ПЕРВИЧНЫЕ ФЛУКТУАЦИИ

ПЕРВИЧНЫЕ ФЛУКТУАЦИИ

(первичныевозмущения) в ранней Вселенной - малые отклонения Вселенной от точной однородностии изотропии на радиац.-доминиров. стадии. Радиац.-доминированной (горячей)наз. стадия, когда осн. вклад в полную плотность энергии материи вносилиультрарелятивистские частицы - фотоны эл.-магн. излучения с темп-рой Т=(2,750,1) х (1 + z )К (см. Микроволновое фоновое излучение), атакже нейтрино и др. возможные элементарные частицы с массой покоя т k Т/с ²[z - красное смещение,1 + z = R(t₀)/R(t), где R(t)- масштабный фактор расширяющейся Вселенной, t₀ - настоящиймомент времени; на этой стадии R(t)~].В стандартной модели с Фридмана - Робертсона - Уокера метрикой Вселеннаяявляется радиац.-доминированной при z > 10⁴ ( Н/50)²,где Н - постоянная Хаббла в км/(с-Мпк),- отношение полной плотности энергии всех ультрарелятивистских частиц кплотности энергии реликтового эл.-магн. излучения в настоящее время (~1).
Для того чтобы совместить очевидную сильнуюнеоднородность Вселенной в масштабах, меньших 10( Н/50)^-1 Мпк (где вещество сконцентрировано в таких объектах, как галактики, звёзды, <планеты и т. <д.), с наблюдат. фактом её однородности и изотропии в большихмасштабах, необходимо принять, что на радиац.-доминиров. стадии эволюцииВселенной существовали малые П. ф. метрики пространства-времени с характернойбезразмерной амплитудой 10^-4 - 10^-5. Галактики идр. локализов. объекты возникли из этих П. ф. вследствие гравитационнойнеустойчивости - роста неоднородных флуктуации метрики пространства-времении плотности вещества на более поздней стадии, когда осн. вклад в плотностьэнергии материи вносило нерелятивистское вещество (включая барионы) с давлением где - плотностьвещества; на этой стадии R(t)~ t^2/₃. Существованиегравитац. неустойчивости П. ф. для адиабатических флуктуации настадии доминирования нерелятивистского вещества следует как из точных ур-нийрелятивистской космологии, основанной на общей теории относительности, <так и из нерелятивистского (ньютоновского) приближения к ним, и фактическибыло известно ещё И. Ньютону. Малость П. ф. в момент рекомбинации водородапри z10³ [по крайней мере, в масштабах, превышающих ( Н/50)^-1 Мпк в настоящее время] подтверждается наблюдат. фактом отсутствия недипольныхфлуктуации темп-ры реликтового эл.-магн. излучения на уровне Т/Т~10^-4 в угл. масштабах от 20" до 180° (верх. пределы на Т/Т винтервале 10° - 180° прибл. в 3 раза меньше).
Теоретич. исследование (Е. М. Лифшиц,1946) показывает, что П. ф. могут быть след. типов.
Адиабатич. флуктуации описываются возмущениямиметрики Фридмана - Робертсона - Уокера скалярного типа, к-рые эффективносводятся к неоднородному возмущению ньютоновского гравитац. потенциалаи связанному с ним возмущению полной плотности энергии вещества. Крометого, у вещества появляется потенциальная (т. н. пекулярная) скорость относительновыделенной "космологич." системы отсчёта, в к-рой невозмущённая метрикапространственно однородна. В зависимости от характера временной эволюцииадиабатич. флуктуации принадлежат к растущей (квазиизотропной) или падающеймоде. Только первая мода совместима с условием малости П. ф. при z10³.Для растущей моды П. ф. безразмерная амплитуда возмущений метрики в синхроннойсистеме отсчёта не зависит от времени на нач. стадиях расширения Вселенной, <когда пространственный масштаб флуктуации LR(t )большеразмера космологич. горизонта (границы области двусторонней причинной связанности, <см. Вселенная) L_h~ ct, каковы бы ни были свойствавещества (необходимо только выполнение причинности принципа). Поэтому, <с точки зрения классич. теории гравитации, эта амплитуда (10^-4- 10^-5) должна быть задана как нач. условие для Вселенной вмомент её выхода из сингулярности космологической (Большого Взрыва),t=0.
Анализ наблюдат. данных показывает, чтовектор ускорения для нашей Галактики, определяемый по расположению видимоговещества (галактик и их скоплений) вокруг неё, отклоняется менее чем на10% от вектора скорости Галактики относительно системы отсчёта, в к-ройплотность импульса реликтового эл.-магн. излучения равна нулю (отличиеугла отклонения от нуля находится в пределах ошибок измерений). Последняяскорость определяется величиной и угл. расположением дипольной анизотропиитемп-ры реликтового излучения и практически совпадает с пекулярной скоростьюГалактики относительно "космологич." системы отсчёта. Это является важнымдоводом в пользу того, что галактики образовывались именно из аднабатич. <П. ф., для к-рых векторы пекулярной скорости и ускорения строго коллинеарны.
Векторные (вращательные) флуктуации характеризуютсявозмущениями метрики Фридмана - Робертсона - Уокера векторного типа (несводимыми к градиенту от скалярной ф-цип) и вихревой пекулярной скоростьювещества. При этом возмущение плотности энергии вещества равно нулю. Этоттип возмущений несовместим с малостью П. ф. на ранних стадиях эволюцииВселенной, поэтому совр. космологич. теории предсказывают отсутствие векторныхП. ф. (вторичные вихревые флуктуации скорости вещества могут возникнутьиз адиабатич. П. ф. при z10за счёт разл. нелинейных эффектов).
Первичные тензорные флуктуации метрикиФридмана - Робертсона - Уокера (не сводимые к градиентам скаляров и компонентвекторов) представляют собой гравитационные волны, образовавшиесяв момент Большого Взрыва. Та мода гравитац. волн, к-рая совместима с нач. <изотропией Вселенной (т. н. квазиизотропная мода), характеризуется не зависящейот времени амплитудой тензорных П. ф. на стадии, когда пространственныймасштаб флуктуации L много больше размера космологич. горизонта L_h.
Существует ещё один тип П. ф. (не рассмотренныйЛифшицем), к-рый возникает, когда вещество, заполняющее Вселенную, состоитиз двух или неск. разл. компонент (сортов), напр. барионы и излучение илибарионы с излучением и нейтрино. Тогда в режиме LLh существует( п-1) мод П. ф., где п - число разл. компонент вещества, в к-рыхфлуктуирует только уд. состав вещества, точнее говоря, флуктуации полнойплотности энергии вещества и метрики пространства-времени малы [в отношении(L_h/L)²]посравнению с флуктуациями плотности энергии отд. компонент. Для вещества, <состоящего из барионов и излучения (n = 2), такую моду П. <ф. наз. изотермической, или энтропийной. В более общем случае (особеннокогда часть вещества составляют слабовзаимодействующие частицы, напр. нейтринои др.) правильнее говорить обизоэнергетич. (изометрич.) П. ф. Когда в ходерасширения Вселенной условие LL_h перестаёт выполняться, изоэнергетич. моды П. ф. перемешиваютсяс адиабатическими (исключение составляет только случай, когда компонентыимеют одинаковые ур-ния состояния). Поэтому изоэнергетич. П. ф., подобноадиабатич. П. ф., могут привести к образованию локализов. объектов и крупномасштабнойструктуры Вселенной.
Происхождение П. ф. По мере движения впрошлое к космологич. сингулярности (t= 0) в изотропной космологич. <модели Фридмана все флуктуации попадают в режим LLh[ в частности, все масштабы, превышающие 50(H/50)^-2 х Мпк в настоящее время, находились в этом режиме в момент перехода от радиац.-доминиров. <стадии эволюции Вселенной к стадии доминирования нерелятивистского вещества].В этом режиме П. ф. не могут быть созданы никакими локальными физ. процессамивследствие принципа причинности. Поэтому в классич. космологии П. ф. изначальновозникают в космологич. сингулярности. Математически это означает, чтоих величина и пространственное распределение (или спектр в фурье-представлении)должны быть произвольно заданы при t = 0 в качестве нач. условийдля ур-ний тяготения Эйнштейна (см. Тяготение). Не используя наблюдательныхданных, ничего более про тип, амплитуду и спектр П. ф. сказать нельзя;иными словами, свойства П. ф. невозможно предсказать априори. В этом состоитпроблема нач. условий классич. космологии.
Задача любой квантовой или полуквантовойкосмологии - вывести свойства П. ф. исходя из первичных принципов и ур-ний. <Эта задача решается в модели раздувающейся Вселенной, в к-рой радиац.-доминнров. <стадии Вселенной предшествует (при очень больших значениях кривизны пространства-времени)деситте-ровская стадия квазиэкспоненциального расширения (см. Де Ситтерапространство-время, Квантовая теория гравитации). В простейшем вариантеэтой модели - с одним эффективным скалярным полем, ответственным за существованиедеситтеровской стадии, - предсказывается, что П. ф. с совр. масштабом L1см принадлежат исключительно к квазиизотропным адиабатич. и тензорным модам, <а их амплитуда h слабо зависит от L (|dlogh/dlogL|1;говорят, что такие П. ф. имеют плоский спектр, или спектр Зельдовича -Гаррисона). В усложнённых вариантах модели с неск. скалярными полями надеситтеровской стадии генерируются ещё и изоэнергетич. П. ф. (называемыев данном случае также изоинфлатонными), а спектр адиабатич. П. ф. можетбыть более сложным.
Способы исследования П. ф. Свойства П. <ф. можно, в принципе, определить из наблюдательных данных о совр. строенииВселенной. Практически наиб. важная информация об адиабатич. П. ф. с совр. <масштабом L =(1 - 10⁴) Мпк следует из вида корреляц. <ф-ции галактик и их скоплений, характеристик крупномасштабной структурыВселенной (напр., распределения пустот - областей пространства, свободныхот галактик, - по размерам) и из данных об угл. анизотропии темп-ры реликтовогоэл.-магн. излучения Т/Т (поканадёжно обнаружена только анизотропия дипольного типа). Гравитац. волны, <возникшие из тензорных П. ф., также дают вклад в Т/Т (этотэффект наиб. чувствителен к интервалу длин волн 10² - 10⁴ Мпк). Наконец, гравитац. волны с частотами, большими 10^-10 Гц, <можно искать как в прямых экспериментах (наиб. перспективным здесь являетсяиспользование космич. лазерных интерферометров), так и путём многолетнегослежения за флукту-ациями времени прихода радиоимпульсов от пульсаров смиллисекундными периодами.

Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков И. <Д., Строение и эволюция Вселенной, М., 1975; Монин А. С., Полубаринова- Кочина П. Я., Хлебников В. И., Космология, гидродинамика, турбулентность. <А. А. Фридман и развитие его научного наследия, М., 1989.

А. А. Старобинский.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.