На главную страницу

Астрономические тела обладают тенденцией группироваться в системы. Звёзды могут образовывать пары, входить в состав звёздных скоплений или ассоциаций. Крупнейшими объединениями звёзд являются галактики. Но и они редко наблюдаются одиночными. Более 90% ярких галактик входят либо в небольшие группы, содержащие лишь несколько крупных членов (такова, например, Местная группа галактик), либо в скопления, в которых их насчитываются многие тысячи.

В окрестностях нашей Галактики, в пределах полутора мегапарсек от неё, расположены ещё около 40 галактик, которые образуют Местную группу. Лишь некоторые из них можно считать нормальными галактиками. Это наша Галактика, туманность Андромеды, туманность Треугольника (все они спиральные), а также несколько неправильных галактик. Светимость и размеры большинства остальных звёздных систем значительно меньше. По своей массе они столь же меньше нормальных галактик, как планеты — звёзд. Местная группа устойчива — гравитация прочно удерживает её членов.

Галактики и их группы распределены в пространстве не равномерно, а образуют скопления, обычно неправильной формы. Есть и скопления правильной, сферической формы, которые состоят из сотен и тысяч отдельных звёздных систем, сильно концентрирующихся к центру. Такие скопления называют регулярными. В них много эллиптических и линзовидных галактик и почти нет спиральных. В центре находится одна или несколько гигантских эллиптических галактик. Часто они обладают сильным радиоизлучением, поэтому регулярные скопления нередко связаны с яркими радиоисточниками. Одно из ближайших к нам регулярных скоплений расположено в созвездии Волосы Вероники. Оно находится на расстоянии 125 Мпк (примерно 400 миллионов световых лет) от нас. Размеры таких скоплений очень велики — десятки мегапарсек. Даже при тех огромных расстояниях, которые отделяют их от нас, они выглядят очень протяжёнными (скопление в Волосах Вероники, например, занимает на небе область диаметром 12°).

В иррегулярных (неправильных) скоплениях много спиральных систем. Но общее число галактик в таких скоплениях значительно меньше по сравнению с регулярными. Вообще, чем больше членов содержит скопление, тем более правильную форму оно имеет. Примером иррегулярного скопления является ближайшее к нам крупное скопление галактик в созвездии Девы. Местная группа, в которую входит наш Млечный Путь, расположена примерно в 15 Мпк от него.

Наивысшая плотность галактик наблюдается в центральных областях регулярных скоплений. Расстояния между звёздными системами здесь сравнимы с их собственными размерами, и галактики часть сталкиваются. Конечно, столкновение галактик не надо понимать в буквальном смысле, как некую катастрофу. Расстояния между злёздами огромны, и при столкновении двух галактик звёзды одной из них свободно проходят между звёздами другой, а длится это сотни миллионов лет. Однако галактики активно влияют друг на друга силами гравитации, звёзды изменяют свои орбиты и как бы перемешиваются. В некоторых случаях это приводит к разрушению или слиянию галактик.

Именно в результате таких столкновений и слияний в центральных облястях регулярных скоплений образуются гигантские эллиптические системы. Они «заглатывают» межгалактический газ и медленно проникающие в них мелкие галактики.

Пространство между галактиками заполнено газом, который разогрет до температуры более 10 миллионов кельвинов и излучает пеимущественно в рентгеновском диапазоне. Концентрация его мала — в среднем один атом водорода на кубический дециметр, но общий объём огромен, поэтому полная масса газа сопоставима с суммарной массой всех галактик скопления. Охлаждаясь, газ может струями падать к центру скопления. Значительная часть межгалактического газа скоплений была выброшена миллиарды лет назад из молодых тогда галактик, в которых шло бурное звёздообразование.

Чтобы газ столь высокой температуры не покидал скопление, его долэна удерживать большая сила тяготения. Но если она достаточно велика, значит, велика и масса, её создающая, т. е. масса скопления. Оценки массы отдельных галактик показывают, что их суммарное гравитационное поле не может удержать такой горячий газ. Поэтому необходито предположить, что существует невидимая для нас так называемая скрытая масса (см. статью «Что такое скрытая масса»). С той же проблемой учёные столкнулись и при объяснении устойчивости самих скоплений. Скорости движения галактик внутри них так высоки, что без присутствия скрытой массы они просто разлетелись бы в разные стороны.

Скопления галактик, по-видимому, самые крупные устойчивые системы во Вселенной. Существуют и более протяжённые образования: цепочки из скоплений или гигантские плоские поля, усеянные галактиками и скоплениями (так называемые «стенки»). Но гравитация не удерживает эти системы, и они вместе со всей Вселенной медленно расширяются.

Области повышенной концентрации галактик и их систем чередуются в пространстве с обширными пустотами размерами в сотни миллионов световых лет, которые почти не содержат галактик. Такова крупномасштабная стуктура Вселенной. Её ячеистый характер отражает картину распределения вещества во Вселенной более 10 миллиардов лет назад, когда галактик ещё не существовало.

Звёздное небо над головай долгое время было для человека символом вечности и неизменности. Лишь в Новое время люди осознали, что «неподвижные» звёзды на самом деле движутся, причём с огромными скоростями. В 20 веке человечество свыклось с ещё более странным фактом: расстояния между звёздными системами — галактиками, не связанными друг с другом силами тяготения, постоянно увеличиваются. И дело здесь не в природе галактик: сама Вселенная непрерывно расшаряется! Естествознанию пришлось расстаться с одним из своих основополагающих принципов: все вещи меняются в этом мире, но мир в целом всегда одинаков.

Это можно считать важнейшим научным событием 20 века.

Всё началось, когда Альберт Эйнштейн создал общую теорию относительности. В её уравнениях описаны фундаментальные свойства материи, пространства и времени. («Относительный» по-латыни звучит как relativus, поэтому теории, основанные на теории относительности Эйнштейна, называются релятивистскими.)

Применив свою теорию ко Вселенной как цулой системе, Эйнштейн обнаружил, что такого рушения, которому соответствовала бы не меняющаяся со временем Вселенная, не получается. Этот результат не удовлетворил великого учёного. Чтобы добиться стациионарного рушения своих уравнений, Эйнштейн ввёл в них дополнительное слагаемое — так называемый ламбда-член. Однако до сих пор никто не смог найти какого-либо физического обоснования этого дополнительного члена.

В начале 20-х гг. советский математик Александр Александрович Фридман решил для Вселенной уравнения общей теории относительности, не накладывая условия стационарности. Он доказал, что могут существовать два решения для Вселенной: расширяющийся мир и сжимающийся мир. Полученные Фридманом уравнения используют для описания эволюции Вселенной и в настоящее время.

Все эти теоретические рассуждения никак не связывались учёными с реальным миром, пока в 1929 г. американский астроном Эдвин Хаббл не подтвердил расширение видимой части Вселенной. Он использовал при этом эффект Доплера. Линии в спектре движущегося источника смещаются на величину, пропорциональную скорости его приближения или удаления, поэтому скорость галактики всегда можно вычислить по изменению положения её спектральных линий.

Ещё во втором десятилетии 20 века американский астроном Вусто Слайфер, исследовав спектры нескольких галактик, заметил, что у большинства из них спектральные линии смещены в красную сторону. Это означало, что они удаляются от нашей Галактики со скоростями в сотни километров в секунду.

Хаббл определил расстояния до небольшого числа галактик и их скорости. Из его наблюдении следовало, что чем дальше находится кыактика, тем с большей скоростью она от нас удаляется. Закон, по которому скорость удаления пропорциональна расстоянию, получил название закона Хаббла.

Означает ли это, что наша Галактика является центром, от которого и идёт расширение? С точки зрения астрономов, такое невозможно. Наблюдатель в любой точке Вселенной должен увидеть ту же картину: все галактики имели бы красные смещения, пропорциональные расстоянию до них. Само пространство как бы раздувается. Если на воздушном шарике нарисовать галактики и начить надувать его, то расстояния между ними будут возрастать, причём тем быстрее, чем дальше они расположены друг от друга.

Разница лишь и том, что нарисо-ванные на шарике галактики и сами увеличиваются и размерах, реальные же звёздные системы повсюду во Все-ленной сохраняют свой объём. Это объясняется тем, что составляющие их звезды связаны между собой силами гравитации.

Факт постоянного расширения Вселенной установлен твёрдо. Самые далёкие из известных галактик и квазаров имеют такое большое красное смещение, что длины волн всех линий в их спектрах оказываются больше, чем у близких источников, в пять — шесть раз!

Но если Вселенная расширяется, то сегодня мы видим её не такой, какой она была в прошлом. Миллиарды лет назад галактики располагались значительно ближе друг к другу. Ещё раньше отдельных галактик просто не могло существовать, а ещё ближе к началу расширения не могло быть даже звёзд. Эта эпоха — начало расширения Вселенной — удалена от пас на 12 — 15 млрд лет.

Оценки возраста галактик пока слишком приближённы, чтобы уточнить эти цифры. Но надёжно установлено, что самые старые звёзды различных галактик имеют примерно одинаковый возраст. Следовательно, большинство звёздных систем возникло в тот период, когда плотность вещества во Вселенной была значительно выше современной.

На начальной стадии всё вещество Вселенной имело настолько высокую плотность, что её даже невозможно себе представить. Идею о расширении Вселенной из сверхплотного состояния ввёл в 1927 г. бельгийский астроном Жорж Леметр, а предположение, что первоначальное вещество было очень горячим, впервые высказал Георгий Антонович Гамов в 1946 г. Впоследствии эту гипотезу подтвердило открытие так называемого реликтового излучения. Оно осталось как эхо бурного рождения Вселенной, которое часто называют Большим Взрывом.

Но остаётся множество вопросов. Что привело к образованию ныне наблюдаемой Вселенной, к началу Взрыва? Почему пространство имеет три измерения, а время — одно? Как в стремительно расширяющейся Вселенной смогли появиться стационарные объекты — звёзды и галактики? Что было до начала Большого Взрыва? Над поисками ответов на эти и многие другие вопросы работают современные астрономы и физики.

Для описания Вселенной астрономы используют математические модели, упрощённо описывающие её основные свойства. Таких моделей можег быть много, но все они похожи в том, что рассматривают расширяющуюся Вселенную, в которой действуют известные законы физики. Факт расширения Вселенной означает, что наш мир не был одинаковым во все времена.

Мысленно переносясь в прошлое, можно найти момент, когда расстояние между любыми двумя галактиками было столь малым, что они «касались» друг-друга. А продолжив это путешествие во времени, мы неизбежно придём к такому моменту, когда вся доступная наблюдениям область Вселенной формально была стянута в точку, а плотность её была бесконечно большой! Разумеется, физически это невозможно, но в рамках модели Допустимо говорить о «времени жизни» вселенной как времени, прошедшем с момента существования бесконечно большой (или просто очень большой, но ещё имеющей физический смысл) плотности. Это время, часто называемое возрастам Вселенной, оказывается около 12 — 15 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. И действительно, возраст самых старых звёзд как нашей, так и других галактик не больше 15 млрд лет.

Поскольку любой сигнал, несущий информацию, не может передаваться со скоростью больше скорости света (с = 300 000 км/с), конечный «возраст» Вселенной позволяет условно говорить и о размере Вселенной как о размере области, из которой информация может дойти до наблюдателя (например, до нас с вами) за время, прошедшее с момента начала расширения. Никакое совершенствование техники не позволит заглянуть ещё дальше. Это предельное расстояние, до которого в принципе могут «дотянуться» наши наблюдения. В честь Эдвина Хаббла его называют хаббловским радиусом. В настоящее время оно составляет около 4000 Мпк.

Как мы уже сказали, понятие радиуса Вселенной достаточно условно: реальная Вселенная безгранична и нигде не кончается. Ясно, что «горизонт» любого наблюдателя раздвигается со скоростью света всё дальше и дальше. Из-за конечности скорости света величина красного смещения в спектре далёкой галактики одновременно является и мерой расстояния до неё, и мерой времени, прошедшего с момента испускания ею того излучения, которое мы сейчас улавливаем. Наблюдая всё более и более далёкие галактики, мы заглядываем в их прошлое, видим их такими, какими они были миллионы и миллиарды лет назад.

Из наблюдений вытекает странный на первый взгляд вывод о том, что Вселенная в больших масштабах однородна. Это означает, что, переходя ко всё большим, объёмам пространства, мы наблюдаем всё более однородную картину распределения вещества. Если взять, например, небольшой объем — 10 пк³ — в окрестностях Солнца, в нём окажется несколько звёзд и весьма разреженная межзвёздная плазма, а в соседних 10 пк³ мы вообще можем не обнаружить ни одной звезды. Это говорит о неоднородности распределения вещества в малых объемах Вселенной. Но куб со стороной 100 млн парсек даст нам примерно одну и ту же картину в любом месте наблюдаемой части Вселенной. Внутри таких объёмов число галактик и их скоплений будет почти одинаковым.

Мысленно «размазав» все галактики по этим объёмам, мы получим одинаковую среднюю плотность вещества. Её значение является одним из важнейших параметров, характеризующих Вселенную. Однородность Вселенной сильно упрощает её математическое моделирование.

В расширяющейся Вселенной средняя плотность вещества зависит от времени — в прошлом плотность была больше. Однако при расширении изменяется не только плотность, но и тепловая энергия вещества (газ при расширении остывает!). Это наводит на мысль, что Вселенная на ранней стадии расширения была не только плотной, но и горячей. Такую модель впервые предложил Георгий Гамов в конце 40-х гг. Как следствие ,в наше время должно наблюдаться остаточное излучение (его называют реликтовым), дошедшее до нас из далёкой эпохи, когда дозвёздную Вселенную заполнял горячий газ.

Гамов предсказал, что спектр реликтового излучения должен быть точно таким же, как у излучения совершенно непрозрачного тела (физики говорят — абсолютно чёрного тела) с температурой в несколько кельвинов. От излучения звёзд и галактик оно должно отличаться именно своим специфическим видом спектра и к тому же одинаковой интенсивностью во всех направлениях на небе, т. е. высокой степенью изотропии. И действительно, такое излучение открыли американские радиоастрономы Арно Пензиас и Роберт Уилсон в 1965 г. Его температура оказалась равной 2,73 K, что близко к предсказанной величине. Тем самым гипотеза «горячей Вселенной» получила наблюдательное обоснование. Отметим, что максимум в спектре реликтового излучения приходится на миллиметровую область радиоволн.

Космологические модели приводят к выводу, что судьба расширяющейся Вселенной зависит только от средней плотности заполняющего её вещества и от значения постоянной Хаббла. Если средняя плотность равна или ниже некоторой критической плотности, расширение Вселенной будет продолжаться вечно. Если же плотность окажется выше критической, то расширение рано или поздно остановится и сменится сжатием. Красное смещение линий в спектрах галактик тогда обратится в фиолетовое, поскольку расстояния между галактиками будут уменьшаться. Чему же равна эта таинственная критическая плотность мира? Оказалось, что значение её определяется только современным значением постоянной Хаббла (Н₀) и составляет ничтожную величину — около 10^-29 г/см³, или 10^-5 атомных единиц массы в каждом кубическом сантиметре. При такой плотности грамм вещества содержится в кубе со стороной около 40 тыс. километров!

Определить точно постоянную Хаббла непросто. Галактики могут иметь довольно высокие случайные скорости (до 1000 — 2000 км/с), никак не связанные с космологическим расширением. Чтобы вычислить постоянную Хаббла, приходится измерять красные смещения не близких, а достаточно далёких галактик, расстояния до которых установить очень трудно. По современным оценкам, наиболее вероятное значение Но лежит в интервале 60—80 км/(с·Мпк).

Определить из наблюдений истинную среднюю плотность материи Вселенной, оказывается, ещё сложнее, чем найти постоянную Хаббла и вычислить критическую плотность. Из астрономических наблюдений следует, что средняя плотность всего видимого вещества — звёзд, пыли и межзвёздного газа — не превышает 10% от критической плотности. Однако помимо наблюдаемого вещества во Вселенной, безусловно, присутствует и загадочное невидимое, или тёмное вещество, ничем не проявляющее себя, кроме гравитационного поля. Измерить плотность темного вещества — задача чрезвычайно сложная. Многие теоретические соображения заставляют думать, что плотность Вселенной с учётом тёмного вещества должна быть равна критической или немного ниже её. Этот важнейший космологический вопрос до сих пор остаётся открытым.

Каждый кубический сантиметр пространства содержит около 500 реликтовых фотонов. Вещества нп этот же объём приходится гораздо меньше: около 10^-6 барионов (так называют тяжёлые элементарные частицы, в том числе протоны и нейтроны). Поскольку фотоны никуда не исчезают (пространство между галактиками прозрачно), отношение числа фотонов к числу барионов в ходе расширения Вселенной сохраняется. Но энергия фотонов со временем уменьшается из-за красного смещения. Следовательно, когда-то в прошлом плотность энергии излучения была больше плотности энергии обычных частиц вещества. Это означает, что до определённого момента фотоны не только числом, но и «массой» (масса — это просто энергия, делённая на квадрат скорости света) превосходили бариопы. В те времена излучение полностью определяло характер расширения Вселенной. Об этой эпохе говорят как о радиационной стадии в эволюции Вселенной. На этой стадии температура вещества и излучения была одинаковой.

Но в один прекрасный момент, примерно через миллион лет после начала расширения Вселенной, всё изменилось: произошёл переход от радиационной стадии к стадии вещества. Это событие называют моментом рекомбинации. Температура тогда понизилась до нескольких тысяч градусов. Из атомной физики известно, что при такой температуре начинается объединение (рекомбинация) электронов, бывших до этого свободными частицами, с протонами и ядрами гелия. Именно на этой стадии во Вселенной началось образование атомов, преимущественно водорода и гелия.

Если до рекомбинации ионизованное вещество и излучение активно взаимодействовали друг с другом, то после неё ситуация резко изменилась: кванты света почти перестали «замечать» нейтральные атомы. Вселенная стала прозрачной для излучения, которое начало путешествовать свободно. Именно это излучение улавливаем мы сейчас как реликтовое. Образно говоря, кванты реликтового излучения «запечатлели» эпоху рекомбинации и несут прямую информацию о далёком прошлом. Правда, с тех пор фотоны «покраснели» из-за расширения Вселенной и уменьшили свою энергию примерно в 1000 раз.

После рекомбинации вещество впервые начало эволюционировать самостоятельно, независимо от излучения, и в нём стали появляться уплотнения — зародыши будущих галактик и их скоплений. Вот почему так важны для учёных эксперименты по изучению свойств реликтового излучения — его спектра и пространственных неоднородностей (флуктуации). Их усилия не пропали даром: в начале 90-х гг. российский космический эксперимент «Реликт-2» и американский «Кобе» обнаружили очень маленькие различия температуры реликтового излучения и соседних участков неба. Величина отклонения от средней температуры (2,73 К) составляет всего около тысячной доли процента! Эти вариации температуры несут информацию об отклонении плотности вещества от среднего значения в эпоху рекомбинации. Именно вариации плотности впоследствии привели к образованию наблюдаемых во Вселенной крупномасштабных структур, скоплений галактик и отдельных галактик.

Сразу после рекомбинации ещё не было ни звёзд, ни галактик, ни других космических объектов; вещество было рассеяно во Вселенной почти равномерно. Причина, по которой из однородной среды образовались массивные тела (звёзды, планеты, галактики и т. д.) кроется в силе гравитации. Там, где плотность была чуть выше средней, сильнее было и притяжение, а значит, более плотные образования становились ещё плотнее. И наоборот, области пониженной плотности делались всё разреженнее, поскольку вещество из них уходило в более плотные области. Таким образом, изначально почти однородная среда со временем разделилась на отдельные «облака», из которых сформировались галактики.

По современным представлениям, первые галактики должны были образоваться в эпоху, которая соответствует красным смещениям z ≈ 4 — 8 (напомним, что красным смещением называют изменение длины волны электромагнитного излучения по отношению к исходной длине волны). Наблюдения очень далёких галактик с большими красными смещениями подтверждают, что это наиболее молодые объекты, которые мы видим вскоре после их рождения.

Итак, наблюдая реликтовое излучение, мы углубляемся в прошлое Вселенной. А есть ли шанс заглянуть ещё дальше, в эпоху, предшествовавшую рекомбинации? Ясно, что с помощью электромагнитного излучения этого сделать нельзя, ведь до рекомбинации Вселенная была непрозрачной для квантов света. Пока можно лишь предполагать, что происходило в ранней Вселенной.

Что же было в самом начале? Согласно общей теории относительности, любой вид давления порождает силу тяготения. До момента рекомбинации именно давление электромагнитного излучения в основном создавало гравитационное поле, тормозившее расширение Вселенной. На этой стадии температура изменялась обратно пропорционально квадратному корню из времени, прошедшего с начала расширения:

При малых значениях t температура Вселенной была столь высока, что энергии фотонов хватало для рождения пар всех известных частиц и античастиц.

Рассмотрим последовательно различные стадии расширения Вселенной. Как известно, частицы и античастицы с массой покоя m рождаются электромагнитным полем, если энергия фотонов превышает энергию покоя 2mc² данного сорта частиц (с — скорость света). При Т ≈ 10¹³ К во Вселенной рождались и гибли (аннигилировали) пары различных частиц и их античастиц: протоны, нейтроны, мезоны, электроны, нейтрино и др. При понижении температуры до 5 · 10¹² К почти все протоны и нейтроны аннигилировали, превратившись в кванты излучения; остались только те из них, для которых «не хватило» античастиц. Фотоны, энергия которых к этому моменту стала меньше, уже не'могли порождать частицы и античастицы. Как показали наблюдения реликтового фона, во Вселенной на один бари-он приходится почти 10⁹ фотонов — продуктов аннигиляции. Значит, первоначальный избыток частиц по сравнению с античастицами составлял ничтожную долю (одну миллиардную!) от их общего числа. Именно из этих «избыточных» протонов и нейтронов в основном состоит вещество современной наблюдаемой Вселенной.

При Т ≈ 2 · 10¹⁰ К с веществом перестали взаимодействовать всепроникающие нейтрино — от того момента должен был остаться «реликтовый фон нейтрино», обнаружить который, возможно, удастся в ходе будущих нейтринных экспериментов.

Всё, о чем мы сейчас говорили, происходило при сверхвысоких температурах в первую секунду после па-чала расширения Вселенной. Спустя несколько секунд после момента «рождения» Вселенной началась эпоха первичного нуклеосинтеза, когда образовывались ядра дейтерия, гелия, лития и бериллия. Она продолжалась приблизительно три минуты, а её результатом в основном стало образование ядер гелия (25% от массы водорода). Остальные элементы, более тяжелые, чем гелий, составили ничтожно малую часть вещества — около 0,01%. Определение химического состава (особенно содержания гелия, дейтерия и лития) самых старых звёзд и межзвёздной среды молодых галактик является одним из способов проверки выводов теории горячей Вселенной.

После эпохи нуклеосинтеза и до эпохи рекомбинации (t ≈ 10⁶ лет) происходило спокойное расширение и остывание Вселенной, а затем — спустя сотни миллионов лет после начала расширения — появились первые галактики и звёзды.

До начала 80-х гг. в нашем рассказе здесь можно было бы поставить точку. Однако в последние десятилетия развитие космологии и физики элементарных частиц позволило теоретически рассмотреть и самый начальный, «сверхплотный» период расширения Вселенной.

Оказывается, 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 единице объёма оставалась постоянной. Такую стадию расширения назвали инфляционной. Подобное соыояние материи возможно при одном условии — давление должно быть отрицательным! Однако возможность такого состояния материи, когда она обладь ет отрицательным давлением, следует из современных теорий элементарных частиц. В них предполагаемся существование некоторого необычного поля со странными физическими свойствасо странными физическими свойствами, энергия которого преобладала на самой ранней стадии расширения.

Стадия сверхбыстрого инфляционного расширения охватывала крошечный промежуток времени: она завершилась примерно к моменту t ≈ 10^-36 с. Считается, что настоящее «рождение» элементарных частиц материи в том виде, в каком мы их знаем сейчас, произошло как раз по окончат ши инфляционной стадии и было вызвано «распадом» гипотетического поля. После этого расширение Вселенной продолжалось уже по инерции.

Гипотеза инфляционной Вселенной отвечает па целый ряд важных вопросов космологии, которые до недавнего времени считались необъяснимыми парадоксами, в частности на вопрос о причине расширения Вселенной. Если в своей истории Вселенная действительно прошла через эпоху, когда существовало большое отрицательное давление, то гравитация неизбежно должна была вызвать не притяжение, а взаимное отталкиГвание матери ал ьньк частиц, и значит, Вселенная как целое начала быстро, взрывоподобно расширяться. Конечно, модель инфляционной Вселенной пока лишь гипотеза: даже косвенная проверка её положений требует таких приборов, которые в настоящее время просто ещё не созданы. Однако идея ускоренного расширения Вселенной на самых ранних стадиях её эволюции прочно вошла в современную космологию.

До сих пор остаётся открытым важнейший вопрос что существовало до начала расширения Вселенной? Такая же Вселенная, как наша, но только не расширяющаяся, а сжимающаяся? Или совсем незнакомый нам мир с абсолютно иными свойствами пространства и времени? А возможно, это был мир, управляемый совершенно другими, неизвестными нам законами природы? Эти проблемы настолько сложны, что решать их придётся будущим поколениям космологов.

Подводя итог, можно сказать, что наше знание о строении и эволюции Вселенной переживает настоящую «инфляционную стадию» — время бурного роста, новых идей и важных открытий. Говоря о ранней Вселенной, мы от самых больших космических масштабов вдруг переносимся в область микромира, который описывается законами квантовой механики. Физика элементарных частиц и сверхвысоких энергий тесно переплетается в космологии с физикой гигантских астрономических систем. Самое большое и самое малое смыкаются здесь друг с другом. В этом состоит удивительная красота нашего мира, полного неожиданных взаимосвязей и глубокого единства.