Дозвездная Вселенная
Для описания Вселенной как единого целого астрономы используют математические модели, упрощенно представляющие ее основные свойства, одно из которых — расширение.
Мысленно переносясь в прошлое, мы неизбежно придем к такому моменту, когда вся доступная нашим наблюдениям область Вселенной формально была стянута в точку, а плотность ее была бесконечно большой. Разумеется, это результат упрощенной модели, поскольку бесконечное значение плотности или любого другого параметра не имеет физического смысла. Тем не менее, в рамках модели допустимо говорить о «времени жизни» Вселенной как времени, прошедшем с момента существования очень большой, но еще имеющей физический смысл плотности. Это время, часто называемое возрастом Вселенной, оценивается в 13,8 млрд лет. Если наши математические модели верно описывают реальную Вселенную, то среди наблюдаемых астрономических объектов не должно быть таких, возраст которых превосходил бы возраст Вселенной. Однако при попытке рассчитать возраст звезды HD 140283, также известной как Мусафаил, в созвездии Весы — в 200 световых годах от Земли — ученые получили примерное значение 14,4 млрд лет.
Очевидно, что понятие радиуса Вселенной достаточно условно: реальная Вселенная безгранична и нигде не кончается. Ясно, что «горизонт» любого наблюдателя раздвигается со скоростью света все дальше и дальше. Наблюдая все более и более далекие галактики, мы видим их такими, какими они были миллионы и миллиарды лет назад. Предельное расстояние, до которого в принципе могут «дотянуться» наши наблюдения, в настоящее время составляет ок. 4000 Мпк (1,3 ∙ 1010 св. лет). В честь Эдвина Хаббла его называют хаббловским радиусом.
Наблюдения показывают, что Вселенная в больших масштабах одно родна. т. е. при переходе ко все большим объемам пространства, мы наблюдаем все более однородную картину распределения вещества. Кроме того, во Вселенной на больших масштабах нет выделенных направлений (так называемая изотропия Вселенной). Однородность и изотропия Вселенной сильно упрощают ее математическое моделирование.
На ранней (радиационной) стадии эволюции Вселенной, когда она была не только плотной, но и горячей, излучение полностью определяло характер ее расширения. Даже в настоящее время каждый кубический сантиметр пространства содержит около 500 реликтовых фотонов, а вещества на этот же объем приходится гораздо меньше: в среднем около 10–6 тяжелых элементарных частиц (протонов, нейтронов и др.). Примерно через 300 тыс. лет после начала расширения Вселенной произошел переход от радиационной стадии к стадии вещества, температура понизилась до нескольких тысяч градусов, началось образование электрически нейтральных атомов (так называемая эпоха рекомбинации), преимущественно водорода и гелия, а кванты света почти перестали «замечать» нейтральные атомы и Вселенная стала прозрачной для излучения, которое начало путешествовать свободно. Именно это излучение с температурой 2,73 К мы и улавливаем сейчас как реликтовый (микроволновый) фон неба. Образно говоря, кванты реликтового излучения «запечатлели» эпоху рекомбинации и несут прямую информацию о далеком прошлом. Правда, с тех пор из-за расширения Вселенной фотоны «покраснели» (увеличилась длина волны соответствующего им излучения) и уменьшили свою энергию примерно в 1000 раз.
Сразу после эпохи рекомбинации еще не было ни звезд, ни галактик, ни других космических объектов, а вещество было рассеяно во Вселенной почти равномерно.
Наблюдаемые во Вселенной крупномасштабные структуры, скопления галактик и отдельные галактики образовались из однородной среды из-за флуктуаций плотности и наличия гравитации, которая их усиливала.
Инфляционная Вселенная
В самом начале расширения, когда температура была невероятно высока (больше 1028 К), Вселенная могла находиться в особом состоянии, при котором она расширялась с ускорением, а энергия в расчете на единицу объема, тем не менее, оставалась постоянной. Такую стадию расширения назвали инфляционной. Подобное состояние материи возможно при одном условии — давление должно быть отрицательным. Возможность такого состояния материи, когда она обладает отрицательным давлением, следует из современных теорий элементарных частиц. В них предполагается существование некоторого необычного поля со странными физическими свойствами, энергия которого преобладала на самой ранней стадии расширения. Стадия сверхбыстрого инфляционного расширения охватывала крошечный промежуток времени и завершилась примерно к моменту t = 10–36 с.
Настоящее «рождение» элементарных частиц материи в том виде, в каком мы их знаем сейчас, произошло как раз по окончании инфляционной стадии и было вызвано «распадом» гипотетического поля. После этого расширение Вселенной продолжалось уже по инерции, причем из-за тормозящего действия гравитации с замедлением, вплоть до последних миллиардов лет, когда оно вновь стало ускоренным из-за влияния темной энергии.