Самовоспроизводящаяся Инфляционная Вселенная. Инфляционная теория возникновения вселенной Инфляция вселенной

Почему против трех астрофизиков ополчились тридцать три известных ученых самых разных специализаций во главе со Стивеном Хокингом, по каким сценариям образовывалась наша Вселенная и верна ли инфляционная теория ее расширения, сайт разбирался вместе со специалистами.

Стандартная теория Большого взрыва и ее проблемы

Теория горячего Большого взрыва установилась в середине XX века, а общепризнанной стала пару десятилетий спустя после открытия реликтового излучения. Она объясняет многие свойства окружающей нас Вселенной и предполагает, что Вселенная возникла из некоторого начального сингулярного состояния (формально бесконечно плотного) и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается.

Само реликтовое излучение - световое «эхо», родившееся спустя всего 380 000 лет после Большого взрыва , - оказалось невероятно ценным источником информации. Львиная доля современной наблюдательной космологии связана с анализом различных параметров реликтового излучения. Оно достаточно однородно, его средняя температура по различным направлениям меняется в масштабе всего 10 –5 , причем эти неоднородности равномерно распределены по небу. В физике такое свойство принято называть статистической изотропией. Это означает, что локально такая величина изменяется, но глобально все выглядит одинаково.

Схема расширения Вселенной

NASA/WMAP Science Team/Wikimedia Commons

Исследуя возмущения реликтового излучения, астрономы с высокой точностью вычисляют многие величины, характеризующие Вселенную в целом: соотношение обычной материи, темной материи и темной энергии, возраст Вселенной, глобальную геометрию Вселенной, вклад нейтрино в эволюцию крупномасштабной структуры и другие.

Несмотря на «общепринятость» теории Большого взрыва, у нее были и недостатки: она не давала ответа на некоторые вопросы возникновения Вселенной. Основные из них получили названия «проблема горизонта» и «проблема плоскостности».

Первая связана с тем, что скорость света конечна, а реликтовое излучение статистически изотропно. Дело в том, что на момент рождения реликтового излучения даже свет не успел пройти расстояние между теми далеко отстоящими на небе точками, откуда мы сегодня его улавливаем. Поэтому непонятно, почему разные области настолько одинаковы, ведь они еще не успели обменяться сигналами с момента рождения Вселенной, их причинные горизонты не пересекаются.

Вторая проблема, проблема плоскостности, связана с неотличимой от нуля (на уровне точности современных экспериментов) глобальной кривизной пространства. Проще говоря, на больших масштабах пространство Вселенной плоское, а из теории горячего Большего взрыва не следует, что плоское пространство более предпочтительно, чем другие варианты кривизны. Поэтому близость этой величины к нулю как минимум неочевидна.

Тридцать три против троих

Для решения этих проблем астрономы создали космологические теории следующего поколения, наиболее успешная из которых - теория инфляционного расширения Вселенной (проще ее называют теорией инфляции). Повышение цен на товары тут ни при чем, хотя оба термина происходят от одного латинского слова - inflatio - «вздутие».

Инфляционная модель Вселенной предполагает, что до горячей стадии (то, что в обычной теории Большого взрыва считается началом времени) существовала другая эпоха с совсем иными свойствами. В то время пространство расширялось экспоненциально быстро благодаря заполнявшему его специфическому полю. За крохотные доли секунды пространство растянулось в невероятное количество раз. Это решило обе вышеупомянутые проблемы: Вселенная оказалась в целом однородной, так как произошла из существовавшего на предыдущей стадии чрезвычайно малого объема. К тому же, если в ней и были какие-то геометрические неоднородности, они разгладились во время инфляционного расширения.

В становлении теории инфляции приняло участие много ученых. Первые модели независимо друг от друга предложили физик, доктор философии Корнеллского университета Алан Гут в США и физик-теоретик, специалист в области гравитации и космологии Алексей Старобинский в СССР около 1980 года. Они отличались механизмами (Гут рассматривал ложный вакуум, а Старобинский - модифицированную общую теорию относительности), но приводили к похожим выводам. Некоторые проблемы изначальных моделей решил советский физик, доктор физико-математических наук, сотрудник Физического института имени П.Н. Лебедева Андрей Линде, который ввел понятие медленно меняющегося потенциала (slow-roll inflation) и объяснил с его помощью завершение стадии экспоненциального расширения. Следующим важным шагом было понимание, что инфляция не порождает идеально симметричную Вселенную, так как необходимо учитывать квантовые флуктуации. Это сделали советские физики, выпускники МФТИ Вячеслав Муханов и Геннадий Чибисов.

Норвежский король Харальд награждает Алана Гута, Андрея Линде и Алексея Старобинского (слева направо) премией Кавли по физике. Осло, сентябрь 2014 года.

Norsk Telegrambyra AS/Reuters

В рамках теории инфляционного расширения ученые делают проверяемые предсказания, некоторые из которых уже подтверждены, но одно из основных - существование реликтовых гравитационных волн - пока подтвердить не удается. Первые попытки их зафиксировать уже делаются , однако на данном этапе это остается за рамками технологических возможностей человечества.

Тем не менее у инфляционной модели Вселенной есть противники, которые считают, что она сформулирована слишком общо, вплоть до того, что с ее помощью можно получить любой результат. Некоторое время эта полемика шла в научной литературе , но недавно группа из трех астрофизиков IS&L (сокращение образовано по первым буквам фамилий ученых - Ijjas, Steinhardt и Loeb - Анны Ийас, Пола Стейнхардта и Абрахама Леба) опубликовала научно-популярное изложение своих претензий к инфляционной космологии в издании Scientific American. В частности, IS&L, ссылаясь на карту температур реликтового излучения, полученную при помощи спутника Planck, считают, что теория инфляции не может быть оценена научными методами. Вместо теории инфляции астрофизики предлагают свой вариант развития событий: якобы Вселенная началась не с Большого взрыва, а с Большого отскока - стремительного сжатия некоей «предыдущей» Вселенной.

В ответ на эту статью 33 ученых, среди которых и основоположники теории инфляции (Алан Гут, Алексей Старобинский, Андрей Линде) и другие известные ученые, например Стивен Хокинг, опубликовали в том же журнале ответное письмо, в котором они категорически не соглашаются с претензиями IS&L.

сайт попросил космологов и астрофизиков высказаться по поводу обоснованности этих претензий, сложностей с интерпретацией предсказаний инфляционных теорий и необходимости пересмотра подхода к теории ранней Вселенной.

Один из основоположников теории инфляционного расширения, профессор физики Стэнфордского университета Андрей Линде, считает претензии надуманными, а сам подход критиков - недобросовестным: «Если отвечать подробно, то получится большая научная статья, а коротко - будет похоже на агитацию. Этим люди и пользуются. Вкратце, лидер критиков - Стейнхардт, который в течение 16 лет пытается создать альтернативу теории инфляции, а в его статьях - ошибка на ошибке. Ну, а когда у самого не получается, то появляется желание обругать более популярные теории, применяя методы, хорошо известные из учебников по истории. Большинство теоретиков перестало их читать, но журналисты очень любят. Физика здесь почти что ни при чем».

Кандидат физико-математических наук, сотрудник Института ядерный исследований РАН Сергей Миронов напоминает, что научная истина не может быть рождена в полемике на непрофессиональном уровне. Критическая статья, по его мнению, написана научно и аргументированно, там сведены вместе различные проблемы инфляционной теории. Подобные обзоры необходимы, они помогают предотвратить закостеневание науки.

Однако ситуация меняется, когда такая дискуссия переходит на страницы популярного издания, потому что, правильно ли таким образом продвигать свою научную идею, вопрос спорный. В связи с этим Миронов отмечает, что ответ на критику смотрится некрасиво, так как одна часть из его авторов вообще не специалисты в рассматриваемой области, а другая сама пишет популярные тексты про инфляционную модель. Миронов обращает внимание, что ответная статья написана так, будто авторы даже не читали работу IS&L, и они не привели никаких контраргументов к ней. Утверждения же о провокационной манере, в которой написана заметка с критикой, означают, что «авторы ответа просто повелись на троллинг».

«Доля истины»

Тем не менее ученые, в том числе сторонники инфляционной модели, признают ее недостатки. Физик Александр Виленкин, профессор и директор института космологии в Университете Тафтса в Медфорде (США), который внес важный вклад в становление современной теории инфляции, замечает: «В заявлениях Стейнхардта и коллег есть доля истины, но я думаю, что их претензии чрезвычайно преувеличены. Инфляция предсказывает существование множества областей, подобных нашей, с начальными условиями, которые определяются квантовыми флуктуациями. Теоретически, любые начальные условия возможны с некоторой вероятностью. Проблема заключается в том, что мы не знаем, как посчитать эти вероятности. Количество областей каждого типа бесконечно, поэтому приходится сравнивать бесконечные числа - эта ситуация называется проблемой меры. Конечно, отсутствие единой меры, выводимой из фундаментальной теории, является тревожным знаком».

Упомянутое множество моделей Сергей Миронов относит к недостаткам теории, так как это позволяет подогнать ее под любые экспериментальные наблюдения. А это означает, что теория не удовлетворяет критерию Поппера (согласно этому критерию теория считается научной, если ее можно опровергнуть при помощи эксперимента, - прим. сайт) , по крайней мере в обозримом будущем. Также к проблемам теории Миронов относит тот факт, что в рамках инфляции начальные условия требуют тонкой подстройки параметров, что делает ее в некотором смысле не натуральной. Специалист по ранней Вселенной, кандидат физико-математических наук, сотрудник Научного института Гран-Сассо Национального института ядерной физики (Италия) Сабир Рамазанов также признает реальность этих проблем, но отмечает, что их существование не обязательно означает, что инфляционная теория неверна, но ряд ее аспектов действительно заслуживает более глубокого осмысления.

Создатель одной из первых инфляционных моделей, академик РАН, главный научный сотрудник Института теоретической физики РАН Алексей Старобинский поясняет, что одна из простейших моделей, которую Андрей Линде предложил в 1983 году, действительно была опровергнута. Она предсказывала слишком много гравитационных волн, поэтому недавно Линде указал, что необходимо пересмотреть инфляционные модели.

Критический эксперимент

Астрономы обращают особое внимание на то, что важным предсказанием, которое стало возможным благодаря теории инфляции, стало предсказание реликтовых гравитационных волн. Специалист по анализу реликтового излучения и наблюдательной космологии, доктор физико-математических наук, ведущий научный сотрудник Специальной астрофизической обсерватории РАН Олег Верходанов считает этот прогноз знаменательным наблюдательным тестом для простейших вариантов инфляционного расширения, в то время как для отстаиваемой критиками теории «Большого отскока» такого решающего эксперимента нет.

Иллюстрация теории Большого отскока

Wikimedia Commons

Поэтому говорить о другой теории можно будет только в том случае, если на реликтовые волны установят серьезные ограничения. Сергей Миронов тоже называет потенциальное открытие таких волн серьезным аргументом в пользу инфляции, однако отмечает, что пока их амплитуда только ограничивается, что уже позволило отмести некоторые варианты, на место которых приходят другие, не предсказывающие слишком сильных первичных гравитационных возмущений. Сабир Рамазанов согласен с важностью этого теста и, более того, считает, что инфляционная теория не может считаться доказанной, пока это явление не будет открыто в наблюдениях. Поэтому пока ключевое предсказание инфляционной модели о существовании первичных гравитационных волн с плоским спектром не подтверждено, говорить об инфляции как о физической реальности рано.

«Правильный ответ, от которого старательно пытаются увести читателя»

Алексей Старобинский подробно разобрал претензии IS&L. Он выделил три главных утверждения.

Утверждение 1. Инфляция предсказывает что угодно. Или ничего.

«Правильный ответ, от которого старательно пытаются увести читателя IS&L, состоит в том, что такие слова, как "инфляция", "квантовая теория поля", "модель элементарных частиц", очень общие: они объединяют множество разных моделей, отличающихся степенью сложности (например, количеством сортов нейтрино)», - разъясняет Старобинский.

После того как ученые зафиксируют входящие в каждую конкретную модель свободные параметры из экспериментов или наблюдений, предсказания модели считаются однозначными. Современная Стандартная модель элементарных частиц содержит около 20 таких параметров (это главным образом массы кварков, массы нейтрино и угол их смешивания). Простейшая из жизнеспособных инфляционных моделей содержит только один такой параметр, величина которого фиксируется измеренной амплитудой начального спектра неоднородностей материи. После этого все остальные предсказания однозначны.

Академик уточняет: «Конечно, ее можно усложнить, добавив новые члены различной физической природы, каждый из которых будет входить с новым свободным числовым параметром. Но, во-первых, и в этом случае предсказания будут не "что угодно", а определенными. А во-вторых, и это самое главное, сегодняшние наблюдения показывают, что эти члены не нужны, на современном уровне точности порядка 10% их нет!»

Утверждение 2. Маловероятно, что в рассматриваемых моделях вообще возникнет инфляционная стадия, поскольку в них у потенциальной энергии инфлатона есть длинное плоское «плато».

«Утверждение ложно, - категоричен Старобинский. - В моих работах 1983 и 1987 годов было доказано, что инфляционный режим в моделях такого типа является общим, то есть он возникает во множестве начальных условий с ненулевой мерой». Впоследствии это было доказано и по более строгим математическим критериям, с численными симуляциями и т. д.

Результаты эксперимента Planck, по словам Старобинского, подвергли сомнению точку зрения, которую неоднократно высказывал Андрей Линде. Согласно ей инфляция должна обязательно начинаться на планковской плотности материи, и, уже начиная с этого предельного для классического описания пространства-времени параметра, материя была распределена однородно. Однако в тех доказательствах, о которых шла речь выше, это не предполагалось. То есть в моделях такого типа перед стадией инфляционного расширения находятся анизотропная и неоднородная стадия эволюции Вселенной с большей, чем при инфляции, кривизной пространства-времени.

«Чтобы было понятнее, воспользуемся следующей аналогией, - поясняет космолог. - В общей теории относительности одним из общих решений являются вращающиеся черные дыры, описываемые метрикой Керра. То, что черные дыры - это общие решения, не значит, что они есть повсюду. Например, их нет в Солнечной системе и в ее окрестностях (к счастью для нас). А значит это то, что, поискав, мы их обязательно найдем. Так оно и произошло». В случае инфляции происходит то же самое – эта промежуточная стадия есть не во всех решениях, но в достаточно широком их классе, так что она вполне может возникнуть в однократной реализации, то есть для нашей Вселенной, которая существует в одном экземпляре. А вот то, насколько вероятно это однократное событие, полностью определяется нашими гипотезами о том, что предшествовало инфляции.

Утверждение 3. Квантовое явление «вечной инфляции», которое имеет место почти во всех инфляционных моделях и влечет за собой возникновение мультивселенной, приводит к полной неопределенности предсказаний инфляционного сценария: «Все, что может случиться, случается».

«Утверждение частично ложно, частично не имеет отношения к наблюдаемым эффектам в нашей Вселенной, - непреклонен академик. - Хотя слова в кавычках заимствованы IS&L из обзоров Виленкина и Гута, их смысл искажен. Там они стояли в другом контексте и значили не больше банального даже для школьника замечания, что уравнения физики (например, механики) можно решать для любых начальных условий: где-нибудь и когда-нибудь эти условия реализуются».

Почему «вечная инфляция» и образование «мультивселенной» не влияют на все процессы в нашей Вселенной после конца инфляционной стадии? Дело в том, что они происходят вне нашего светового конуса прошлого (кстати, и будущего тоже)», - объясняет Старобинский. Поэтому нельзя сказать однозначно, происходят ли они в нашем прошлом, настоящем или будущем. «Строго говоря, это верно с точностью до экспоненциально малых квантово-гравитационных эффектов, но во всех существующих последовательных расчетах такими эффектами всегда пренебрегали», - подчеркивает академик.

«Я не хочу сказать, что не интересно исследовать то, что лежит вне нашего светового конуса прошлого, - продолжает Старобинский, - но прямо с наблюдательными данными это пока не связано. Однако и здесь IS&L сбивают читателя с толку: если описывать "вечную инфляцию" правильно, то при заданных условиях в начале инфляционной стадии никакого произвола в предсказаниях не возникает (хотя не все мои коллеги с этим согласны). Более того, многие предсказания, в частности спектр неоднородностей материи и гравитационных волн, возникающих в конце инфляции, от этих начальных условий вообще не зависят», - добавляет космолог.

«Нет острой необходимости в пересмотре основ физики ранней Вселенной»

Олег Верходанов отмечает, что пока отказываться от текущей парадигмы нет оснований: «Конечно, у инфляции есть простор для интерпретации - семейство моделей. Но и среди них можно выбирать наиболее соответствующие распределению пятен на карте реликтового излучения. Пока большинство результатов миссии Planck играет в пользу инфляции». Алексей Старобинский отмечает, что с данными эксперимента Planck, к которым апеллируют IS&L, хорошо согласуется самая первая модель с де-ситтеровской стадией, предшествовавшей горячему Большому взрыву, которую он предложил еще в 1980 году (во время де-ситтеровской стадии, которая длилась около 10 –35 секунды, Вселенная быстро расширялась, заполняющий ее вакуум как бы растягивался без изменения своих свойств, - прим. сайт).

С ним в целом согласен и Сабир Рамазанов: «Ряд предсказаний - гауссовость спектра первичных возмущений, отсутствие мод постоянной кривизны, наклон спектра - нашел подтверждение в данных WMAP и Planck. Инфляция заслуженно играет главенствующую роль в качестве теории ранней Вселенной. На данный момент нет острой необходимости в пересмотре основ физики ранней Вселенной». Космолог Сергей Миронов также признает положительные качества этой теории: «Сама идея инфляции чрезвычайно элегантна, она одним махом позволяет решить все принципиальные проблемы теории горячего Большого взрыва».

«В целом итог по статье IS&L – пустая болтовня от начала до конца, - подытоживает Старобинский. - Она не имеет отношения к реальным проблемам, над которыми сейчас работают космологи». И в то же время академик добавляет: «Другое дело, что любая модель - как общая теория относительности Эйнштейна, как современная модель элементарных частиц, так и модель инфляции - не есть последнее слово науки. Она всегда только приближенна, и на каком-то уровне точности обязательно появятся малые поправки к ней, из которых мы многое узнаем, так как за ними будет стоять новая физика. Именно такие малые поправки и ищут сейчас астрономы».

С середины 1970-х годов физики начали работать над теоретическими моделями Великого объединения трех фундаментальных взаимодействий - сильного, слабого и электромагнитного. Многие из этих моделей приводили к заключению, что вскоре после Большого взрыва должны были в изобилии рождаться очень массивные частицы, несущие одиночный магнитный заряд. Когда возраст Вселенной достиг 10 -36 секунды (по некоторым оценкам, даже несколько раньше), сильное взаимодействие отделилось от электрослабого и обрело самостоятельность. При этом в вакууме образовались точечные топологические дефекты с массой в 10 15 - 10 16 большей, чем масса тогда еще не существовавшего протона. Когда, в свою очередь, электрослабое взаимодействие разделилось на слабое и электромагнитное и появился настоящий электромагнетизм, эти дефекты обрели магнитные заряды и начали новую жизнь - в виде магнитных монополей.

Разделение фундаментальных взаимодействий в нашей ранней Вселенной носило характер фазового перехода. При очень высоких температурах фундаментальные взаимодействия были объединены, но при остывании ниже критической температуры разделения не произошло [это можно сравнить с переохлаждением воды]. В этот момент энергия скалярного поля, связанного с объединением, превысила температуру Вселенной, что наделило поле отрицательным давлением и послужило причиной космологической инфляции. Вселенная стала очень быстро расширяться, и в момент нарушения симметрии (при температуре около 10 28 К) ее размеры увеличились в 10 50 раз. Скалярное поле, связанное с объединением взаимодействий, исчезло, а его энергия трансформировалась в дальнейшее расширение Вселенной.

ГОРЯЧЕЕ РОЖДЕНИЕ

Эта красивая модель поставила космологию перед малоприятной проблемой. «Северные» магнитные монополи аннигилируют при столкновении с «южными», но в остальном эти частицы стабильны. Из-за огромной по меркам микромира массы нанограммового масштаба вскоре после рождения они были обязаны замедлиться до нерелятивистских скоростей, рассеяться по пространству и сохраниться до наших времен. Согласно стандартной модели Большого взрыва, их нынешняя плотность должна приблизительно совпадать с плотностью протонов. Но в этом случае общая плотность космической энергии как минимум в квадриллион раз превышала бы реальную.
Все попытки обнаружить монополи до сих пор завершались неудачей. Как показал поиск монополей в железных рудах и морской воде, отношение их числа к числу протонов не превышает 10 -30 . Либо этих частиц вообще нет в нашей области пространства, либо столь мало, что приборы неспособны их зарегистрировать, несмотря на четкую магнитную подпись. Это подтверждают и астрономические наблюдения: наличие монополей должно сказываться на магнитных полях нашей Галактики, а этого не обнаружено.
Конечно, можно допустить, что монополей вообще никогда не было. Некоторые модели объединения фундаментальных взаимодействий и в самом деле не предписывают их появления. Но проблемы горизонта и плоской Вселенной остаются. Так получилось, что в конце 1970-х космология столкнулась с серьезными препятствиями, для преодоления которых явно требовались новые идеи.

ОТРИЦАТЕЛЬНОЕ ДАВЛЕНИЕ

И эти идеи не замедлили появиться. Главной из них была гипотеза, согласно которой в космическом пространстве помимо вещества и излучения существует скалярное поле (или поля), создающее отрицательное давление. Такая ситуация выглядит парадоксальной, однако же она встречается в повседневной жизни. Система с положительным давлением, например сжатый газ, при расширении теряет энергию и охлаждается. Эластичная лента, напротив, пребывает в состоянии с отрицательным давлением, ведь, в отличие от газа, она стремится не расшириться, а сжаться. Если такую ленту быстро растянуть, она нагреется и ее тепловая энергия возрастет. При расширении Вселенной поле с отрицательным давлением копит энергию, которая, высвобождаясь, способна породить частицы и кванты света.

ПЛОСКАЯ ПРОБЛЕМА

АСТРОНОМЫ УЖЕ ДАВНО УВЕРИЛИСЬ В ТОМ, ЧТО ЕСЛИ НЫНЕШНЕЕ КОСМИЧЕСКОЕ ПРОСТРАНСТВО И ДЕФОРМИРОВАНО, ТО ДОВОЛЬНО УМЕРЕННО. Модели Фридмана и Леметра позволяют вычислить, какой была искривленность пространства вскоре после Большого взрыва. Кривизна оценивается с помощью безразмерного параметра Ω, равного отношению средней плотности космической энергии к тому ее значению, при котором эта кривизна делается равна нулю, а геометрия Вселенной, соответственно, становится плоской. Лет 40 назад уже не было сомнений, что если этот параметр и отличается от единицы, то не больше, чем в десять раз в ту или иную сторону. Отсюда следует, что через одну секунду после Большого взрыва он отличался от единицы в большую или меньшую сторону всего лишь на 10 -14 ! Случайна такая фантастически точная «настройка» или обусловлена физическими причинами? Именно так в 1979 году сформулировали задачу американские физики Роберт Дике и Джеймс Пиблз.

ПЛОСКАЯ ПРОБЛЕМА

Отрицательное давление может иметь различную величину. Но существует особый случай, когда оно равно плотности космической энергии с обратным знаком. При таком раскладе эта плотность остается постоянной при расширении пространства, поскольку отрицательное давление компенсирует растущее «разрежение» частиц и световых квантов. Из уравнений Фридмана-Леметра следует, что Вселенная в этом случае расширяется экспоненциально.

Гипотеза экспоненциального расширения позволяет разрешить все три проблемы, приведенные выше. Предположим, что Вселенная возникла из крошечного «пузырька» сильно искривленного пространства, который претерпел превращение, наделившее пространство отрицательным давлением и тем заставившее его расширяться по экспоненциальному закону. Естественно, что после исчезновения этого давления Вселенная возвратится к прежнему «нормальному» расширению.

РЕШЕНИЕ ПРОБЛЕМ

Будем считать, что радиус Вселенной перед выходом на экспоненту всего на несколько порядков превышал планковскую длину, 10 -35 м. Если в экспоненциальной фазе он вырастет, скажем, в 10 50 раз, то к ее концу достигнет тысяч световых лет. Каким бы ни было отличие параметра кривизны пространства от единицы до начала расширения, к его концу оно уменьшится в 10 -100 раз, то есть пространство станет идеально плоским!
Аналогично решается проблема монополей. Если топологические дефекты, ставшие их предшественниками, возникли до или даже в процессе экспоненциального расширения, то к его концу они должны отдалиться друг от друга на исполинские расстояния, С тех пор Вселенная еще изрядно расширилась, и плотность монополей упала практически до нуля. Вычисления показывают, что даже если исследовать космический кубик с ребром а миллиард световых лет, то там с высочайшей степенью вероятности не найдется ни единого монополя.
Гипотеза экспоненциального расширения подсказывает и простое избавление от проблемы горизонта. Предположим, что размер зародышевого «пузырька», положивше- го начало нашей Вселенной, не превышал пути, который успел пройти свет после Большого взрыва. В этом случае в нем могло установиться тепловое равновесие, обеспечившее равенство температур по всему объему, которое сохранилось при экспоненциальном расширении. Подобное объяснение присутствует во многих учебниках космологии, однако можно обойтись и без него.

ИЗ ОДНОГО ПУЗЫРЯ

На рубеже 1970-1980-х несколько теоретиков, первым из которых стал советский физик Алексей Старобинский, рассмотрели модели ранней эволюции Вселенной с короткой стадией экспоненциального расширения. В 1981 году американец Алан Гут опубликовал работу, привлекшую к этой идее всеобщее внимание. Он первым понял, что подобное расширение (скорее всего, завершившееся на возрастной отметке в 10 -34 с) снимает проблему монополей, которыми он поначалу и занимался, и указывает путь к разрешению неувязок с плоской геометрией и горизонтом. Гут красиво назвал такое расширение космологической инфляцией, и этот термин стал общепринятым.

ТАМ, ЗА ГОРИЗОНТОМ

ПРОБЛЕМА ГОРИЗОНТА СВЯЗАНА С РЕЛИКТОВЫМ ИЗЛУЧЕНИЕМ, ИЗ КАКОЙ БЫ ТОЧКИ ГОРИЗОНТА ОНО НИ ПРИШЛО, ЕГО ТЕМПЕРАТУРА ПОСТОЯННА С ТОЧНОСТЬЮ ДО 0,001%. В 1970-х этих данных еще не было, но астрономы и тогда полагали, что колебаний не превышают 0,1%. В этом и состояла загадка. Кванты микроволнового излучения разлетелись по космосу приблизительно через 400 000 лет после Большого взрыва. Если Вселенная все время эволюционировала по Фрид-ману-Леметру, то фотоны, пришедшие на Землю с участков небесной сферы, разделенных угловым расстоянием более двух градусов, были испущены из областей пространства, которые тогда не могли иметь друг с другом ничего общего. Между ними лежали расстояния, которые свет попросту не успел бы преодолеть за все время тогдашнего существования Вселенной - иначе говоря, их космологические горизонты не пересекались. Поэтому у них не было возможности установить друг с другом тепловое равновесие, которое почти точно уравняло бы их температуры. Но если эти области не были связаны в ранние моменты образования, как они оказались практически одинаково нагреты? Если это и совпадение, то слишком уж странное.

ПЛОСКАЯ ПРОБЛЕМА

Но модель Гута все же имела серьезный недостаток. Она допускала возникновение множества инфляционных областей, претерпевающих столкновения друг с другом. Это вело к формированию сильно неупорядоченного космоса с неоднородной плотностью вещества и излучения, который совершенно не похож на реальное космическое пространство. Однако вскоре Андрей Линде из Физического института Академии наук (ФИАН), а чуть позже Андреас Альбрехт с Полом Стейнхардтом из Университета Пенсильвании показали, что если изменить уравнение скалярного поля, то все становится на свои места. Отсюда следовал сценарий, по которому вся наша наблюдаемая Вселенная возникла из одного вакуумного пузыря, отделенного от других инфляционных областей непредставимо большими расстояниями.

ХАОТИЧЕСКАЯ ИНФЛЯЦИЯ

В 1983 году Андрей Линде совершил очередной прорыв, разработав теорию хаотической инфляции, которая позволила объяснить и состав Вселенной, и однородность реликтового излучения. Во время инфляции любые предшествующие неоднородности скалярного поля растягиваются настолько, что практически исчезают. На завершающем этапе инфляции это поле начинает быстро осциллировать вблизи минимума своей потенциальной энергии. При этом в изобилии рождаются частицы и фотоны, которые интенсивно взаимодействуют друг с другом и достигают равновесной температуры. Так что по окончании инфляции мы имеем плоскую горячую Вселенную, которая затем расширяется уже по сценарию Большого взрыва. Этот механизм объясняет, почему сегодня мы наблюдаем реликтовое излучение с мизерными колебаниями температуры, которые можно приписать квантовым флуктуациям в первой фазе существования Вселенной. Таким образом, теория хаотической инфляции разрешила проблему горизонта и без допущения, что до начала экспоненциального расширения зародышевая Вселенная пребывала в состоянии теплового равновесия.

Согласно модели Линде, распределение вещества и излучения в пространстве после инфляции просто обязано быть почти идеально однородным, за исключением следов первичных квантовых флуктуаций. Эти флуктуации породили локальные колебания плотности, которые со временем дали начало галактическим скоплениям и разделяющим их космическим пустотам. Очень важно, что без инфляционного "растяжения" флуктуации оказались бы слишком слабыми и не смогли бы стать зародышами галактик. В общем, инфляционный механизм обладает чрезвычайно мощной и универсальной космологической креативностью - если угодно, предстает в качестве вселенского демиурга. Так что заглавие этой статьи - отнюдь не преувеличение.
В масштабах порядка сотых долей величины Вселенной (сейчас это сотни мегапарсек) ее состав был и остается однородным и изотропным. Однако на шкале всего космоса однородность исчезает. Инфляция прекращается в одной области и начинается в другой, и так до бесконечности. Это самовоспроизводящийся бесконечный процесс, порождающий ветвящееся множество миров - Мультивселенную. Одни и те же фундаментальные физические законы могут там реализоваться в различных ипостасях - к примеру, внутриядерные силы и заряд электрона в других вселенных могут оказаться отличными от наших. Эту фантастическую картину в настоящее время на полном серьезе обсуждают и физики, и космологи.

БОРЬБА ИДЕЙ

«Основные идеи инфляционного сценария были сформулированы три десятка лет назад, - объясняет один из авторов инфляционной космологии, профессор Стэнфордского университета Андрей Линде. - После этого главной задачей стала разработка реалистических теорий, основанных на этих идеях, но только критерии реалистичности не раз изменялись. В 1980-х доминировало мнение, что инфляцию удастся понять с помощью моделей Великого объединения. Потом надежды растаяли, и инфляцию стали интерпретировать в контексте теории супергравитации, а позднее - теории суперструн. Однако такой путь оказался очень нелегким. Во-первых, обе эти теории используют чрезвычайно сложную математику, а во-вторых, они так устроены, что реализовать с их помощью инфляционный сценарий весьма и весьма непросто. Поэтому прогресс здесь оказался довольно медленным. В 2000 году трое японских ученых с немалым трудом получили в рамках теории супергравитации модель хаотической инфляции, которую я придумал почти на 20 лет раньше. Спустя три года мы в Стэнфорде сделали работу, которая показала принципиальную возможность конструирования инфляционных моделей с помощью теории суперструн и объясняла на ее основе четырехмерность нашего мира. Конкретно, мы выяснили, что так можно получить вакуумное состояние с положительной космологической постоянной, которое необходимо для запуска инфляции. Наш подход с успехом развили другие ученые, и это весьма способствовало прогрессу космологии. Сейчас понятно, что теория суперструн допускает существование гигантского количества вакуумных состояний, дающих начало экспоненциальному расширению Вселенной.
Теперь следует сделать еще один шаг и понять устройство нашей Вселенной. Эти работы ведутся, но встречают огромные технические трудности, и что получится в результате, пока не ясно. Мои коллеги и я последние два года занимаемся семейством гибридных моделей, которые опираются и на суперструны, и на супергравитацию. Прогресс есть, мы уже способны описать многие реально существующие вещи. Например, мы близки к пониманию того, почему сейчас столь невелика плотность энергии вакуума, которая всего втрое превышает плотность частиц и излучения. Но необходимо двигаться дальше. Мы с нетерпением ожидаем результатов наблюдений космической обсерватории Planck, которая измеряет спектральные характеристики реликтового излучения с очень высоким разрешением. Не исключено, что показания ее приборов пустят под нож целые классы инфляционных моделей и дадут стимул к развитию альтернативных теорий».
Инфляционная космология может похвастаться немалым числом замечательных достижений. Она предсказала плоскую геометрию нашей Вселенной задолго до того, как этот факт подтвердили астрономы и астрофизики. Вплоть до конца 1990-х считалось, что при полном учете всего вещества Вселенной численная величина параметра Ω не превышает 1/3. Понадобилось открыть темную энергию, чтобы удостовериться, что эта величина практически равна единице, как и следует из инфляционного сценария. Были предсказаны колебания температуры реликтового излучения и заранее вычислен их спектр. Подобных примеров немало. Попытки опровергнуть инфляционную теорию предпринимались неоднократно, но это никому не удалось. Кроме того, как считает Андрей Линде, в последние годы сложилась концепция множественности вселенных, формирование которой вполне можно назвать научной революцией: «Несмотря на свою незавершенность, она становится частью культуры нового поколения физиков и космологов».

НАРАВНЕ С ЭВОЛЮЦИЕЙ

«Инфляционная парадигма реализована сейчас во множестве вариантов, среди которых нет признанного лидера, - говорит директор Института космологии при университете Тафтса Александр Виленкин. - Моделей много, но никто не знает, которая из них правильная. Поэтому говорить о каком-то драматическом прогрессе, достигнутом в последние годы, я бы не стал. Да и сложностей пока хватает. Например, не совсем понятно, как сравнивать вероятности событий, предсказанных той или иной моделью. В вечной вселенной любое событие должно происходить бесчисленное множество раз. Так что для вычисления вероятностей надо сравнивать бесконечности, а это очень непросто. Также существует нерешенная проблема начала инфляции. Скорее всего, без него не обойтись, но еще не понятно, как к нему подобраться. И все же у инфляционной картины мира нет серьезных конкурентов. Я бы сравнил ее с теорией Дарвина, которая поначалу тоже имела множество неувязок. Однако альтернативы у нее так и не появилось, и в конце концов она завоевала признание ученых. Мне кажется, что и концепция космологической инфляции прекрасно справится со всеми трудностями».

Один из фрагментов первой микросекунды жизни вселенной сыграл огромную роль в ее дальнейшей эволюции.

Потеря связи Реликтовое излучение, которое мы сейчас видим с Земли, приходит с расстояния 46 млрд световых лет (по сопутствующей шкале), пропутешествовав чуть менее 14 млрд лет. Однако когда это излучение начало свое странствие, возраст Вселенной насчитывал всего лишь 300 000 лет. За это время свет мог пройти путь, соответственно, лишь в 300 000 световых лет (маленькие окружности), и две точки на иллюстрации просто не смогли бы связаться друг с другом - их космологические горизонты не пересекаются.

Алексей Левин

Концептуальный прорыв стал возможным благодаря очень красивой гипотезе, родившейся в попытках найти выход из трех серьезных неувязок теории Большого взрыва — проблемы плоской Вселенной, проблемы горизонта и проблемы магнитных монополей.

Редкая частица

С середины 1970-х годов физики начали работать над теоретическими моделями Великого объединения трех фундаментальных взаимодействий — сильного, слабого и электромагнитного. Многие из этих моделей приводили к заключению, что вскоре после Большого взрыва должны были в изобилии рождаться очень массивные частицы, несущие одиночный магнитный заряд. Когда возраст Вселенной достиг 10 -36 секунды (по некоторым оценкам, даже несколько раньше), сильное взаимодействие отделилось от электрослабого и обрело самостоятельность. При этом в вакууме образовались точечные топологические дефекты с массой в 10 15 -10 16 большей, чем масса тогда еще не существовавшего протона. Когда, в свою очередь, электрослабое взаимодействие разделилось на слабое и электромагнитное и появился настоящий электромагнетизм, эти дефекты обрели магнитные заряды и начали новую жизнь — в виде магнитных монополей.

Реликтовое излучение, которое мы сейчас видим с Земли, приходит с расстояния 46 млрд. световых лет (по сопутствующей шкале), пропутешествовав чуть менее 14 млрд лет. Однако когда это излучение начало свое путешествие, возраст Вселенной насчитывал всего лишь 300 000 лет. За это время свет мог пройти, соответственно, лишь 300 000 световых лет (маленькие окружности), и две точки на иллюстрации просто не смогли бы связаться друг с другом — их космологические горизонты не пересекаются.

Эта красивая модель поставила космологию перед малоприятной проблемой. «Северные» магнитные монополи аннигилируют при столкновении с «южными», но в остальном эти частицы стабильны. Из-за огромной по меркам микромира массы нанограммового масштаба вскоре после рождения они были обязаны замедлиться до нерелятивистских скоростей, рассеяться по пространству и сохраниться до наших времен. Согласно стандартной модели Большого взрыва, их нынешняя плотность должна приблизительно совпадать с плотностью протонов. Но в этом случае общая плотность космической энергии как минимум в квадриллион раз превышала бы реальную.

Все попытки обнаружить монополи до сих пор завершались неудачей. Как показал поиск монополей в железных рудах и морской воде, отношение их числа к числу протонов не превышает 10 -30 . Либо этих частиц вообще нет в нашей области пространства, либо столь мало, что приборы неспособны их зарегистрировать, несмотря на четкую магнитную подпись. Это подтверждают и астрономические наблюдения: наличие монополей должно сказываться на магнитных полях нашей Галактики, а этого не обнаружено.

Плоская проблема

Астрономы уже давно уверились в том, что если нынешнее космическое пространство и деформировано, то довольно умеренно. Модели Фридмана и Леметра позволяют вычислить, какой была эта искривленность вскоре после Большого Взрыва, чтобы находиться в согласии с современными измерениями. Кривизна пространства оценивается с помощью безразмерного параметра Ω, равного отношению средней плотности космической энергии к тому ее значению, при котором эта кривизна делается равна нулю, а геометрия Вселенной, соответственно, становится плоской. Лет сорок назад уже не было сомнений, что если этот параметр и отличается от единицы, то не больше, чем в десять раз в ту или иную сторону. Отсюда следует, что через одну секунду после Большого взрыва он отличался от единицы в большую или меньшую сторону всего лишь на 10 -14 ! Является ли такая фантастически точная «настройка» случайной или она обусловлена физическими причинами? Именно так в 1979 году задачу сформулировали американские физики Роберт Дике и Джеймс Пиблз.

Конечно, можно допустить, что монополей вообще никогда не было. Некоторые модели объединения фундаментальных взаимодействий и в самом деле не предписывают их появления. Но проблемы горизонта и плоской Вселенной остаются. Так получилось, что в конце 1970-х космология столкнулась с серьезными препятствиями, для преодоления которых явно требовались новые идеи.

Отрицательное давление

И эти идеи не замедлили появиться. Главной из них была гипотеза, согласно которой в космическом пространстве помимо вещества и излучения существует скалярное поле (или поля), создающее отрицательное давление. Такая ситуация выглядит парадоксальной, однако же она встречается в повседневной жизни. Система с положительным давлением, например сжатый газ, при расширении теряет энергию и охлаждается. Эластичная лента, напротив, пребывает в состоянии с отрицательным давлением, ведь, в отличие от газа, она стремится не расшириться, а сжаться. Если такую ленту быстро растянуть, она нагреется и ее тепловая энергия возрастет. При расширении Вселенной поле с отрицательным давлением копит энергию, которая, высвобождаясь, способна породить частицы и кванты света.

Локальная геометрия вселенной определяется безразмерным параметром Ω: если он меньше единицы, вселенная будет гиперболической (открытой), если больше — сферической (закрытой), а если в точности равен единице — плоской. Даже очень небольшие отклонения от единицы со временем могут привести к значительному изменению этого параметра. На иллюстрации синим показан график параметра для нашей Вселенной.

Отрицательное давление может иметь различную величину. Но существует особый случай, когда оно равно плотности космической энергии с обратным знаком. При таком раскладе эта плотность остается постоянной при расширении пространства, поскольку отрицательное давление компенсирует растущее «разрежение» частиц и световых квантов. Из уравнений Фридмана-Леметра следует, что Вселенная в этом случае расширяется экспоненциально.

Гипотеза экспоненциального расширения позволяет разрешить все три проблемы, приведенные выше. Предположим, что Вселенная возникла из крошечного «пузырька» сильно искривленного пространства, который претерпел превращение, наделившее пространство отрицательным давлением и тем заставившее его расширяться по экспоненциальному закону. Естественно, что после исчезновения этого давления Вселенная возвратится к прежнему «нормальному» расширению.

Решение проблем

Будем считать, что радиус Вселенной перед выходом на экспоненту всего на несколько порядков превышал планковскую длину, 10 -35 м. Если в экспоненциальной фазе он вырастет, скажем, в 10 50 раз, то к ее концу достигнет тысяч световых лет. Каким бы ни было отличие параметра кривизны пространства от единицы до начала расширения, к его концу оно уменьшится в 10 -100 раз, то есть пространство станет идеально плоским!

Аналогично решается проблема монополей. Если топологические дефекты, ставшие их предшественниками, возникли до или даже в процессе экспоненциального расширения, то к его концу они должны отдалиться друг от друга на исполинские расстояния. С тех пор Вселенная еще изрядно расширилась, и плотность монополей упала практически до нуля. Вычисления показывают, что даже если исследовать космический кубик с ребром в миллиард световых лет, то там с высочайшей степенью вероятности не найдется ни единого монополя.

Гипотеза экспоненциального расширения подсказывает и простое избавление от проблемы горизонта. Предположим, что размер зародышевого «пузырька», положившего начало нашей Вселенной, не превышал пути, который успел пройти свет после Большого взрыва. В этом случае в нем могло установиться тепловое равновесие, обеспечившее равенство температур по всему объему, которое сохранилось при экспоненциальном расширении. Подобное объяснение присутствует во многих учебниках космологии, однако можно обойтись и без него.

Из одного пузыря

На рубеже 1970−1980-х несколько теоретиков, первым из которых стал советский физик Алексей Старобинский, рассмотрели модели ранней эволюции Вселенной с короткой стадией экспоненциального расширения. В 1981 году американец Алан Гут опубликовал работу, привлекшую к этой идее всеобщее внимание. Он первым понял, что подобное расширение (скорее всего, завершившееся на возрастной отметке в 10 -34 с) снимает проблему монополей, которыми он поначалу и занимался, и указывает путь к разрешению неувязок с плоской геометрией и горизонтом. Гут красиво назвал такое расширение космологической инфляцией, и этот термин стал общепринятым.

Нормальное расширение со скоростями, меньшими скорости света, приводит к тому, что вся Вселенная рано или поздно будет находиться внутри нашего горизонта событий. Инфляционное расширение со скоростями, значительно превышающими скорость света, привело к тому, что нашему наблюдению доступна лишь малая часть Вселенной, образовавшейся при Большом Взрыве. Это позволяет решить проблему горизонта и объяснить одинаковую температуру реликтового излучения, приходящего из различных точек небосвода.

Но модель Гута все же имела серьезный недостаток. Она допускала возникновение множества инфляционных областей, претерпевающих столкновения друг с другом. Это вело к формированию сильно неупорядоченного космоса с неоднородной плотностью вещества и излучения, который совершенно не похож на реальное космическое пространство. Однако вскоре Андрей Линде из Физического института Академии наук (ФИАН), а чуть позже Андреас Альбрехт с Полом Стейнхардтом из Университета Пенсильвании показали, что если изменить уравнение скалярного поля, то все становится на свои места. Отсюда следовал сценарий, по которому вся наша наблюдаемая Вселенная возникла из одного вакуумного пузыря, отделенного от других инфляционных областей непредставимо большими расстояниями.

Хаотическая инфляция

В 1983 году Андрей Линде совершил очередной прорыв, разработав теорию хаотической инфляции, которая позволила объяснить и состав Вселенной, и однородность реликтового излучения. Во время инфляции любые предшествующие неоднородности скалярного поля растягиваются настолько, что практически исчезают. На завершающем этапе инфляции это поле начинает быстро осциллировать вблизи минимума своей потенциальной энергии. При этом в изобилии рождаются частицы и фотоны, которые интенсивно взаимодействуют друг с другом и достигают равновесной температуры. Так что по окончании инфляции мы имеем плоскую горячую Вселенную, которая затем расширяется уже по сценарию Большого взрыва. Этот механизм объясняет, почему сегодня мы наблюдаем реликтовое излучение с мизерными колебаниями температуры, которые можно приписать квантовым флуктуациям в первой фазе существования Вселенной. Таким образом, теория хаотической инфляции разрешила проблему горизонта и без допущения, что до начала экспоненциального расширения зародышевая Вселенная пребывала в состоянии теплового равновесия.

Согласно модели Линде, распределение вещества и излучения в пространстве после инфляции просто обязано быть почти идеально однородным, за исключением следов первичных квантовых флуктуаций. Эти флуктуации породили локальные колебания плотности, которые со временем дали начало галактическим скоплениям и разделяющим их космическим пустотам. Очень важно, что без инфляционного «растяжения» флуктуации оказались бы слишком слабыми и не смогли бы стать зародышами галактик. В общем, инфляционный механизм обладает чрезвычайно мощной и универсальной космологической креативностью — если угодно, предстает в качестве вселенского демиурга. Так что заглавие этой статьи — отнюдь не преувеличение.

В масштабах порядка сотых долей величины Вселенной (сейчас это сотни мегапарсек) ее состав был и остается однородным и изотропным. Однако на шкале всего космоса однородность исчезает. Инфляция прекращается водной области и начинается в другой, и так до бесконечности. Это самовоспроизводящийся бесконечный процесс, порождающий ветвящееся множество миров — Мультивселенную. Одни и те же фундаментальные физические законы могут там реализоваться в различных ипостасях — к примеру, внутриядерные силы и заряд электрона в других вселенных могут оказаться отличными от наших. Эту фантастическую картину в настоящее время на полном серьезе обсуждают и физики, и космологи.

Увеличивающаяся сфера демонстрирует решение проблемы плоской Вселенной в рамках инфляционной космологии. По мере роста радиуса сферы выбранный участок ее поверхности становится все более и более плоским. Точно таким же образом экспоненциальное расширение пространства-времени на этапе инфляции привело к тому, что сейчас наша Вселенная является почти плоской.

Борьба идей

«Основные идеи инфляционного сценария были сформулированы три десятка лет назад, — объясняет «ПМ» один из авторов инфляционной космологии, профессор Стэнфордского университета Андрей Линде. — После этого главной задачей стала разработка реалистических теорий, основанных на этих идеях, но только критерии реалистичности не раз изменялись. В 1980-х доминировало мнение, что инфляцию удастся понять с помощью моделей Великого объединения. Потом надежды растаяли, и инфляцию стали интерпретировать в контексте теории супергравитации, а позднее — теории суперструн. Однако такой путь оказался очень нелегким. Во‑первых, обе эти теории используют чрезвычайно сложную математику, а во-вторых, они так устроены, что реализовать с их помощью инфляционный сценарий весьма и весьма непросто. Поэтому прогресс здесь оказался довольно медленным. В 2000 году трое японских ученых с немалым трудом получили в рамках теории супергравитации модель хаотической инфляции, которую я придумал почти на 20 лет раньше. Спустя три года мы в Стэнфорде сделали работу, которая показала принципиальную возможность конструирования инфляционных моделей с помощью теории суперструн и объясняла на ее основе четырехмерность нашего мира. Конкретно, мы выяснили, что так можно получить вакуумное состояние с положительной космологической постоянной, которое необходимо для запуска инфляции. Наш подход с успехом развили другие ученые, и это весьма способствовало прогрессу космологии. Сейчас понятно, что теория суперструн допускает существование гигантского количества вакуумных состояний, дающих начало экспоненциальному расширению Вселенной.

Теперь следует сделать еще один шаг и понять устройство нашей Вселенной. Эти работы ведутся, но встречают огромные технические трудности, и что получится в результате, пока не ясно. Мои коллеги и я последние два года занимаемся семейством гибридных моделей, которые опираются и на суперструны, и на супергравитацию. Прогресс есть, мы уже способны описать многие реально существующие вещи. Например, мы близки к пониманию того, почему сейчас столь невелика плотность энергии вакуума, которая всего втрое превышает плотность частиц и излучения. Но необходимо двигаться дальше. Мы с нетерпением ожидаем результатов наблюдений космической обсерватории Planck, которая измеряет спектральные характеристики реликтового излучения с очень высоким разрешением. Не исключено, что показания ее приборов пустят под нож целые классы инфляционных моделей и дадут стимул к развитию альтернативных теорий».

Модель космологической инфляции, решающая многие неувязки теории Большого Взрыва, утверждает, что за очень короткое время размер пузырька, из которой образовалась наша Вселенная, увеличился в 10 50 раз. После этого Вселенная продолжила расширяться, но уже значительно медленнее.

Инфляционная космология может похвастаться немалым числом замечательных достижений. Она предсказала плоскую геометрию нашей Вселенной задолго до того, как этот факт подтвердили астрономы и астрофизики. Вплоть до конца 1990-х считалось, что при полном учете всего вещества Вселенной численная величина параметра не превышает 1/3. Понадобилось открыть темную энергию, чтобы удостовериться, что эта величина практически равна единице, как и следует из инфляционного сценария. Были предсказаны колебания температуры реликтового излучения и заранее вычислен их спектр. Подобных примеров немало. Попытки опровергнуть инфляционную теорию предпринимались неоднократно, но это никому не удалось. Кроме того, как считает Андрей Линде, в последние годы сложилась концепция множественности вселенных, формирование которой вполне можно назвать научной революцией: «Несмотря на свою незавершенность, она становится частью культуры нового поколения физиков и космологов».

Наравне с эволюцией

«Инфляционная парадигма реализована сейчас во множестве вариантов, среди которых нет признанного лидера, — говорит директор Института космологии при университете Тафтса Александр Виленкин. — Моделей много, но никто не знает, которая из них правильная. Поэтому говорить о каком-то драматическом прогрессе, достигнутом в последние годы, я бы не стал. Да и сложностей пока хватает. Например, не совсем понятно, как сравнивать вероятности событий, предсказанных той или иной моделью. В вечной вселенной любое событие должно происходить бесчисленное множество раз. Так что для вычисления вероятностей надо сравнивать бесконечности, а это очень непросто. Также существует нерешенная проблема начала инфляции. Скорее всего, без него не обойтись, но еще не понятно, как к нему подобраться. И все же у инфляционной картины мира нет серьезных конкурентов. Я бы сравнил ее с теорией Дарвина, которая поначалу тоже имела множество неувязок. Однако альтернативы у нее так и не появилось, и в конце концов она завоевала признание ученых. Мне кажется, что и концепция космологической инфляции прекрасно справится со всеми трудностями».

Сразу после зарождения Вселенная расширялась невероятно быстро.

С 30-х годов XX века астрофизики уже знали, что, согласно закону Хаббла , Вселенная расширяется, а значит, она имела свое начало в определенный момент в прошлом. Задача астрофизиков, таким образом, внешне выглядела простой: отследить все стадии хаббловского расширения в обратной хронологии, применяя на каждой стадии соответствующие физические законы, и, пройдя этот путь до конца — точнее, до самого начала, — понять, как именно всё происходило.

В конце 1970-х годов, однако, оставались нерешенными несколько фундаментальных проблем, связанных с ранней Вселенной, а именно:

• Проблема антивещества . Согласно законам физики, вещество и антивещество имеют равное право на существование во Вселенной (см. Античастицы), однако Вселенная практически полностью состоит из вещества. Почему так произошло?
• Проблема горизонта. По фоновому космическому излучению (см. Большой взрыв) мы можем определить, что температура Вселенной везде примерно одинакова, однако отдельные ее части (скопления галактик) не могли находиться в контакте (как принято говорить, они были за пределами горизонта друг друга). Как же получилось, что между ними установилось тепловое равновесие?
• Проблема распрямления пространства. Вселенная, судя по всему, обладает именно той массой и энергией, которые необходимы для того, чтобы замедлить и остановить хаббловское расширение. Почему из всех возможных масс Вселенная имеет именно такую?

Ключом к решению этих проблем послужила идея, что сразу после своего рождения Вселенная была очень плотной и очень горячей. Всё вещество в ней представляло собой раскаленную массу кварков и лептонов (см. Стандартная модель), у которых не было никакой возможности объединиться в атомы. Действующим в современной Вселенной различным силам (таким, как электромагнитные и гравитационные силы) тогда соответствовало единое поле силового взаимодействия (см. Универсальные теории). Но когда Вселенная расширилась и остыла, гипотетическое единое поле распалось на несколько сил (см. Ранняя Вселенная).

В 1981 году американский физик Алан Гут осознал, что выделение сильных взаимодействий из единого поля, случившееся примерно через 10 -35 секунды после рождения Вселенной (только задумайтесь — это 34 нуля и единица после запятой!), стало поворотным моментом в ее развитии. Произошел фазовый переход вещества из одного состояния в другое в масштабах Вселенной — явление, подобное превращению воды в лед. И как при замерзании воды ее беспорядочно движущиеся молекулы вдруг «схватываются» и образуют строгую кристаллическую структуру, так под влиянием выделившихся сильных взаимодействий произошла мгновенная перестройка, своеобразная «кристаллизация» вещества во Вселенной.

Кто видел, как лопаются водопроводные трубы или трубки автомобильного радиатора на сильном морозе, стоит только воде в них превратиться в лед, тот на собственном опыте знает, что вода при замерзании расширяется. Алану Гуту удалось показать, что при разделении сильных и слабых взаимодействий во Вселенной произошло нечто подобное — скачкообразное расширение. Это расширение, которое называется инфляционным , во много раз быстрее обычного хаббловского расширения. Примерно за 10 -32 секунды Вселенная расширилась на 50 порядков — была меньше протона, а стала размером с грейпфрут (для сравнения: вода при замерзании расширяется всего на 10%). И это стремительное инфляционное расширение Вселенной снимает две из трех вышеназванных проблем, непосредственно объясняя их.

Решение проблемы распрямления пространства нагляднее всего демонстрирует следующий пример: представьте координатную сетку, нарисованную на тонкой эластичной карте, которую затем смяли как попало. Если теперь взять и сильно встряхнуть эту смятую в комок эластичную карту, она снова примет плоский вид, а координатные линии на ней восстановятся, независимо от того, насколько сильно мы деформировали ее, когда скомкали. Аналогичным образом, не важно, насколько искривленным было пространство Вселенной на момент начала ее инфляционного расширения, главное — по завершении этого расширения пространство оказалось полностью распрямленным. А поскольку из теории относительности мы знаем, что кривизна пространства зависит от количества материи и энергии в нем, становится понятно, почему во Вселенной находится ровно столько материи, сколько необходимо, чтобы уравновесить хаббловское расширение.

Объясняет инфляционная модель и проблему горизонта , хотя не так прямо. Из теории излучения черного тела мы знаем, что излучение, испускаемое телом, зависит от его температуры. Таким образом, по спектрам излучения удаленных участков Вселенной мы можем определить их температуру. Такие измерения дали ошеломляющие результаты: оказалось, что в любой наблюдаемой точке Вселенной температура (с погрешностью измерения до четырех знаков после запятой) одна и та же. Если исходить из модели обычного хаббловского расширения, то вещество сразу же после Большого взрыва должно было разлететься слишком далеко, чтобы температуры могли уравняться. Согласно же инфляционной модели, вещество Вселенной до момента t = 10 -35 секунды оставалось гораздо более компактным, чем при хаббловском расширении. Этого чрезвычайно краткого периода было вполне достаточно, чтобы установилось термическое равновесие, которое не было нарушено на стадии инфляционного расширения и сохранилось до сих пор.

Американский физик, специалист в области элементарных частиц и космологии. Родился в Нью-Брюнсвике, штат Нью-Джерси. Докторскую степень получил в Массачусетском технологическом институте, куда в 1986 году и вернулся, став профессором физики. Свою теорию инфляционного расширения Вселенной Гут разработал еще в Стэнфордском университете, занимаясь теорией элементарных частиц . Известен его отзыв о Вселенной как о «бескрайней скатерти-самобранке».

В теории, представляющей собой основу всей современной космологии, возможно, скрыты глубокие противоречия. Вселенная без инфляционной стадии? Возможен пересмотр концепции стремительного раздувания ранней Вселенной (отмечено желтым) в эпоху, следовавшую за Большим взрывом.

Около 30 лет назад Алан Гут (Alan Guth), будучи еще кандидатом наук, провел серию семинаров в Ускорительном центре в Стэнфорде, на которых ввел в лексикон космологии слово «инфляция». Этот термин означает эпоху стремительного экспоненциального расширения Вселенной, имевшего место на ранних этапах ее развития, в первые мгновения после Большого взрыва. Один из семинаров Гута состоялся в Гарварде, где произвел сильное впечатление на многих специалистов в области астрофизики, теории относительности и физики частиц, в том числе и на автора этой статьи, тоже тогда еще молодого и полного энтузиазма кандидата наук. Современная теория инфляции - одна из сфер наиболее активной деятельности космологов и источник интереснейших открытий и теорий.

ОСНОВНЫЕ ПОЛОЖЕНИЯ

Идея космологической инфляции настолько глубоко укоренилась в сознании ученых, что принимается как доказанная. Согласно этой концепции, ранняя Вселенная подверглась резкому экспоненциальному расширению, которое и определило глобальную однородность и плоскостность нашего современного мира.

Однако основатели и некоторые разработчики теории инфляции полагают, что эта концепция может быть изначально ошибочна. Для начала инфляции Вселенная должна обладать маловероятными условиями. Кроме того, инфляция происходит вечно, производя бесконечное количество разнообразных миров, из чего следует, что эта теория не может давать точных предсказаний.

Активно ведутся научные споры. Диапазон предложений - от поправок к теории инфляции до замены ее на другую концепцию.

Разумное основание инфляционной теории - выявить слабые стороны в теории Большого взрыва. Основная идея модели Большого взрыва заключается в том, что наша Вселенная медленно расширяется (с замедлением) и остывает с момента своего рождения, т.е. примерно 13,7 млрд лет. Такой процесс расширения и охлаждения способен объяснить множество деталей в структуре современной нам Вселенной, если она начала свою эволюцию при строго определенных условиях. Одно из важнейших из них заключается в том, что наша Вселенная должна была быть практически совершенно однородной - за исключением совсем небольших неоднородностей в массе и энергии. Кроме того. Вселенная должна была быть геометрически плоской (трехмерно евклидовой. - Прим. пер.), что означает, что лучи света и пути движущихся объектов не искривлялись тканью пространства-времени.

Но почему ранняя Вселенная была такой однородной и плоской? Такие особые начальные условия кажутся очень маловероятными. Рассуждения об этой проблеме и породили концепцию Гута. Даже если Вселенная в самом начале своего существования обладала большими неоднородностями масс и энергий, то последующее резкое экспоненциальное расширение могло бы их сгладить. После окончания инфляионного периода Вселенная могла бы продолжать расширяться уже по инерции, в полном согласии с теорией Большого взрыва и уже обладая необходимыми условиями для формирования звезд и галактик, чтобы, развиваясь, породить наблюдаемое нами сегодня состояние.

Предложенная идея была так проста и заманчива, что ученые всего мира восприняли ее как практически уже доказанную. Однако за почти 30-летний период своего развития теория инфляции претерпела изменения. Наряду с ее сторонниками появились и ее противники. Большинство воспринимают теорию инфляции как некую отправную точку своих собственных исследований, не заботясь о фундаментальном обосновании этой теории и надеясь, что ее кажущиеся противоречия вскоре будут разрешены. Однако проблемы теории инфляции упорно продолжают сопротивляться всем усилиям научного сообщества.

Автор настоящей статьи, внесший вклад в развитие как теории инфляции, так и конкурентных ей теорий, попытается дать некую объективную оценку состояния теории инфляции на сегодняшний день, приводя аргументы за и против.

В защиту теории космологической инфляции

Теория космологической инфляции настолько хорошо известна, что имеет смысл остановиться только на некоторых ее особенностях и важных деталях. Инфляцию порождает инфляционная энергия особого типа, которая вместе с гравитационными силами заставила раннюю Вселенную стремительно расшириться за очень короткий промежуток времени. Экстремально большая плотность инфляционной энергии обладает необычным свойством - она практически не меняется при расширении. Наиболее же удивительное ее свойство заключается в том, что гравитационное поле инфляционной энергии обладает не притяжением, а отталкиванием, которое и обусловливает такое быстрое расширение нашего мира.

Можно предложить много источников подобной инфляционной энергии. Основная версия - существования некого скалярного поля, в случае инфляции называемого «инфлатоном». Скалярные поля широко известны в физике элементарных частиц: так, знаменитый бозон Хиггса, который пытаются получить на Большом адронном коллайдере в CERN, - переносчик одного из предсказываемых теорией скалярных полей.

КЛАССИЧЕСКОЕ ОПИСАНИЕ ТЕОРИИ ИНФЛЯЦИИ: ПОСЛЕДНИЙ РЫВОК РОСТА

Согласно астрономическим наблюдениям, наша Вселенная расширяется 13,7 млрд лет. Но что же происходило в ранней Вселенной, еще недоступной нашим наблюдениям, в первые мгновения после ее рождения? Основная теория, описывающая эту самую раннюю стадию, - теория космологической инфляции. В ходе инфляции Вселенная экспоненциально расширяется, резко увеличивается в размерах. Такое стремительное расширение способно практически полностью сгладить все имевшиеся ранее неоднородности пространства-времени и, таким образом, хорошо объясняет наблюдаемую сегодня Вселенную. Оставшиеся после инфляционной стадии небольшие неоднородности послужили основой формирования звезд и галактик

Подобно всем полям, поле инфлатона обладает некой напряженностью в каждой точке пространства-времени. Эта напряженность определяет, как инфлатон взаимодействует с другими полями. Во время фазы инфляционного расширения напряженность поля инфлатона почти всюду постоянна. В зависимости от силы этого поля оно обладает некоторым количеством потенциальной энергии. Связь между напряженностью поля и энергией можно проиллюстрировать графиком, который для поля инфлатона представляет собой кривую: сначала почти горизонтальную (плато), потом изгибающуюся вниз и снова поднимающуюся вверх. Если начальная напряженность поля принимает какое-то значение, принадлежащее плато, то по мере движения по кривой напряженность и энергия поля будут падать. Уравнения для эволюции поля такие же, как уравнения движения шарика, скатывающегося по склону в ямку; профиль склона - кривая потенциальной энергии.

Потенциальная энергия поля инфлатона - возможная причина ускоренного расширения нашей Вселенной. В процессе такого расширения неоднородности распределения вещества Вселенной сглаживаются, она становится плоской. За время, равное $10^{-33}$, поле сохраняет постоянное значение, и Вселенная успевает «раздуться» в $10^{25}$ раз по всем направлениям. Стадия инфляционного расширения заканчивается, когда величина поля инфлатона переходит с горизонтального участка кривой к наклонному. При «скатывании» поля его энергия уменьшается. В нижней точке такого скатывания вся потенциальная энергия поля инфлатона переходит в знакомые нам формы энергии: в темную материю, в обычную материю с большой кинетической энергией и в излучение, заполняющие современную нам Вселенную, которая переходит в стадию расширения по инерции. На этой стадии формируется крупномасштабная структура.

НЕ ОЧЕНЬ-ТО ХОРОША

Считается, что инфляция породила огромное пространство, в котором естественным путем возникают наблюдаемые сегодня структуры. Однако если кривая энергии инфляции не обладает весьма характерным профилем (полученным путем подгонки одного или многих параметров модели, обозначаемых далее лямбдой), то результат такой инфляции может быть «плохим», т.е. в итоге очень большой объем пространства может получить слишком высокую плотность энергии, следовательно, не соответствующее наблюдениям распределение галактик. Перебирая все возможные значения $\lambda$, ученые заключили, что «плохая инфляция» более вероятна, чем «хорошая»

Инфляция сглаживает начальные неоднородности, но не полностью. За счет квантовых эффектов сохраняются небольшие неоднородности. Согласно законам квантовой физики, поле инфлатона не может повсюду в пространстве обладать одной и той же напряженностью, существуют случайные флуктуации этого поля. Их наличие приводит к тому, что стадия инфляционного расширения заканчивается в разных частях Вселенной не в одно и то же время, и температура различных областей Вселенной тоже слегка различается. Эти неоднородности и послужили зародышами образования звезд и галактик - в абсолютно однородной Вселенной никаких структур образоваться не могло бы. Предсказание теории инфляции заключается в том, что такие неоднородности обладают масштабной инвариантностью. Другими словами, они не зависят от размера областей, в которых формируются, они одинаковы на всех масштабах.

Концепция инфляции может быть кратко сформулирована тремя основными положениями. Во-первых, инфляция неизбежна. Со времен Гута многочисленные исследования в теоретической физике только укрепили ученых в мысли о существовании в ранней Вселенной скалярных полей, «отвечающих» за инфляционное расширение. Огромное количество таких полей появляются во всевозможных вариантах теории объединения всех физических взаимодействий, например в теориях суперструн. Считается, что в хаотичной ранней Вселенной по крайней мере одно из таких полей должно было бы обладать условиями, необходимыми для инфляции.

ЭТО ДОЛЖНО БЫЛО БЫТЬ ТАК

Считается, что инфляция происходит вне зависимости от начальных условий, в которых находилась Вселенная. Недавние теоретические исследования показали иное. Из всех возможных начальных условий только крошечная их доля может привести к однородной и плоской Вселенной, которую мы наблюдаем. Подавляющая же часть последних не нуждается в стадии инфляции для реализации указанных наблюдаемых условий. Таким образом, ничтожно малая часть всех возможных начальных условий развития Вселенной ведет к однородному и плоскому миру путем инфляционного расширения

Во-вторых, гипотеза инфляции может объяснить наблюдаемую однородность и плоскостность современной Вселенной. Никто не знает, какими именно геометрическими параметрами и какой степенью однородности обладала Вселенная сразу после Большого взрыва. Инфляция сделала эти вопросы несущественными, поскольку каковы бы ни были начальные условия, инфляционное расширение способно их сгладить согласованным с наблюдениями образом. В-третьих, что представляет собой наиболее сильный аргумент, инфляционная гипотеза хорошо предсказывает наблюдения. Например, большое количество наблюдений космического микроволнового фона реликтового излучения и данные по распределению галактик подтверждают, что пространственные вариации энергии ранней Вселенной были практически масштабно-инвариантными.

Против теории космологической инфляции

Первые сигналы того, что с теорией инфляции не все в порядке, - небольшие различия предсказаний этой теории и реальных наблюдательных данных. Существование отличий подрывает саму логическую основу всей теории. Действительно ли теория работает в идеальном соответствии с наблюдательными данными, как это было заявлено в 80-х гг. прошлого века? Можно ли расценивать предсказания теории инфляции тех лет как предсказания современной теории инфляции? Ответ на оба этих вопроса: нет.

Приведем аргументацию таких ответов. Рассмотрим утверждение о том, что во Вселенной инфляционная стадия неизбежна. Если это действительно так, то рождается закономерное размышление: ведь более вероятна реализация «плохой инфляции», нежели «хорошей инфляции». Под первым термином будем понимать такой период ускоренного расширения ранней Вселенной, чьи последствия в современной Вселенной находятся в явном противоречии с наблюдательными данными. Например, неприемлемы слишком большие разбросы температуры. Для того чтобы теория хорошо согласовывалась с наблюдательными данными, различия, например, между «хорошими» и «плохими» теоретическими значениями на точной наблюдательной кривой потенциальной энергии должны быть очень малы. Теоретические значения контролируются большим набором параметров модели. В типичной инфляционной модели это различие должно быть около $10^{-15} - ноль с 15 знаками после запятой. Хуже подогнанная инфляционная модель, ноль с 12, или десятью, или восемью знаками после запятой может уже быть «плохой инфляцией», в которой степень ускорения такая же (или больше), но температурные перепады больше наблюдаемых.

Мы можем игнорировать проблемы моделей «плохой инфляции», поскольку они явно несовместимы, например, с зарождением жизни во Вселенной. Другими словами, даже если где-то и могут возникать большие перепады температуры, мы все равно никогда не сможем их наблюдать. Апелляция к таким рассуждениям порождается так называемым антропным принципом. Однако в данном случае такие аргументы неприменимы. Большие перепады температур могли бы оказать влияние на большее число звезд и галактик, и Вселенная могла бы быть более населенной, чем наблюдаемая. Косвенные следствия говорят нам, что во Вселенной все-таки не было больших перепадов температур.

Не только «плохая инфляция» более вероятна, чем «хорошая инфляция», но мир вообще без инфляции более вероятен, чем мир с какой бы то ни было инфляцией. Впервые такая мысль была высказана Роджером Пенроузом (Roger Penrose) в 80-х гг. прошлого века. Ученый применил термодинамические принципы, сходные с предназначенным для описания конфигураций атомов и молекул газа, для подсчета всех возможных начальных конфигураций поля инфлатона и гравитационных полей. Некоторые из таких начальных данных ведут к наличию инфляционного расширения с образованием практически однородного распределения вещества в плоском пространстве-времени. Другие начальные условия приводят к однородной и плоской вселенной - без инфляционного расширения. Причем оба множества таких начальных условий невелики - другими словами, шансы получить плоскую однородную вселенную малы в любом случае. Кроме того, получение плоской вселенной без инфляции гораздо более вероятно, чем получение плоской вселенной путем инфляционного расширения .

Риск вечной инфляции

Другой метод исследования ранней Вселенной, приводящий к схожим результатам, основан на экстраполяции истории Вселенной из ее современного состояния назад во времени с использованием известных физических законов. Результаты такого метода могут быть различны, т.е. экстраполяция не единственна: взяв в качестве начальных условий современную Вселенную, плоскую и однородную в среднем, мы можем получать различные цепочки событий в прошлом. Согласно моделированию, проведенному в 2008 г. Гэри Гиббонсом (Gary Gibbons) из Кембриджа и Нейлом Тюроком (Neil Turok) из Института теоретической физики в Онтарио, подавляющее большинство экстраполированных в прошлое последовательностей событий не обладают инфляционной стадией, что согласуется с выводами Пенроуза. С одной стороны, оба сценария возможного развития нашей Вселенной без инфляции кажутся идущими вразрез с интуицией, потому что плоская и сглаженная Вселенная маловероятна, а инфляция - как раз тот механизм, который необходим для реализации подобного состояния. С другой стороны, указанные достоинства инфляции оказываются сильно подпорченными ее собственными маловероятными начальными условиями. Таким образом, если по возможности принять во внимание все доступные нам факторы, то получается, что Вселенная более вероятно приходит к сегодняшнему состоянию без инфляционной стадии.

Многие физики и космологи считают приведенные аргументы несостоятельными. Реальные наблюдения и эксперименты всегда весомее любых теоретических рассуждений, а вариант инфляционной теории, сформулированный в 1980-х гг., находится в соответствии с сегодняшними космологическими наблюдениями. Однако первые варианты инфляционной теории были во многом несовершенны, предоставляя ученым по большему счету только качественную картину расширения Вселенной, и к сегодняшнему дню инфляционные модели неоднократно пересматривались. Какой же модели лучше всего соответствуют в итоге наблюдательные данные?

Смена мировоззрения настала после введения Андреем Линде в космологию понятия «вечная инфляция» - раз начавшись, она никогда не закончится. Такая концепция основана на совмещении законов квантовой физики и законов ускоренного расширения Вселенной. Когда инфляция подходит к завершению, квантовые флуктуации немного запаздывают. Если в некоторой области пространства такие флуктуации достаточно малы, то инфляция в этой области заканчивается. Однако поскольку флуктуации случайны, найдутся области, где флуктуации оказываются достаточно большими для того, чтобы привносить существенную задержку окончания инфляционной стадии. Последние области крайне редки, поэтому у читателя может закрасться мысль, не стоит ли игнорировать их вообще. Ответ отрицательный, поскольку эти области инфляционно расширяются, продолжают стремительно расти и в считанные мгновения останавливают расширение тех областей, в которых инфляция уже закончилась. В результате получается гигантское пространство инфляционно расширяющегося мира, в котором плавают крошечные островки, заполненные горячим веществом и излучением. Более того, инфляционно растущие области порождают инфляционно растущие области, каждая из которых представляет собой свой собственный мир, замкнутую вселенную. Если вас еще не сбила с толку такая картина, не беспокойтесь, дальше будет хуже.

Островки вещества не одинаковы. Согласно законам квантовой теории, какие-то из них сильно неоднородны, другие наоборот слишком сглажены. Неоднородность похожа на упомянутый выше сценарий «плохой инфляции», однако причины появления таких неоднородностей различны. «Плохая инфляция» происходит потому, что параметры, контролирующие вид кривой, графика потенциальной энергии, слишком велики. Теперь же неоднородность может возникнуть за счет вечной инфляции и случайных квантовых флуктуации безотносительно к величинам описывающих модель параметров.

Для более точных количественных оценок слово «некоторые» следует заменить на «бесконечное число». В мире с вечной инфляцией бесконечное число островков будут обладать свойствами, которые мы наблюдаем, но бесконечное же число не будут ими обладать. Эту идею хорошо сформулировал создатель теории инфляции Алан Гут: «В мире с вечной инфляцией все, что может случиться, случается, причем случается бесконечное число раз».

Правило наша Вселенная или исключение? В бесконечном множестве островков, каждый из которых есть отдельная вселенная, на этот вопрос трудно ответить. Представьте, что у вас есть ящик, в котором помещены белые и черные шары, и вы вытаскиваете их по одному. Если известно, сколько белых и сколько черных шаров было изначально, то вы всегда можете однозначно сказать, какой из них с большей вероятностью вы вытащите. Однако если их бесконечное количество, то ситуация резко меняется. Так, вы можете, доставая шары, сортировать их, чтобы одному черному соответствовал один белый, и тогда вам будет казаться, что и тех и других в ящике поровну. Но вы можете сортировать их и так, чтобы на один черный шар приходилось по десять белых - и тогда ваша интуиция подскажет вам, что белых больше. Теория множеств дает ответ, что в случае сравнения двух бесконечностей неверны оба предположения. Таким образом, нельзя сказать, появление какого шара будет более вероятным. По этой причине невозможно предположить, какая вселенная будет наиболее вероятной, «типичной». А вот сейчас пришло время сбить вас с толку по-настоящему. Что означают слова о том, что теория инфляции дает точные предсказания - например о том, что наша Вселенная однородна или что она обладает масштабно инвариантными флуктуациями, - коль скоро все равно все, что должно случиться, когда-нибудь будет и случится бесконечное число раз? А если теория не дает тестируемых предсказаний, как же космологи могут утверждать, что теория согласуется с наблюдениями, что они постоянно делали до сих пор?

Мера наших ошибок

Теоретики подозревают о таких проблемах, но несмотря на четверть века активной работы с момента появления теории инфляции, ученые не теряют надежду решить все проблемы и сохранить эту плодотворную концепцию.

Предлагаются теории, альтернативные вечной инфляции, - например, вообще лишить эволюцию вселенной каких бы то ни было бесконечностей. Однако бесконечность - естественное следствие инфляции и квантовой физики. Чтобы избежать бесконечностей, модель Вселенной должна быть очень чувствительна к начальным особым условиям, а поле, генерирующее инфляцию, - обладать особым уравнением состояния. Инфляция должна происходить таким образом, чтобы заканчиваться повсюду в пространстве до того, как квантовые флуктуации получили бы возможность ее продолжить. Однако такие требования нарушают саму концепцию инфляции, которая слабо чувствительна к состояниям, бывшим до ее начала.

БЕЗДНА БЕСКОНЕЧНОСТИ

Считается, что теория инфляции дает точные предсказания о строении нашей Вселенной, подтверждаемые наблюдениями. Действительно ли это так? Раз начавшись, инфляция продолжается за счет эволюции квантовых флуктуации. Как только инфляция заканчивается, рождается замкнутый мир, подобный нашему, который продолжает расширяться. Наш мир не типичен, существует большое количество более молодых вселенных. Фактически образуется бесконечное число миров с бесконечным разнообразием свойств. Все, что может реализоваться, реализуется в одном из миров. Теория, которая предсказывает все, не предсказывает ничего

Еще одна альтернативная стратегия подразумевает, что подобные нашей Вселенной островки вещества и излучения выступают как наиболее предпочтительный результат инфляции. Защитники такой модели вводят в рассмотрение так называемую меру, особое правило, согласно которому каждый мир обладает вероятностным весом, определяющим, какой из них предпочтительнее. Аналогия с черными и белыми шарами такова, что мы обязаны, например, на каждые три белых брать по пять черных шаров. Понятие меры - необоснованное допущение, что инфляция сама по себе ничего не объясняет и не предсказывает.

Хуже того, меры, равноправные с точки зрения теории, приводят к разным заключениям. Например, мера объема, согласно которой вселенные-островки должны обладать вероятностным весом согласно своим размерам. На первый взгляд, такой параметр разумен. Интуитивная идея, лежащая в основе инфляции, заключается в том, что инфляционное расширение объясняет наблюдаемые однородность и плоскостность за счет создания сверхбольших объемов пространства. К сожалению, введение такой меры объема ошибочно. Действительно, представьте себе два типа областей: островки-вселенные, подобные нашей, и другие островки, сформировавшиеся позднее, после того как инфляция увеличилась. По скорости экспоненциального роста более поздние области займут значительно большие объемы. Так, более молодые вселенные, чем наша, наиболее предпочтительны. Согласно мере объема, рождение нашей Вселенной оказывается очень маловероятным.

Энтузиасты использования мер не сдаются: перед тем как использовать придуманные ими меры, они проводят их тестирование, чтобы в результате вероятность образования нашей Вселенной стала бы приемлемо большой. Пусть даже однажды и будет достигнут успех. Однако потом придется вводить другой принцип для проверки того, почему эта мера предпочтительнее всех остальных, потом следующий принцип для выбора такого принципа - и т.д.

Альтернативный подход -привлечение антропного принципа. При выборе меры полагается, что наша Вселенная -типичный островок в инфляционном море. Антропный принцип, напротив, полагает, что мы живем в очень нетипичном мире, обладающем минимальными условиями для существования жизни. Смысл антропного принципа в том, что условия во всех типичных вселенных-островках несовместимы с образованием галактик, звезд или других структур, которые необходимы для зарождения жизни. Даже если типичные вселенные-островки занимают гораздо большие объемы, чем миры, подобные нашему, они должны быть проигнорированы, потому что мы интересуемся только теми областями, в которых может обитать человек. К сожалению, в рамках этой идеи условия в нашей Вселенной для обитания человека должны быть хотя бы минимально благоприятны, а это не так: наша Вселенная более плоская, гладкая и масштабно инвариантная, чем это требуется для жизни. Более типичные островки, например те, что моложе, чем наш мир, почти одинаково пригодны для обитаемости и при этом гораздо более многочисленны.

Пусть платят те, кто медлит

В свете предложенных аргументов ошибочно представление о том, что наблюдательные данные в космологии проверяют основные предсказания инфляционной теории. Все, что мы можем сказать, это что современные наблюдательные данные подтверждают предсказания простейшей инфляционной модели, предложенной в 1983 г., но эта теория - не то же самое, что современная инфляционная космология. В простейшей теории предполагается, что инфляция на базе только классической физики предсказывает эволюцию Вселенной. Однако правильная картина заключается в том, что инфляция образуется по законам квантовой физики и все, что может случится, случается. Но если инфляционная теория не может давать точных предсказаний, в чем ее смысл?

Проблема в том, что режим откладывания конца инфляции не просто не «убыточен», а наоборот, даже предпочтителен. Области, в которых задерживается окончание инфляционной стадии, продолжают ускоренное экспоненциальное расширение. В идеальной ситуации любая такая область будет расширяться с замедлением или даже сжиматься. Оставшаяся часть пространства тогда состояла бы из областей, в которых инфляция закончилась и, таким образом, наша наблюдаемая Вселенная принадлежала бы к их числу.

В качестве альтернативы инфляционной космологии автор статьи и его коллеги предложили теорию, называемую циклической. Согласно этой теории, Большой взрыв - не начало пространства и времени (см.: Венециано Г. Миф о начале времен, ВМН, № 8, 2004), а всего лишь «отскок» предыдущей фазы сжатия при переходе к новой фазе расширения, сопровождающейся рождением вещества и излучения. Теория циклична, потому что через миллиарды лет Вселенная снова сожмется и произойдет новый отскок. Ключевая идея этой теории в том, что сглаживание происходило до Большого взрыва, в эпоху сжатия предыдущей фазы. Все запаздывающие области продолжают сжатие, в то время как другие области уже совершают отскок и начинают расширение - таким образом, первые области сравнительно малы и ими можно пренебречь.

Сглаживание при сжатии имеет наблюдательные следствия. Во время любой сглаженной фазы, неважно, в теории инфляции или в циклической теории, квантовые флуктуации генерируют малые, случайно распространяемые искажения пространства-времени, известные как космологические гравитационные волны, которые могут оставлять след в анизотропии фонового микроволнового реликтового излучения. Амплитуда этих волн пропорциональна плотности энергии. Инфляция могла бы начаться, когда Вселенная обладала максимальной плотностью, а эквивалентный процесс в циклической Вселенной мог бы произойти, когда Вселенная была практически пустой - таким образом, предсказываемые наблюдательные знаки у этих двух теорий должны быть существенно различны. Конечно, циклическая теория относительно нова и может содержать много своих проблем, но она показывает, что в принципе существуют альтернативы, лишенные проблем вечной инфляции.

Итак, были представлены доводы за и против теории инфляции. Некоторые ученые полагают, что соображения, высказываемые против, подрывают ее основы и что она требует радикально пересмотра. Другие же считают, что требуется всего лишь доработка исходной теории инфляции.

Окончательное решение судьбы инфляционной теории дадут результаты наблюдений. В ближайшие несколько лет будут обнародованы данные о гравитационных волнах, полученные по исследованиям анизотропии реликтового излучения: обнаружение гравитационных волн могло бы поддержать теорию инфляции. Многие исследователи тяготеют к альтернативным концепциям, подобным циклической теории, которая предсказывает ненаблюдаемо малый сигнал от гравитационных волн. Будущее покажет, какая из теорий верна, и какая судьба ожидает нашу Вселенную.

Пол Стейнхарт (Paul Steinhardt) - директор Центра теоретической науки в Принстоне, член Национальной академии наук, лауреат премии им. П. Дирака (2002) за вклад в развитие теории космологической инфляции.

ДОПОЛНИТЕЛЬНАЯ ЛИТЕРАТУРА

1. The Inflationary Universe. Alan
   Guth. Basic Books, 1998.
2. Quantum Cosmology, Inflation, and the Anthropic Principle. Andrei Lindc in Science and Ultimate Reality: Quantum Theory, Cosmology and Complexity. Edited by John D. Barrow, Paul C.W. Davies and Charles L. Harper, Jr. Cambridge University Press, 2004.
3. Endless Universe: Beyond the Big Bang. Paul J. Steinhardt and Neil Turok. Doubleday, 2007.
4. The Measure Problem in Cosmology. G.W. Gibbons and Neil Tbrok in Physical Review D, Vol. 77, No. 6, Paper No. 063516; March 2008.
5. Рождение Вселенной // ВМН, № 7, 2005.