 0$. Если общее значение в скобках уравнения (3) положительно, то космологич. расширение замедляется со временем. Если же $ρ+3P/c^2<0$, то темп расширения увеличивается. Гравитация в равной мере обладает как свойством притяжения, так и отталкивания в зависимости от соотношения между $ρ$ и $P$ (уравнение состояния вещества). На разных этапах эволюции Вселенной эта зависимость различна.
Знак $k$ определяется знаком разности $ρ-3H^2/8πG$. Величина $ρ_{кр}≡ 3H^2/8πG$ называется критической плотностью Вселенной. Знак разности $ρ-ρ_{кр}$ неизменен в ходе эволюции модели, хотя $ρ$ и $ρ_{кр}$ меняются со временем. Функция $R(t)$ всегда начинается с нуля [по определению $R(t)⩾0$]. Если $ρ⩽ρ_{кр}$, то $k⩽0$ и с ростом времени функция $R(t)$ монотонно возрастает, что означает неограниченное расширение системы отсчёта и вещества. Если же $ρ>ρ_{кр}$, то $k>0$: силы тяготения достаточно велики и расширение Вселенной через некоторое время может смениться сжатием, для этого необходимо пройти точку $H=0$, что возможно при $ρ+3P/c^2>0$. В этом случае, если $ρ+P/c^2>0$, $R(t)$ вновь обращается в нуль, а плотность $ρ$ возрастает до бесконечности. Состояния с $ρ=\infty$, $R=0$ получили назв. сингулярностей (см. Сингулярность космологическая).
При $k=0$ пространство евклидово, его объём бесконечен в любой момент времени. При $k<0$ пространство обладает постоянной отрицательной кривизной, геометрия его неевклидова и оно также имеет бесконечный объём. Модели, в которых пространства бесконечны, называются открытыми. Если же $k>0$, то в такой модели пространство имеет постоянную положительную кривизну, оно не ограничено, но имеет конечный объём $V=2π^2R^3(t)$. Такие модели называются закрытыми или замкнутыми. Здесь рассмотрены только пространства с простейшими топологич. свойствами. В принципе топология может быть более сложной, она не определяется полностью уравнениями ОТО и должна задаваться дополнительно.
Уравнения для $R(t)$ – дифференциальные уравнения 2-го порядка, поэтому, чтобы найти функцию $R(t)$ и определить космологич. модель, необходимо при некотором $t$ знать (задать) значения двух констант. Напр., для сегодняшнего момента времени $t=t_0$ задать значение плотности $ρ(t_0)≡ρ_0$ и постоянной Хаббла $H(t_0)≡H_0$. Кроме того, для определения уравнения состояния необходимо знать состав вещества. Обычно вместо плотностей компонентов вещества $ρ_i$ используют безразмерные величины $Ω_i=ρ_i/ρ_{кр}$. Для построения модели реальной Вселенной эти величины (т. н. космологич. параметры) надо найти из наблюдений.
Наблюдательная космология
Определение значений $H_0$ и $ρ_i$ – одна из осн. задач наблюдательной К. начиная с её зарождения в кон. 1920-х гг. В однородной расширяющейся Вселенной все объекты (галактики и скопления галактик) должны удаляться друг от друга со скоростью, пропорциональной расстоянию между ними. В 1929 Э. Хаббл установил, что далёкие галактики удаляются от нашей Галактики со скоростями $v$, пропорциональными расстоянию $l$ (Хаббла закон): $$v=H_0l.\,\,\,(6)$$ Сложность определения $H_0$ из астрономич. наблюдений связана гл. обр. с трудностями измерения больших расстояний. Скорость удаления галактик гораздо легче измерить по эффекту Доплера – смещению линий в их спектрах в красную сторону (см. Красное смещение). Относительное изменение длины волны линий в спектре обозначают $z$: $$z≡(λ-λ_0)/λ_0.\,\,\,(7)$$ Здесь $λ_0$ – лабораторная длина волны линии спектра, $λ$ – длина волны смещённой линии. При небольших значениях $z (z⩽0,5)$ для определения космологич. расстояний $l$ пользуются простой формулой: $l=cz/H_0$ (Мпк). Значение $H_0$ известно с точностью 10%: $H_0=70 км/(с·Мпк)$. Соответствующее значение критич. плотности $r_{кр}=10^{–29} г/см^3$. Величина $1/H_0$ примерно соответствует времени $t_0$, прошедшему с момента начала расширения Вселенной. Эта величина, называемая возрастом Вселенной, составляет 14·109 лет. Сигнал, идущий со скоростью света $c$ и вышедший в момент сингулярности, успевает за время $t$ пройти конечное расстояние, примерно равное $ct$. Сфера радиусом $ct$ с центром в точке наблюдения называется горизонтом частицы. Она ограничивает область, доступную в принципе наблюдению в момент времени $t$. Более практичной величиной является хаббловский радиус (или размер причинно связанной области) $H^{–1}$.
Наблюдениями установлено, что полная плотность всех форм материи во Вселенной равна критической: $Ω_0=ρ_0/ρ_{кр}=1$, т. е. кривизна пространства равна нулю в пределах ошибок измерений (порядка нескольких процентов). Достаточно хорошо известна усреднённая по всему пространству плотность обычного вещества (барионов): $Ω_Б=0,05$. Только малая часть этого вещества (менее 10%) входит в галактики и скопления галактик и наблюдается по своему излучению: это звёзды, газ и пыль. Осн. доля барионного вещества трудно наблюдаема и находится в форме разреженного ионизованного межгалактич. газа (до 70%) и компактных тёмных объектов: чёрных дыр, нейтронных звёзд, белых и коричневых карликов, т. н. юпитеров (массивных экзопланет). Галактики чаще всего находятся в гравитационно связанных системах (группах и скоплениях разного масштаба), которые образуют ячеисто-сетчатую крупномасштабную структуру Вселенной с характерными размерами свободных от ярких галактик областей от 10 до 150 Мпк. Типичные расстояния между скоплениями галактик составляют 25–50 Мпк, а между крупнейшими сверхскоплениями (стенками и филаментами) 50–200 Мпк.
Астрофизич. наблюдения определённо показывают, что помимо светящегося вещества во Вселенной имеется большое количество тёмной материи (ок. 27%), которая не взаимодействует с барионами и излучением, проявляя себя только своим тяготением. Именно тёмная материя участвует в гравитац. скучивании вещества и образует гравитационно связанные системы разных масс (вплоть до 1015 масс Солнца), называемые гало тёмной материи. В гравитац. ямы тёмной материи увлекаются барионы и накапливаются там, образуя звёзды и дисковые системы, находящиеся во вращательном равновесии. Физич. природа тёмной материи пока не установлена, однако ясно, что она состоит из слабо взаимодействующих нерелятивистских частиц небарионной природы. Такие частицы отсутствуют в стандартной модели элементарных частиц, что указывает на неполноту наших знаний о физич. мире.
Доминирующий компонент материи (ок. 70%) не участвует в гравитац. скучивании и представляет собой разреженную субстанцию, пронизывающую всё пространство видимой Вселенной. Из термодинамич. соображений следует, что её эффективное давление отрицательно и сопоставимо по модулю с плотностью энергии: $∣ρ+P/c^2∣≪ρ$ . Эта субстанция получила назв. тёмной энергии и является, скорее всего, сверхслабым полем, оставшимся после Большого взрыва. Найти тёмную энергию в лабораторных условиях не представляется возможным. Единственный путь её исследования – космологич. наблюдения любых объектов, на движение которых или на их эволюцию она может влиять гравитац. образом (напр., темп образования галактик), или прямые измерения геометрии пространства (диаграммы скорость – расстояние, угловой размер – красное смещение и т. д.). Наблюдения показывают, что совр. Вселенная расширяется с ускорением. Это связано с доминированием тёмной энергии, отрицательное давление которой приводит к гравитац. отталкиванию.
Наблюдательная К., помимо определения $H_0$, $ρ_0$ и характера распределения материи в пространстве, призвана решать и мн. др. задачи, в первую очередь – выявление таких свойств совр. Вселенной, которые непосредственно отражают физику процессов, происходивших в начале космологич. расширения.
Важнейшее значение имеет открытие и исследование РИ, оставшегося от первоначального этапа расширения Вселенной. РИ имеет одинаковую интенсивность от всех участков неба и равновесный планковский спектр, соответствующий темп-ре $T=2,735 К$. Дипольная составляющая анизотропии РИ $ΔT/T≈10^{–3}$ вызвана доплеровским эффектом из-за движения нашей Галактики по отношению к РИ со скоростью ок. 600 км/с в направлении созвездия Гидра (к т. н. Большому аттрактору). Обнаружена слабая анизотропия РИ на уровне$ΔT/T≈10^{–5}$ в масштабах от 10′ до 90°, прямо свидетельствующая о существовании первичных космологич. возмущений в ранней Вселенной. По спектру анизотропии РИ определяются космологич. параметры состава и ионизационной истории Вселенной.
Другой важной для К. наблюдательной информацией является космич. распространённость химич. элементов. Наиболее распространён во Вселенной водород 1H, на долю которого приходится примерно 75% общей массы вещества, доля гелия 4Не составляет 25%, примесь др. элементов незначительна. Химич. элементы тяжелее гелия образуются на разных этапах эволюции звёзд. Гелий также образуется в звёздах, однако установлено, что столь большое количество гелия заведомо не могло быть произведено в звёздах за всё время существования Галактики. Т. о., водород и гелий должны иметь космологич. происхождение (см. Нуклеосинтез). Они являются результатом ядерных реакций, происходивших в начале расширения Вселенной. Важное значение для К. имеет распространённость дейтерия 2Н, несмотря на его малую долю в веществе Вселенной (3·10–5 по массе). Дело в том, что дейтерий не может в заметных количествах синтезироваться в звёздах (он быстро выгорает) и, следовательно, также имеет космологич. происхождение. По распространённости первичных химич. элементов определяется важный космологич. параметр $\Omega_БH^2_0=234$ [км/(с·Мпк)]2 c точностью не менее 10% на уровне достоверности 95%.
Физические процессы в расширяющейся Вселенной
Наличие РИ свидетельствует о том, что в далёком прошлом, в начале расширения Вселенной, темп-pa была весьма велика. Действительно, в ходе адиабатич. расширения темп-pa РИ уменьшается по закону $T∼R^{–1}$. Поэтому при $R→0$ темп-ра $T→∞$. Физич. процессы в этих условиях описывает горячей Вселенной теория. Согласно этой теории, при темп-ре порядка 1013 К в термодинамич. равновесии с фотонами находились барионы, мезоны, мюоны, электроны, нейтрино и античастицы всех этих частиц. С понижением темп-ры в ходе расширения Вселенной аннигилировали тяжёлые частицы и античастицы, передавая свою энергию более лёгким частицам. По прошествии нескольких десятков секунд во Вселенной остались фотоны и примерно такое же количество нейтрино и антинейтрино трёх сортов. Помимо этого, во Вселенной имелась небольшая примесь барионов (протонов и нейтронов), для которых не нашлось партнёров-античастиц, чтобы проаннигилировать. Это объясняется тем, что в очень горячей Вселенной имелся небольшой избыток барионов над антибарионами. По окончании аннигиляции число барионов в единице объёма составляло величину порядка 10–9 от числа фотонов. Присутствовали также электроны в количестве, равном числу протонов (они обеспечивали электронейтральность вещества). Для нейтрино Вселенная в это время уже прозрачна. Имевшиеся на этот момент нейтрино остались во Вселенной навечно. Эти т. н. реликтовые нейтрино, подобно реликтовым фотонам, из-за космологич. расширения постепенно теряли энергию («нейтринное море» охлаждалось).
При расширении Вселенной важные физич. процессы происходили с барионами. На ранней радиационно-доминированной стадии протоны и нейтроны быстро превращались друг в друга из-за взаимодействия с электронами, позитронами, электронными нейтрино и антинейтрино. Через несколько секунд после начала расширения эти реакции прекратились из-за понижения темп-ры. В это время доля нейтронов составляла ок. 15% от всего вещества. Наконец, по прошествии нескольких минут стало возможным образование сложных атомных ядер. Нейтроны, объединяясь с протонами, образовывали гл. обр. ядра 4Не. В результате гелий составляет ок. 25% по массе, протоны (1Н) – ок. 75% по массе, примесь др. химич. элементов в синтезированном веществе незначительна. Позднее из этого вещества формировались галактики и звёзды. Данные наблюдений подтверждают, что вещество, из которого образовались объекты первого поколения, действительно имеет химич. состав, предсказываемый теорией.
После прекращения ядерных реакций плазма Вселенной расширялась и остывала. В этой плазме имелись малые неоднородности плотности (стоячие звуковые волны). Поскольку давление реликтовых фотонов на плазму было велико (плазма непрозрачна), то оно препятствовало силам гравитации уплотнять первичные сгущения. Более того, неоднородности плотности (звуковые волны) малого масштаба затухали из-за лучистой вязкости и теплопроводности. Однако возмущения плотности тёмной материи логарифмически росли даже на радиационно-доминированной стадии из-за отсутствия давления в этом компоненте. Спустя примерно 300 тыс. лет после начала расширения плотность РИ сравнялась с плотностью тёмной материи и возмущения плотности стали расти быстрее (пропорционально масштабному фактору). К моменту, когда темп-pa плазмы снизилась до 3000 К, произошла рекомбинация электронов и атомных ядер и плазма превратилась в нейтральный газ. Этот газ прозрачен для РИ, и оно свободно выходит из газовых сгустков. Силы газового давления резко уменьшились, и барионы стали беспрепятственно падать в гравитац. ямы из тёмной материи. Сгущения нарастали и образовывали гравитационно связанные массивные гало, причём сначала образовывались гало маленьких масс, а в дальнейшем коллапсировали всё большие и большие массы, приводя к слиянию небольших галактик и формированию массивных галактик и их скоплений.
Для проверки теории возникновения крупномасштабной структуры Вселенной важны данные о степени изотропии РИ. До эпохи рекомбинации космич. плазмы флуктуации плотности плазмы сопровождались флуктуациями РИ (плазма была непрозрачна для РИ). После рекомбинации излучение стало свободно распространяться в пространстве, поэтому РИ несёт информацию о неоднородностях, бывших в момент рекомбинации. Наблюдения интенсивности РИ в разных направлениях позволяют оценить степень неоднородности плазмы в момент рекомбинации. Возмущения плотности тёмной материи сыграли существенную роль в формировании структуры Вселенной. Сгущения слабовзаимодействующих частиц тёмной материи своим тяготением сделали возможным и ускорили образование барионных сгущений (первоначально малых, на что указывает высокая изотропия РИ).
Проблема начала космологического расширения
Успехи физики элементарных частиц при больших энергиях позволили приступить к исследованию процессов, имевших место в самом начале расширения Вселенной. Согласно теории, при $T>10^{13}$ К вещество состояло в осн. из кварков. При темп-ре порядка 1015 К вещество содержало большое количество промежуточных бозонов – частиц, осуществляющих единое электрослабое взаимодействие. При ещё бóльших темп-pax (порядка 1028 К) происходили процессы, которые, вероятно, обусловили само существование вещества в совр. Вселенной. В рамках данной гипотезы при $T>10^{28}$ К во Вселенной имелось большое число очень массивных т. н. Х- и Y-бозонов, осуществляющих единое сильное и электрослабое взаимодействие. С участием этих частиц кварки могут превращаться в лептоны и обратно. В это время количество частиц и античастиц каждого сорта было, вероятно, совершенно одинаковым. Когда темп-pa расширяющейся Вселенной стала ниже 1028 К, Х- и Y-бозоны и их античастицы начали распадаться, причём их распад происходил по-разному. В результате образовалось немного больше частиц, чем античастиц. Это привело к тому, что во Вселенной при темп-ре порядка 1013 К возник небольшой избыток (порядка 10–9) барионов над антибарионами. Этот избыток барионов и привёл к существованию небольшой примеси обычного вещества в «море» лёгких частиц (при $T<10^{12}$ К). Позднее из этого вещества сформировались все небесные тела.
При темп-ре $T>10^{28}$ К Вселенная, вероятно, чрезвычайно быстро расширялась (см. Инфляционная модель Вселенной). Причиной этого, возможно, было имевшееся во Вселенной особое скалярное поле (или поля) с уравнением состояния, близким к вакуумно-подобному: $P≈–ρc^2$. Подстановка этого уравнения в (5) показывает, что $ρ$ при этом не меняется со временем. Из уравнения (3) следует, что вместо сил тяготения, обусловливающих $\ddot R<0$, при отрицательном давлении$P$ имеются силы гравитац. отталкивания и $\ddot R>0$. В результате Вселенная расширяется почти по экспоненциальному закону $R(t)∼exp(t/t^*)$ (где $t^*⩽10^{–35}$ с – постоянная) и за короткое время масштабный фактор возрастает в огромное число раз. В конце периода «инфляции» плотность энергии скалярного поля переходит в плотность массы обычной материи ультрарелятивистских частиц и античастиц, и далее расширение протекает с замедлением в согласии со «стандартной» теорией Фридмана. Начальная инфляционная стадия, вероятно, объясняет такие фундам. свойства совр. Вселенной, как её большой размер, однородность в больших масштабах, близость ср. плотности материи к критич. значению $\Omega_0=1$ и др. Возмущения плотности, рождающиеся параметрич. образом в конце инфляционной стадии, растягиваются инфляцией и попадают в область галактич. масштабов, что в конце концов и приводит к образованию крупномасштабной структуры Вселенной.
Границу применимости самых общих концепций совр. физики в К. представляют большие плотности энергии, при которых должны проявляться ещё не изученные квантовые или многомерные свойства пространства-времени и тяготения. Инфляционная модель Вселенной даёт возможность предположить, что пространственная однородность Вселенной простирается на расстояния, намного превышающие размеры охваченной наблюдениями области Вселенной, но всё же на конечные масштабы. На границах этой области однородности, возможно, имеются экзотич. образования, предсказываемые теоретич. физикой, – доменные стенки, магнитные монополи и др., а за границей – др. области Вселенной [иногда их называют др. вселенными, множественными мирами или малтиверсом (от англ. multiverse)] с иными свойствами, чем область, доступная наблюдениям.