Инфляция вселенной. За и против космологической инфляции Инфляционная модель вселенной

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

The Inflationary Universe. Alan
Guth. Basic Books, 1998.
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.
Endless Universe: Beyond the Big Bang. Paul J. Steinhardt and Neil Turok. Doubleday, 2007.
The Measure Problem in Cosmology. G.W. Gibbons and Neil Tbrok in Physical Review D, Vol. 77, No. 6, Paper No. 063516; March 2008.
Рождение Вселенной // ВМН, № 7, 2005.

Тайны пространства и времени Комаров Виктор

Теория «инфляции»

Необходимость преодоления упомянутых выше трудностей привела к разработке теории так называемой раздувающейся, распухающей или инфляционной Вселенной.

Согласно этой теории, в результате спонтанного всплеска физического вакуума образовался первоначальный «объем» нашей Вселенной размером около 10 -33 сантиметра, содержащий не более 10 -5 граммов вещества. Затем произошло примерно следующее. По современным представлениям, физический вакуум обладает гравитационными свойствами. Однако эта гравитация порождает не притяжение, как в обычных условиях, а отталкивание. В современной Вселенной гравитация вакуума либо совершенно отсутствует, либо чрезвычайно мала. Но в начальный период расширения при колоссальной температуре она должна была достигать колоссальной величины. Такое состояние получило название «ложного вакуума».

Сперва гравитация вакуума была ниже, чем гравитация обычного вещества. Однако в процессе расширения наступил момент, когда она ее превзошла. Именно это обстоятельство и должно было вызывать «распухание» Вселенной, которое происходило со скоростью, во много раз превышающей скорость света. Это «распухание» сопровождалось стремительным уменьшением плотности обычного вещества и не менее стремительным понижением температуры.

И хотя, согласно теории, эта стадия продолжалась всего около 10 -30 с., за этот малый промежуток времени первоначальный объем Вселенной возрос примерно в 10 50 раз!

Происходило это «раздувание» по экспоненциальному закону (типа ех), то есть подобно тому, как растут в мире цены в соответствии со скоростью инфляции. Поэтому-то «раздувающуюся» Вселенную и называют «инфляционной» Вселенной.

Во время инфляционного расширения каждые 10 -34 с. все области нарождающейся Вселенной сперва удваивали свои размеры, а в дальнейшем этот процесс развертывался в геометрической прогрессии. Все части Вселенной разлетались как при взрыве. Это и был фактически Большой взрыв!

Из вакуума родилось огромное количество реальных частиц вещества с общей массой около 10 80 г. При этом вся энергия вакуума перешла в тепловую и Вселенная разогрелась до чрезвычайно высокой температуры. Одновременно с этим исчезло и свойственное состоянию «ложного вакуума» гравитационное отталкивание, сменившись обычной гравитацией, замедляющей расширение. С этого момента дальнейшая эволюция происходила в соответствии с теорией горячей расширяющейся Вселенной. Таким образом, пустое пространство самопроизвольно «взорвалось» благодаря отталкиванию, присущему ложному вакууму.

Если бы образование «пространства-времени» происходило в состоянии истинного вакуума, то инфляция не могла бы развиться и Большой взрыв свелся бы к слабому всплеску.

Теория «распухающей» Вселенной способна разрешить многие из загадок, о которых упоминалось выше, например, формирование однородности и изотропии современной Вселенной. До начала раздувания внутри общего «горизонта» в близких точках должна была установиться приблизительно одинаковая температура и другие физические условия. Но в период раздувания со сверхзвуковой скоростью эти точки оказались стремительно разнесенными на огромные расстояния друг от друга.

Но что значит «раздувание со сверхсветовой скоростью»? И не просто со сверхсветовой, а, как показывают расчеты, со скоростью, превышающей скорость света в огромное число раз? Не противоречит ли подобное утверждение одному из фундаментальных положений современной физики, согласно которому передача любых физических взаимодействий в нашей Вселенной не может происходить со скоростями, большими, чем скорость света.

Таким образом, возникает парадоксальная ситуация, требующая специального объяснения. И подобное объяснение существует…

Прежде всего попытаемся разобраться в том, каким способом можно измерить скорость тела, которое проносится мимо неподвижного наблюдателя, скажем, скорость гоночного автомобиля. Для этого выбирается некий «жесткий масштаб», своеобразная «мерная линейка», и отмечаются моменты времени, когда наш автомобиль поравняется с ее началом и концом. Поделив длину нашей «линейки» на разность зарегистрированных моментов времени, мы и определим интересующую нас скорость. Все очень просто… Между прочим, примерно таким способом пользуются при определении скоростей гоночных автомобилей во время рекордных заездов. А теперь рассмотрим более сложную ситуацию, когда наблюдатель находится от движущегося тела – того же автомобиля на очень большом расстоянии. Что может послужить нам «мерной линейкой» в подобных условиях? Ведь без нее не обойтись! Необходимо хотя бы мысленно связать с наблюдателем некую систему отсчета, некий жесткий «каркас». И продолжить этот «каркас» к тому месту, где находится движущееся тело. Измерив по отношению к нему скорость движения автомобиля, мы тем самым определим и его скорость по отношению к наблюдателю. В общем это тоже довольно обычный процесс измерения относительной скорости двух удаленных друг от друга тел.

Но при этом должно выполняться одно непременное условие! Наша система отсчета – «каркас» – обязательно должна быть жесткой и жестко связанной с наблюдателем. Нетрудно сообразить, что любые деформации системы отсчета неизбежно приведут к тому, что скорость движения автомобиля, измеренная по отношению к этой системе в том месте, где автомобиль движется, уже не будет скоростью по отношению к наблюдателю.

Возможно ли ввести такую жесткую систему отсчета, необходимую для измерения относительной скорости, в период начального «раздувания» Вселенной? Принципиально невозможно! Мощные силы гравитационного отталкивания, действующие в состоянии «ложного вакуума», будут неизбежно деформировать любой достаточно протяженный «каркас». А это значит, что в подобном состоянии понятие относительной скорости для удаленных друг от друга точек просто-напросто теряет физический смысл. Поэтому-то «распухающая» Вселенная и может раздуваться как угодно быстро, без нарушения фундаментального принципа предельного характера скорости света.

Возможно, подобные рассуждения показались вам несколько искусственными и недостаточно убедительными. Но, поверьте, они проведены со всей необходимой в физике строгостью… Итак, точки, удаленные в настоящее время на расстояния, превосходящие расстояние «оптического горизонта», в самом начале «раздувания» Вселенной могли располагаться «по соседству» и обмениваться друг с другом физическими сигналами. Однако и среда в результате стремительного расширения тоже не была абсолютно однородной. Этому помешало возникновение небольших неоднородностей плотности, которые в дальнейшем стали центрами формирования скоплений галактик.

Так с помощью новой теории была преодолена одна из главных трудностей, с которой столкнулись авторы «сценария» горячей расширяющейся Вселенной. Естественное объяснение получила и близость средней плотности вещества в современной Вселенной к критическому значению. Дело в том, что, согласно теории, плотность «ложного вакуума» в «распухающей» Вселенной в точности равна критической. Поэтому и плотность вещества, возникшего при распаде «ложного вакуума», также должна быть равна критической плотности.

Существует и еще одно весьма любопытное следствие стремительного «раздувания» Вселенной. Из теории вытекает, что после стадии «распухания» в областях, которые в начальный период достаточно далеко отстояли друг от друга, могли сформироваться различные физические условия. И между такими областями – «доменами», в процессе «раздувания» должны были возникнуть «доменные стенки».

В процессе дальнейшего расширения из таких областей образовались «мини-вселенные», а разделяющие их стенки отдалились очень далеко друг от друга, в частности, и от нас – за расстояние «оптического горизонта».

В этих достаточно удаленных друг от друга областях, различающихся своими физическими свойствами, возможно, по разному протекали и процессы свертывания многомерного пространства. В результате в различных «мини-вселенных» могли сформироваться пространства разной размерности.

Вполне логичные объяснения получают и в рамках теории «раздувающейся» Вселенной и некоторые другие свойства мироздания, не находившие истолкования в прежних теориях. Теперь, как всегда, слово за наблюдателями. Ибо только наблюдения могут подтвердить или опровергнуть теорию «раздувающейся» Вселенной.

Инфляционная теория не только помогла преодолеть трудности, возникшие в теории горячей расширяющейся Вселенной – из нее вытекал ряд важных следствий. В частности, выяснилось, что в процессе «раздувания» могли, как мы уже отмечали, сформироваться обособленные пространственные области – «домены», с различными физическими условиями, которые дали начало «мини-вселенным». Следовательно, наша Вселенная не единственная в мироздании, а лишь одна из множества вселенных, обладающих разными физическими свойствами.

И как бы ни развивалась инфляционная теория в будущем, ее появление – еще одно свидетельство теснейшей связи между микро- и макропроцессами…

Из книги Философия науки и техники автора Стёпин Вячеслав Семенович

Глава 12. Физическая теория и техническая теория. генезис классических технических

Из книги Открытая книга мудрости автора Ray X

Теория игр Начнём сразу с Истин.ИСТИНА: Каждый, кто играет в неправильные для себя и окружающих игры или поддерживает само существование таких игр, ВСЕГДА тем самым ухудшает своё собственное выживание - как НЕПОСРЕДСТВЕННО, так и КОСВЕННО.Если Вы употребляете наркотики,

Из книги Книга еврейских афоризмов автора Джин Нодар

232. ТЕОРИЯ История современной техники свидетельствует, что нет ничего практичнее теории.Оппенгеймер - Из статьи, 1927 г.Во всем своде Божественного Закона нет ни единой истины, которая имела бы лишь теоретическое значение.Хирш, С. -Из статьи,

Из книги Философия: Учебник для вузов автора Миронов Владимир Васильевич

4. Теория истины Для того чтобы знания, полученные в процессе познания, были полезны, помогали ориентироваться в окружающей действительности и преобразовывать ее в соответствии с намеченными целями, они должны находиться с ней в определенном соответствии. Проблема

Из книги Антология философии Средних веков и эпохи Возрождения автора Перевезенцев Сергей Вячеславович

МЕТАФИЗИЧЕСКАЯ ТЕОРИЯ БЫТИЯ И ТЕОРИЯ ПОЗНАНИЯ …Первичная сущность по необходимости должна быть всецело актуальной и не допускать в себе ничего потенциального. Правда, когда один и тот же предмет переходит из потенциального состояния в актуальное, по времени потенция

Из книги Теория Вселенной автора Этэрнус

ТЕОРИЯ ИНЬ-ЯН На Востоке - философы создали теорию инь-ян, как идею двух первоначал, лежащих глубже, чем первоэлементы. Суть теории такова: одно из первоначал - активная, горячая субстанция, а другое - наоборот, субстанция пассивная, холодная. Все пять первоэлементов

Из книги Нерешенные проблемы теории эволюции автора Красилов Валентин Абрамович

Из книги Обоснование интуитивизма [ёфицировано] автора Лосский Николай Онуфриевич

I. Теория интуитивизма (теория непосредственного усмотрения связи основания и следствия) Суждение есть акт дифференциации объекта путём сравнения. В результате этого акта, при успешном выполнении его, мы имеем предикат P, т. е. дифференцированную сторону

Из книги Социальная философия автора Крапивенский Соломон Элиазарович

Теория Трудность, сформулированная в виде вопроса, представляет собой проблему. В качестве одного из вариантов решения проблемы возникает гипотеза. Обоснованная гипотеза превращается в научную теорию или в новую часть уже существовавшей ранее теории. Здесь сразу

Из книги Далекое будущее Вселенной [Эсхатология в космической перспективе] автора Эллис Джордж

17.5.2.3. Текучее время в физике: специальная теория относительности, общая теория относительности, квантовая механика и термодинамика Беглый обзор четырех областей современной физики: специальной теории относительности (СТО), общей теории относительности (ОТО), квантовой

Из книги Как-то раз Платон зашел в бар… Понимание философии через шутки автора Каткарт Томас

IX Теория относительности Что тут можно сказать? Каждый человек понимает этот термин по-своему. Димитрий: Мой друг, твоя проблема в том, что ты слишком много думаешь.Тассо: По сравнению с кем?Димитрий: Например, по сравнению с Ахиллесом.Тассо: А по сравнению с

Из книги Логика для юристов: Учебник. автора Ивлев Юрий Васильевич

Из книги Путешествие длиною в себя (0.73) автора Артамонов Денис

17. (ТС) Теория сложности Наблюдая за Вселенной, от начала её зарождения и до настоящего момента, мы видим, как она проделала грандиозный путь через бесконечность, который привел к появлению звездных систем, планет и в конечном итоге, зарождению на них жизни.Анализируя это

Из книги Логика в вопросах и ответах автора Лучков Николай Андреевич

Теория Теория – это форма научного знания, дающая целостное представление о закономерностях и существенных связях в определенной области действительности.Основная цель построения теории состоит в том, чтобы свести в единую систему все знания, накопленные в

Из книги Логика для юристов: учебник автора Ивлев Ю. В.

§ 3. ТЕОРИЯ В науке выделяют два уровня познания - эмпирический и теоретический. На первом уровне производится сбор фактов (накопление информации об исследуемых объектах) и осуществляется первичная их систематизация в форме таблиц, схем, графиков и т.д. На эмпирическом

Из книги Антология реалистической феноменологии автора Коллектив авторов

b) Теория имитации Теперь мы хотим перейти к проверке имеющихся генетических теорий при помощи наших результатов. Теория, посредством которой Липпс пытается объяснить опыт чужой душевной жизни (она содержится в его трудах, разумеется, как часть описания), является для

Андрей Дмитриевич Линде, Стэнфордский университет (США), профессор. 10 июня 2007 года, Москва, ФИАН

Во-первых, я должен сказать, что я немножечко робею. Я в этом зале выступал много раз. Сначала я здесь учился, и когда всё это началось, я был студентом Московского университета, приходил сюда на семинары, в ФИАН. И каждый раз я сидел на этих семинарах, мучительно, мне было жутко интересно, а также невероятно сложно. Всё то, что говорилось, я понимал, ну, примерно на десять процентов. Я думал, что, наверное, я, ну, идиот такой, ничего больше не понимаю, физика из меня не получится… Но уж больно хотелось, продолжал ходить. Эти десять процентов понимания у меня сохранились до сих пор: в основном на семинарах, на которые я хожу, я понимаю примерно десять процентов. А потом я сделал впервые свой доклад здесь. Я поглядел на лица людей, и у меня было впечатление, что они тоже понимают на десять процентов. И тогда у меня исчез комплекс неполноценности, отчасти по крайней мере. Немного, наверное, всё равно остался… Я зачем это говорю? Тематика довольно сложная. И если десять процентов будет понятно, то, значит, вы на правильном пути.

То, о чём я сейчас буду говорить, связано с теорией инфляционной Вселенной. Инфляционная Вселенная, по-русски это называлось «раздувающаяся Вселенная», но стандартное название «инфляционная». В последнее время возник такой термин - «Multi-verse». Это термин, заменяющий слово «Universe». Значит, вместо одной Вселенной - много вселенных сразу в одной. Ну вот по-русски, пожалуй, наиболее адекватный перевод - это «многоликая Вселенная». И про это я сейчас буду говорить.

Но сначала общее введение о космологии вообще. Откуда взялась инфляционная космология (зачем она понадобилась)? Что было до нее (теория Большого взрыва). Сначала такие биографические данные. Возраст Вселенной, согласно последним наблюдаемым данным… Вот когда я говорю про возраст, каждый раз я говорю и где-то в душе ставлю маленькую запятую, что я должен к этому вернуться и потом сказать, что на самом деле Вселенная может быть бесконечно старая. Ну вот то, что люди называют возрастом Вселенной, это примерно 13,7 миллиарда лет с точностью до… пожалуй, лучше, чем 10%. Сейчас люди знают это достаточно хорошо. Размер наблюдаемой части Вселенной… Что значит «наблюдаемой»? Ну вот, свет путешествовал к нам 13,7 миллиарда лет, значит надо умножить это на скорость света и получится расстояние, на котором мы сейчас видим вещи. Говорю я это, а в душе сразу опять ставится запятая: на самом деле это не так. Потому что мы видим в несколько раз дальше, чем это, потому что те объекты, которые послали к нам свет 13,7 миллиарда лет назад, они сейчас от нас находятся дальше. И мы от них видим свет-то, а они дальше, поэтому в действительности мы видим больше, чем скорость света умножить на время существования Вселенной.

Дальше. Средняя плотность вещества - примерно 10 –29 г/см 3 . Очень мало. Но мы живем в том месте, где оно сконденсировалось… Вес наблюдаемой части Вселенной - больше 10 50 тонн. Вес в момент рождения… а вот это вот самое интересное. Когда Вселенная родилась, если отсчитывать прямо от момента Большого взрыва, совсем вот во время t = 0 , то ее вес должен был быть бесконечным. Если отсчитывать от какого-то другого момента… он называется планковский. Планковский момент - это момент 10 в степени минус… Ну вот, иногда все-таки буду писать на доске… Значит, t планковское - это примерно 10 в минус сорок третьей секунд (t p ~ 10 –43 с). Это момент, начиная с которого впервые мы можем Вселенную рассматривать в терминах нормального пространства-времени, потому что если мы возьмем объекты на временах меньше, чем это, или на расстояниях меньше, чем планковское расстояние (это 10 –33 см), - если мы возьмем меньшее расстояние, то на меньших расстояниях пространство-время так сильно флуктуирует, что померить их будет нельзя: линейки гнутся, часы вращаются, как-то нехорошо… Поэтому нормальное рассмотрение начинается с этого момента. И в этот момент Вселенная имела вес необычайно большой. Я вам скажу, какой - немножечко погодя. А то, что сделала инфляционная Вселенная: мы научились объяснять, как можно всю Вселенную получить из меньше чем одного миллиграмма вещества. Всё, что мы сейчас видим…

И давайте дальше, предварительные данные. Простейшие модели Вселенной, то, что вошло в учебники, - это три возможных модели Фридмана. Первая - это замкнутая Вселенная, [вторая] - открытая Вселенная, и [третья] - плоская Вселенная. Эти картинки - тоже примерные только картинки. Смысл состоит в следующем.

Вот простейший вариант - плоская Вселенная. Геометрия плоской Вселенной такая же, как геометрия плоского стола, то есть параллельные линии остаются параллельными и нигде не пересекаются. В чём отличие, чем отличается от плоского стола? Тем, что если у меня есть две параллельные линии… например, пошло два луча света, параллельные друг другу… Вселенная расширяется, поэтому, хотя они параллельные, два луча света, они удаляются друг от друга за счет того, что вся Вселенная расширяется. Поэтому сказать так - что геометрия плоского стола, - это не до конца правильно. Вселенная является кривой в четырехмерном смысле. В трехмерном смысле она является плоской.

Замкнутая Вселенная похожа геометрическими свойствами на свойства поверхности сферы. То есть если у меня есть две параллельные линии на экваторе, то они пересекаются на северном и южном полюсе. Параллельные линии могут пересекаться. А мы как бы живем на поверхности сферы, как такая блоха, которая ползет по глобусу. Но тоже аналогия поверхностная - в двух смыслах. Наша Вселенная, она как бы трехмерная сфера в четырехмерном пространстве. Приходится картинки рисовать, а в действительности только аналогии… И, кроме того, она расширяется. Если мы захотим пройти от экватора до северного полюса, то нам времени не хватит - такая Вселенная может сколлапсировать, или мы не дойдем, потому что она слишком быстро расширяется.

Открытая Вселенная похожа по своим свойствам на свойства гиперболоида, то есть если у горловины гиперболоида я пущу две параллельные прямые, то они начнут расходиться и никогда не встретятся.

Вот три основных модели. Их предложил Фридман довольно давно, в 20-е годы прошлого столетия, и Эйнштейн их очень не любил. Не любил, потому что это всё как бы противоречило той идеологии, на которой были воспитаны люди того времени. Идеология состояла в том, что Вселенная - это ведь система координат, ну и координаты-то, они не расширяются, это просто сетка. Люди всегда считали в Европе - сначала считали, - что Вселенная конечна и статична. Конечна, потому что Бог бесконечен, а Вселенная меньше Бога, поэтому она должна быть конечна, а статична… ну, потому что, что же ей делать-то - система координат… Потом они отказались от первого предположения, сказав, что Бог не потеряет много, если он один из своих атрибутов отдаст Вселенной и сделает ее бесконечной, но всё равно считалось, что она статична.

Расширение Вселенной - это было странное такое свойство, против которого долго боролись, до тех пор, пока не увидели, что она на самом деле расширяется. Значит, то, что произошло за последние несколько лет, экспериментально - не в теоретической физике, а в экспериментальной космологии. Выяснилось две вещи. Мы начнем со второго. В 1998 году люди увидели, что Вселенная сейчас расширяется с ускорением. Что означает с ускорением? Ну, вот она расширяется с какой-то скоростью. В действительности, это немножко неправильно…

Значит, вот a - это масштаб Вселенной, a с точкой (å ) - это скорость расширения Вселенной, a с точкой разделить на a (å /a ) - это… Вот a , например, расстояние от одной галактики до другой, назовем его буквой a . А это (å /a ) - скорость, с которой галактики убегают друг от друга. Вот эта вещь (å /a = H) есть хаббловская постоянная, она на самом деле зависит от времени. Если эта вещь убывает со временем, это не означает, что Вселенная перестает расширяться. Расширение означает, что a с точкой больше нуля (å > 0). А вот то, что люди обнаружили сейчас, - что сейчас этот режим асимптотически приближается к константе (å /a = H → const), то есть не только a с точкой положительно, но вот это их отношение, оно устремляется к константе. И если это дифференциальное уравнение разрешить, окажется, что масштабный фактор Вселенной ведет себя асимптотически приблизительно так: a ~ e H t - Вселенная будет экспоненциально расширяться, и этого не очень-то ожидали раньше. То есть это есть ускоренное расширение Вселенной, а раньше, по стандартной теории, выходило, что Вселенная должна расширяться с замедлением.

Вот это открытие последних девяти лет. Сначала люди думали, что, ну, где-нибудь экспериментальная ошибка, еще что-то, потом стали называть их разными словами - космологическая постоянная, энергия вакуума, темная энергия… Значит, вот это то, что произошло недавно. Теория о которой я сейчас буду говорить, - это инфляционная космология. Она предполагает (и сейчас всё больше кажется, что, наверное, это было правильное предположение, мы еще всё равно в точности не знаем - есть конкурирующие теории, хотя они мне там и не нравятся, но, значит, это точки зрения) - но кажется, что это вот правильная вещь, - что в ранней Вселенной, по-видимому, Вселенная тоже расширялась ускоренно. Причем с гораздо большим ускорением, чем то, с каким она расширяется сейчас, - на много десятков порядков большим ускорением. Вот эти два открытия… по-видимому, их надо попытаться интерпретировать как-то.

Значит, картинки, которые при этом часто рисуют… Вот (пока что не смотрите на эту красную картинку) стандартная, из учебника. Если Вселенная замкнутая - то есть геометрия похожа на геометрию сферы, поверхности сферы, - то она возникает из сингулярности и исчезает в сингулярность, у нее конечное время существования. Если она плоская, то она возникает из сингулярности и расширяется до бесконечности. Если она открытая, то она тоже продолжает двигаться с постоянной скоростью.

То, что выяснилось, то, что я сейчас сказал насчет этой темной энергии, космологической постоянной, ускорения Вселенной, - выяснилось, что она ведет себя так. И выяснилось, что она ведет себя так, какая бы она ни была - открытая, закрытая, плоская… Вообще в таких случаях вот такая вот вещь. Сейчас, если мы открываем учебники по астрономии, в основном они всё еще публикуют вот эти вот три картинки, и это то, на чём мы были воспитаны в течение последних лет. Поэтому существование вот этой последней - это было замечательное открытие, и оно связано с тем, что люди поверили, что в вакууме существует ненулевая плотность энергии, в пустоте. Она очень маленькая: она такого же порядка, как плотность энергии вещества во Вселенной, - 10 –29 г/см 3 . И вот когда я иногда представляю этих людей, я говорю: «Посмотрите, вот это люди, которые померили энергию… ничего». Вот так, вот эта вот красная черта.

Общая картина распределения энергии… Когда я говорю «энергия», или говорю «материя», «вещество», я подразумеваю одно и то же, потому что, как мы знаем, E равняется mc квадрат (E = mc 2 ), то есть эти две вещи пропорциональны друг другу… Есть темная энергия…

Полный бюджет энергии и материи во Вселенной представлен таким вот пирогом: 74% примерно составляет темная энергия. Что это такое, никто не знает. Либо это энергия вакуума, либо это энергия медленно меняющегося однородно распределенного специального скалярного поля - об этом дальше. Ну, вот это отдельная часть, она не комкуется. Что я под этим подразумеваю? Она не сбивается в галактики. Темная материя (примерно 22% всего бюджета) - что-то такое, что комкуется, но чего мы не видим. Что-то, что может сбиваться в Галактики, но чего мы не видим, не светится. И примерно 4–5% - это «нормальная» материя. Вот бюджет всей нашей материи.

И есть там мировые загадки. Почему они одного и того же порядка, эти величины, и почему так много все-таки такой энергии сидит в пустоте? Как же это вообще так оказалось, что мы, такие гордые, думали, что всё такого типа, как мы, а нам-то и дали всего четыре процента… Так вот…

Теперь - инфляционная Вселенная. Пока что идет просто справка, чтобы было понятно, о чём я говорю, а уже потом начнется дело. Инфляция - это вот что. Вот то, что было на предыдущих картинках, что Вселенная началась и начала расширяться, и, помните, дуга была выгнута вот в такую сторону… Вот если я вернусь назад, покажу вам вот это всё… вот видите, все дуги - они были выгнуты вот так. Инфляция - это кусок траектории, который существовал как бы до Большого взрыва в некотором смысле, до того, как дуга начала прогибаться так. Это время, когда Вселенная расширялась экспоненциально и Вселенная расширялась с ускорением. Она изначально могла иметь очень маленький размер, а потом была стадия очень быстрого расширения, потом она становилась горячей, и потом происходило всё то, что в учебниках было написано: что Вселенная была горячая, взорвалась, как горячий шар, - вот это всё было после стадии инфляции, а во время инфляции частиц могло не быть вообще. Вот такая справка.

Значит, зачем всё это понадобилось? А затем, что люди смотрели 25 лет назад - немножко больше уже - на теорию Большого взрыва и задавали разные вопросы. Я перечислю вопросы.

Что было, когда ничего не было? Ясно, что вопрос бессмысленный, чего же его задавать… В учебнике Ландау и Лифшица написано, что решения уравнений Эйнштейна нельзя продолжить в области отрицательного времени, поэтому бессмысленно спрашивать, что было до этого. Бессмысленно, но все люди всё равно спрашивали.

Почему Вселенная однородна и изотропна? Вопрос: почему, действительно? Что значит однородна? Ну вот, если мы рядом с нами посмотрим, наша Галактика - она не однородна. Рядом с нами Солнечная система - большие неоднородности. Но если мы посмотрим в масштабах всей наблюдаемой нами сейчас части Вселенной, вот эти 13 миллиардов световых лет, то в среднем справа и слева от нас Вселенная имеет ту же самую плотность, с точностью примерно до одной десятитысячной и даже лучше, чем это. Значит, кто-то ее отполировал, почему она такая однородная? И в начале прошлого века на это отвечали следующим образом. Есть такая вещь, которая называется «космологический принцип»: что Вселенная должна быть однородна.

Я любил шутить, что люди, у которых нет хороших идей, у них иногда есть принципы. Потом я перестал это делать, потому что оказалось, что этот принцип был введен, в частности, Альбертом Эйнштейном. Просто в то время люди не знали, и до сих пор во многих книжках по астрономии люди обсуждают космологический принцип - что Вселенная должна быть однородна, потому что… ну, вот она однородна!

С другой стороны, мы знаем, что принципы - они уж должны быть тогда полностью правильные. Там, не знаю, человек, который берет маленькие взятки, его нельзя назвать человеком принципов. Наша Вселенная была немножко неоднородной - в ней есть галактики, они необходимы для нас, значит откуда-то мы должны понять, откуда, галактики берутся.

Почему все части Вселенной стали расширяться одновременно? Та часть - Вселенная, и та часть - Вселенная, они друг с другом не говорили, когда Вселенная только что начала расширяться. Несмотря на то, что размер Вселенной был маленький, для того чтобы одна часть Вселенной узнала о том, что другая начала расширяться, надо, чтобы человек, который живет здесь, - ну, воображаемый человек - узнал бы о том, что эта часть начала расширяться. А для этого он должен бы был получить сигнал от того человека. А для этого потребовалось бы время, так что люди никак не могли договориться, особенно в бесконечной Вселенной, что, ура, надо начать расширяться, уже позволили… Значит, это почему все части Вселенной начали расширяться одновременно…

Почему Вселенная плоская? То, что сейчас экспериментально известно, - что Вселенная почти плоская, то есть параллельные линии, они не пересекаются в наблюдаемой части Вселенной. Значит, почему Вселенная такая плоская? Нас в школе учат, что параллельные линии не пересекаются, а в университете говорится, что Вселенная может быть замкнутая, и они могут пересекаться. Так почему Эвклид был прав? Не знаю…

Почему во Вселенной такое огромное количество элементарных частиц? В наблюдаемой нами части Вселенной больше чем 10 87 элементарных частиц. Стандартный ответ на это состоял в том, что, ну, Вселенная - она же большая, вот поэтому… А почему она такая большая? И я иногда аккумулирую это в таком виде: почему так много людей пришло на лекцию? - а потому, что так много людей в Москве… - а почему так много людей в Москве? - а Москва только часть России, а в России много людей, часть пришла на лекцию… - а почему так много людей в России, вот в Китае еще больше? А вообще говоря, мы только на одной планете живем, а у нас много планет в Солнечной системе, а сейчас еще больше планет отыскивают еще во Вселенной, а вы знаете, что в нашей Галактике 10 11 звезд, и поэтому где-то планеты, где-то есть люди, часть из них пришла на лекцию… Почему в нашей Галактике так много звезд? А вы знаете, сколько галактик в нашей части Вселенной? Примерно 10 11 –10 12 галактик, и в каждой из них 10 11 звезд, вокруг них вращаются планеты, и часть людей пришла на лекцию. А почему у нас так много галактик? Ну, потому что Вселенная же большая… Значит… и вот здесь мы и кончаем.

А если взять, например, Вселенную - типичную замкнутую Вселенную, у которой был бы единственный типичный размер, который имеется в общей теории относительности вместе с квантовой механикой, - 10 –33 см, начальный размер. Значит, сжать вещество до самой предельной плотности, которая только возможна (это так называемая планковская плотность, ρ планковское), - это примерно 10 94 г/см 3 … Почему предельная? Она не в том смысле предельная, что дальше нельзя, а в том смысле, что если сжать материю до такой плотности, то Вселенная начинает так флуктуировать, что ее нормальным способом описать невозможно. Значит, вот если взять и сжать материю до самой большой плотности, засунуть в нее естественного размера замкнутую Вселенную и посчитать количество элементарных частиц там, то окажется, что в ней есть одна элементарная частица. Может быть, деcять элементарных частиц. А нам надо 10 87 . Поэтому это реальная проблема - откуда, почему так много элементарных частиц?

Дело этим не кончается. Откуда взялась вся энергия во Вселенной? Вот раньше я даже это так для себя не сформулировал, до тех пор, пока меня не пригласили в Швецию на какой-то нобелевский симпозиум, посвященный энергии… то есть туда собрались люди, которые занимаются нефтедобычей, еще чего-то. И мне дали там открывать эту конференцию, и первый доклад… Я никак не мог понять, чего они от меня хотят? Я нефтедобычей не занимаюсь, солнечной энергией и энергией ветра не занимаюсь, что я про энергию вообще скажу? Ну, и начал я тогда доклад с того, что сказал: вы знаете, откуда энергия-то взялась во Вселенной? Знаете, сколько у нас энергии? Давайте посчитаем.

Энергия вещества во Вселенной не сохраняется. Первый парадокс. Вот мы знаем, что энергия сохраняется, - а вот это не правильно. Потому что, если мы возьмем, например, загоним газ в ящик и дадим ящику расширяться… Вот ящик - это наша Вселенная, дадим ящику расширяться. Газ - он давление оказывает на стенки ящика. И когда ящик расширяется, этот газ совершает работу над стенками ящика, и поэтому когда ящик расширяется, газ энергию свою теряет. Потому что он работу совершает, всё правильно, баланс энергии есть. Но только факт-то состоит в том, что во время расширения Вселенной полная энергия газа уменьшается. Потому что есть стандартное уравнение: изменение энергии равняется минус давление умножить на изменение объема (dE = –PdV ). Объем-то Вселенной растет, давление-то положительно, поэтому энергия уменьшается.

Вот во всех моделях Вселенной, нормальных, тех, которые были ассоциированы с теорией Большого взрыва, полная энергия Вселенной уменьшалась. Если сейчас 10 50 т, то сколько же было в начале? Потому что энергия-то только тратилась. Значит, тогда в начале должно было быть больше. Кто-то должен был сделать эту Вселенную с гораздо большей энергией, чем сейчас. С другой стороны, что-то же должно сохраняться. А куда тратится эта энергия во время расширения Вселенной? Она тратится на то, что размер Вселенной меняется, что Вселенная расширяется с некоторой скоростью. Есть некоторая энергия, которая прячется в геометрии Вселенной. Есть энергия, которая связана с гравитацией. И вот полная сумма энергии вещества и гравитационной энергии, она сохраняется. Но только если посчитать полную сумму. Есть разные способы счета - и опять там запятая некая ставится, - но при некотором способе счета полная сумма энергии вещества и гравитации, она просто равна нулю. То есть энергия материи компенсируется энергией гравитационного взаимодействия, поэтому есть ноль. И поэтому, да, она началась с нуля, она нулем и кончится, всё сохраняется, но только этот закон сохранения, он не очень полезен для нас. Он не объясняет нам, откуда же такая огромная энергия взялась. Значит, сколько?

Вот согласно теории Большого взрыва, полная масса вещества в начале, когда Вселенная родилась, должна была превосходить 10 80 т. Это уже много. Это совсем много… А если бы я это всё отчислял даже прямо от сингулярности, то просто во Вселенной должно было быть бесконечное количество вещества. И тогда возникает вопрос: откуда же кто-то нам дал это бесконечное количество вещества, если до момента возникновения Вселенной, ну, ничего не было? Сначала ничего не было, а потом вдруг стало, и так много, что даже как-то немножко странно. То есть кто бы это мог сделать?.. А физики так вопрос формулировать не хотели, ну и сейчас не хотят.

Поэтому, может быть, хорошо, что нашлась теория, которая позволяет, по крайней мере в принципе, объяснить, как можно было сделать всё это, исходя из кусочка Вселенной с изначальным количеством материи меньше одного миллиграмма. Ну вот, когда я про это говорю, я думаю, что бы нормальный человек подумал, если бы такую вещь сказать давно, или если бы не писать уравнений при этом, и так далее…

Я помню, когда меня здесь проводили на старшего научного сотрудника, вызвали меня и начали меня спрашивать: «А чем вы занимаетесь?» А я им начал говорить, что вот, занимаюсь я, в частности, тем, что в разных частях Вселенной может оказаться так, что законы физики могут быть разные: в части есть, там, электромагнитное взаимодействие, в части - нет… Они мне сказали: «Ну, это уж слишком!» Но старшего научного все-таки дали. Вот это и есть та самая теория многоликой Вселенной, о которой я вам буду говорить.

Вот мы переходим к делу, к теории инфляционной космологии. Сначала первая простейшая модель. Простейшая модель выглядит следующим образом. Вот у вас есть некое скалярное поле, у которого энергия пропорциональна квадрату скалярного поля. Первые простейшие слова - и уже здесь возникает вопрос: что такое скалярное поле? Часть людей знает, часть людей не знает. Часть людей знает, что в Швейцарии сейчас строится огромный ускоритель, для того чтобы найти хиггсовскую частицу. Хиггсовская частица - это частица, которая является как бы квантом возбуждения специального типа скалярного поля. То есть люди используют эти поля уже давно, больше тридцати лет. Но смысл интуитивный легче всего понять с помощью аналогии. Вот здесь вот есть 220 вольт в сети. Если бы было просто 220 вольт и не было нуля, всю Вселенную заполнило бы 220 вольт, то никакого тока бы не было, ничего бы никуда не текло, потому что это было бы просто другое вакуумное состояние. В Америке 110 вольт. То же самое - если было бы просто 110 вольт, ничего бы не текло… Если вы возьметесь одной рукой за одну сторону, другой рукой за другую, то вас бы тут же убило, потому что разница потенциалов - это то, что… Я должен перестать…

Хорошо. Значит, так вот, постоянное скалярное поле - это аналог такого же поля. Это не точная аналогия, но примерная аналогия. Что такое векторное поле? Векторное поле - например, электромагнитное. У него имеется величина и направление. Что такое скалярное поле? У него имеется величина, а направления нет. Вот и вся разница, то есть оно гораздо проще, чем электромагнитное поле. У него нет направления, оно является лоренцовским скаляром. Лоренцовский скаляр - это означает следующее. Если вы побежите относительно него, вы не почувствуете, что вы бежите: ничего не изменилось. Если вы повернетесь, ничего не изменится тоже, вы не почувствуете, что вы поворачиваетесь. Выглядит как вакуум, если оно не движется, если оно постоянно. Но только это специальный вакуум, потому что у него может быть потенциальная энергия. Это первое свойство его. И во-вторых, если у вас в разных частях Вселенной разный вакуум, то там также разный вес элементарных частиц, разные свойства, поэтому от того, есть или нет это скалярное поле, а) зависят свойства элементарных частиц и б) зависит плотность энергии вакуума во Вселенной, так что это, в принципе, важная вещь. И вот простейшая теория, у которой энергия этого скалярного поля пропорциональна его квадрату.

Давайте посмотрим на уравнения. Я сейчас никакие уравнения решать не буду, а показывать их буду, так что не надо бояться… Первое - это немного упрощенное уравнение Эйнштейна, которое говорит: вот это скорость расширения Вселенной поделить на размер, это есть Хаббловская постоянная в квадрате, и она пропорциональна плотности энергии вещества во Вселенной. А я сейчас захочу пренебречь всем - там, газом, чем угодно… оставить только скалярное поле. И здесь надо было бы написать гравитационную постоянную, там еще восемь пи на три…

Сейчас забудем про гравитационную постоянную. Люди, которые занимаются этой наукой, они говорят: ну, возьмем гравитационную постоянную равную единице, скорость света, равную единице, постоянную Планка, равную единице, а потом, когда всё решим, мы это обратно вставим в решение, чтобы проще было…

Значит, вот это чуть-чуть упрощенное уравнение Эйнштейна, я оттуда еще выбросил пару членов, которые сами оттуда выбрасываются, после того как Вселенную начнет быстро сдувать. Это уравнение движения для скалярного поля. Не глядите сейчас на этот член. Это есть ускорение скалярного поля, а это показывает ту силу, с которой поле хочет устремиться в свой минимум энергии. И, для того чтобы было понятно, сравните это с уравнением для гармонического осциллятора. Опять, не смотрите на этот член. Это есть ускорение гармонического осциллятора, пропорциональное возвращающей силе. То есть сила, которая тащит поле осциллятора в точку x = 0, а это его ускорение. И мы знаем, чем дело кончается. Осциллятор так вот осциллирует. А если мы добавим такой член, x с точкой. Это скорость движения осциллятора. То есть это, если его перенести вот в эту сторону, будет понятно, что это как бы сила, которая не пускает осциллятор двигаться быстро. Это примерно как если вы засунете маятник в воду, то вода будет препятствовать осцилляции, и он будет осциллировать всё медленнее и медленнее. Как бы сила трения или вязкости.

Вот оказывается, что во Вселенной тоже имеется аналогичный член, который описывает уравнение для скалярного поля. Уравнение-то выглядит точно так же. И этот член похож на этот. Вот оказывается, что во Вселенной эффект трения возникает, если Вселенная быстро расширяется. Вот такой трюк. Теперь давайте вернемся к предыдущей картинке.

Вот когда скалярное поле здесь, то энергии у скалярного поля мало, Вселенная расширяется медленно, трения никакого нету. Если скалярное поле находится здесь, то энергия очень большая. Если энергия очень большая, посмотрим, что получается, на следующей картинке.

Энергия очень большая, Хаббловская постоянная большая, коэффициент трения большой. Если коэффициент трения большой, скалярное поле катится вниз очень медленно. Если скалярное поле катится вниз очень медленно, то в течение большого времени оно остается почти постоянным. Если оно остается почти постоянным, я решаю вот это уравнение: a с точкой на a (å /a ) равняется почти постоянной. А я вам уже сказал, какое будет решение. Если a с точкой на a (å /a ) является почти постоянной, то это экспоненциальное решение, самое простейшее дифференциальное уравнение. И в таком случае Вселенная начинает расширяться экспоненциально.

Логика такая: если большое значение скалярного поля φ, большая скорость расширения Вселенной, большой коэффициент трения, поле φ катится вниз очень медленно. Решая дифференциальное уравнение с константой, получаем экспоненциальное расширение, это есть инфляция. Всё очень просто.

До этого надо было, в общем, помучиться, чтобы додуматься, чтобы всё свести к простому. В действительности началось всё с гораздо более сложного. Впервые идеи такого типа стал высказывать Алеша Старобинский в 1979 году здесь, в России. Его вариант этой теории основывался на квантовой гравитации с определенными поправками - конформные аномалии, теория была очень сложной, непонятно было, как, с чего начать, но теория, тем не менее, внутри Советского Союза была тогда очень популярной, она называлась «моделью Старобинского». Но немножко сложноватой, не было понятно, какая ее цель. Он хотел решить проблему сингулярности, это не удавалось…

После этого возникло то, что сейчас называется старая инфляционная теория, ее предложил в 1981 году Алан Гус (Alan Guth) из MIT - сейчас он в MIT, а раньше он было в SLAC , рядом со Стэнфордом. Он предложил, что Вселенная с самого начала сидит зажатая по своей энергии в состоянии ложного вакуума, никуда не движется, энергия там постоянная, в это время она расширяется экспоненциально, а потом этот ложный вакуум с треском разваливается, образуются пузырьки, они соударяются… Зачем это было нужно? А его желание состояло в том, чтобы решить тот лист проблем, который я вам написал раньше: почему Вселенная однородная, почему она изотропная, почему такая большая, - его цель была такая. И в этом было достоинство его работы. Не потому, что он предложил модель - его теория не работала, а потому, что он сказал, что вот замечательно было бы сделать что-то такое, и тогда мы решим сразу все эти проблемы. А его модель не работала потому, что после столкновения пузырьков Вселенная становилась такой неоднородной и изотропной, что, как бы, не надо было и стараться…

После этого все мы находились в состоянии душевного кризиса, потому что идея была такая приятная, такая симпатичная, и у меня была язва желудка, может быть от огорчения, что нельзя, никак не получается. А потом я придумал, как сделать то, что я назвал новой инфляционной теорией, а потом я придумал вот эту простую штуку с хаотической инфляцией, которая была проще всего. И тогда стало ясно, что мы говорим не о трюке каком-то, а всё может быть так просто, как теория гармонического осциллятора.

Но зачем это всё надо, я не сказал. А вот зачем. Во время инфляции, во время вот этой стадии, пока я катился вниз, Вселенная могла расшириться вот в такое количество раз. Это в простейших моделях. Что означает вот эта цифра? Ну вот я сейчас скажу, что это означает. Пример из арифметики. Самый маленький масштаб - 10 –33 см. Умножу его на десять, а дальше здесь рисуется вот такое вот количество нулей - не важно, какое количество нулей. Теперь возникает вопрос: чему равняется произведение? И ответ состоит в том, что вот, оно равняется вот этому же - значит, что 10 –33 можно уже не писать, это маленькая вещь. Значит, Вселенная оказывается вот такого огромного размера. А сколько мы сейчас видим? Вот эти 13 миллиардов лет, умноженные на скорость света, - это примерно 10 28 см. А вот это даже не важно, чего - сантиметров или миллиметров, не важно даже чего. Важно то, что вот это, ну, несопоставимо меньше этого.

То есть наша наблюдаемая часть Вселенной - мы вот где-то вот здесь. (Можно сейчас уже погасить, да? ) Вселенная начала расширяться, раздувалась, раздувалась, раздувалась, и мы живем как бы на поверхности этого огромного глобуса. И поэтому параллельные линии кажутся параллельными, поэтому никто и не видел этого северного и южного полюса. Поэтому наша часть Вселенной, где-то здесь, она вот началась где-то вот отсюда, из почти что точечки, и поэтому-то здесь все начальные свойства, ну, они-то рядышком, они были примерно одинаковыми. Поэтому и здесь они одинаковые.

А почему Вселенная такая однородная? Ну а представьте, что вы взяли Гималаи и растащили их вот в такое количество раз. Значит, у вас никто туда с рюкзаком не пойдет, потому что от долины до горы надо будет вот столько идти. Будет плоское место. Поэтому наша Вселенная такая плоская, такая однородная, во всех направлениях одинаковая.

Почему она изотропная? Что называется изотропной? Ну, она похожа как бы на сферу, во всех направлениях одинаковая, но она могла бы быть как огурец. Но если я огурец раздую вот в такое количество раз - а мы живем на его шкурке, - то во всех направлениях он будет одинаковым, поэтому Вселенная во всех направлениях станет одинаковой. То есть таким образом мы решаем большинство тех проблем, которые у нас возникали. Почему Вселенная такая большая? А вот почему! А сколько там элементарных частиц? А вот столько! Поэтому нам и хватает…

То есть мы еще не знаем, откуда всё это взялось, мы не можем так просто решить проблему сингулярности начальной - мы про это еще немножечко дальше скажем, - но вот это то, зачем была нужна эта теория.

С другой стороны, могло бы оказаться, что мы переработали немножко. Потому что если Гималаи полностью выплощить, то вся Вселенная будет настолько плоская и однородная, что действительно будет плохо жить там, мы тогда галактики ниоткуда не возьмем.

Но оказалось, что можно галактики продуцировать за счет квантовых флуктуаций. И это то, что здесь же, в ФИАНе, говорили Чибисов и Муханов . Они изучали модель Старобинского и увидели, что там, если посмотреть на квантовые флуктуации пространства, а потом посмотреть, что происходит во время расширения Вселенной, то они вполне могут породить галактики. И мы на них смотрели и думали: что вы, ребята, тут говорите? Вы говорите о квантовых флуктуациях, а мы говорим о галактиках! Они же реальные… А потом вот что выяснилось. Это уже когда мы перевели всё это на язык скалярного поля и так далее… Молодцы, в общем, люди! Надо же было додуматься до этого!

Вселенная работает как лазер, только вместо лазерного поля она продуцирует галактики. Вот что происходит. Возьмем скалярное поле, сначала высокочастотное, квантовые флуктуации. Квантовые флуктуации существуют всегда. Здесь, в этой аудитории, на маленьких расстояниях есть квантовые флуктуации. Хорошо, что вы мне дали два часа, я бы не закончил… За два часа, наверное, закончу…

Так вот, квантовые флуктуации существуют сейчас, прямо здесь, но они всё время осциллируют, их, если посмотреть в мелкоскоп и быстро так снимать, то тогда мы увидим, что там что-то возникает, что-то исчезает. Так просто не увидишь, они для нас не важны. Но во время быстрого расширения Вселенной, предположим, что была такая квантовая флуктуация. Она растягивалась, с расширением Вселенной. Когда она растянулась достаточно - помните это уравнение для скалярного поля, где стоит этот член 3Hφ с точкой? Уравнение, член с трением. Когда у вас поле было коротковолновое, оно знать ничего не знало о трении, потому что оно билось с такой энергией, что его трением остановить было нельзя. А потом, когда оно растянулось, оно энергию свою потеряло и вдруг почувствовало, что Вселенная расширяется, что трение есть, и вот так и застыло. Застыло и продолжало расширяться, растягивая Вселенную.

После этого, на фоне этой флуктуации, которая нарисована здесь, прежние флуктуации, которые раньше были очень коротковолновыми, энергичными и так далее, они растянулись, увидели, что Вселенная расширяется, почувствовали трение и застыли - на фоне тех флуктуаций, которые раньше застыли.

После этого Вселенная продолжала расширяться, и новые флуктуации замерзали, а Вселенная расширялась-то экспоненциально. И в результате что произошло? Что эти все флуктуации раздулись до большого размера.

Я сейчас поясню, что это такое: это результат вычислений, которые как бы симулируют возникновение флуктуаций и их дальнейшую эволюцию. Я объясню, что это будет, что это такое. Смысл состоит вот в чём. Что мы взяли эти квантовые флуктуации. Они замерзли. Вселенная стала неоднородной на экспоненциально большом масштабе. Эти неоднородности стоя т, стоя т, стоя т… Потом инфляция кончилась. Потом - эта часть Вселенной еще не видит эту часть Вселенной. А потом прошло время, и они друг друга увидели. И когда увидели, эта часть Вселенной сказала: «А, у меня энергии меньше, а у тебя энергии больше; давай, все камни от меня полетят в эту сторону, потому что здесь гравитация сильнее». И эти флуктуации размораживаются. То есть сначала они были заморожены - за счет быстрого расширения Вселенной. А потом, когда две части Вселенной друг друга увидели, то эти флуктуации размерзли, и это буквально… по барону Мюнхгаузену.

Я не знаю, в детстве сейчас вас учат, там, барона Мюнхгаузена читают? Нам читали. Как он путешествовал по России. Хотя он был немецкий лжец, но путешествовал по России, в Сибири. Они охотились. И был такой жуткий мороз, что когда он хотел позвать друзей, чтобы они вместе собрались, то он сказал «ту-туту-туту!», а ничего не получилось, потому что звук замерз в рожке. Ну, потом, было холодно, он в снегу, как опытный человек, отрыл пещеру, зарылся там… Наутро вдруг он слышит: «Ту-туту-туту!». Что произошло? Размерзся звук-то. Потому что утром солнце появилось, всё, снег подтаял, и звук размерзся…

Вот здесь это же самое: сначала квантовые флуктуации замерзли, растащились на большое расстояние, а потом, когда дело уже пришло к тому, чтобы галактики образовывались, они размерзли, и неоднородности собрались вместе и сделались галактикой.

Сначала мы начали с квантовых флуктуаций. Потом мы быстро сделали их огромными. И когда мы сделали их огромными, мы фактически сделали их классическими. Они уже в это время не осциллировали, не исчезали, они замерзли, были большими. Вот этот трюк - как из чего-то квантового сделать что-то классическое.

Значит, этот фильм показывает вот что. Если мы начнем с чего-то почти однородного, как сейчас, и потом начнем добавлять эти вот синусоиды… Каждый новый кадр показывает экспоненциально большую Вселенную. Но компьютер не мог расширяться, поэтому мы сжимали картинки. На самом деле надо понимать, что каждая картинка соответствует экспоненциально большей и большей Вселенной. И длины волн всех этих значений, они все примерно те же самые в момент, когда они создаются. А потом они растягиваются, но вот здесь не видно, что это здоровая синусоида. Кажется, что это пик, там, башня острая… Это просто потому, что компьютер их сжал.

Не видно также и другое: что в тех местах, где скалярное поле подскочило по случайности очень высоко, в этом месте энергия скалярного поля оказывается такой большой, что в этом месте Вселенная начинает расширяться еще гораздо быстрее, чем она расширялась здесь. И поэтому в действительности, если бы правильно рисовать картинку - ну просто компьютер не умеет это делать, и это не компьютер виноват, это просто физика такая: нельзя кривое пространство представить себе уложенным в наше пространство, просто кривовато, как кривая поверхность, не всегда это удается, поэтому здесь ничего не поделаешь, - надо просто понять, что вот эти вот пики, значит, размер отсюда досюда - он гораздо больше размера отсюда досюда. Здесь на самом деле здоровый пузырь.

Это то, что… - тоже достоинство русского обучения - то, что мы выяснили, когда были на практике военного дела в университете: что расстояние по прямой бывает гораздо длиннее, чем расстояние по кривой, если прямая проходит рядом с офицером… Здесь, если вы пойдете по прямой рядом с этим пиком, то вы никогда не дойдете, потому что расстояние будет всё больше и больше. Кривое пространство можно представить себе двумя способами. Первое - можно говорить про расширение Вселенной, а второе - можно говорить про сжатие человека. Вот человек - это мера всех вещей. Если вы идете отсюда и доходите рядом с пиком, то можно сказать, что ваши шаги становятся всё меньше, и меньше, и меньше, и меньше, и поэтому вам трудно, трудно идти. Это другое понимание того, что это такое за пузырь здесь - это просто место, где вы сами уменьшаетесь по сравнению со Вселенной. Это почти эквивалентные вещи.

Откуда мы всё это знаем? Откуда мы знаем, что это всё правда? Ну, во-первых, честно говоря, мы с самого начала ведь знали, что это - правда. Потому что, ну, такая красивая была теория, так всё запросто объясняла, что после этого как бы даже экспериментальные доказательства были не очень нужны, потому что Вселенная же, ну… большая? - Большая. Параллельные прямые не пересекаются? - Не пересекаются… И так далее. Другого объяснения не было.

Поэтому, как бы, вот есть экспериментальные данные. Но люди, всё равно, они хотят не просто так, а хотят, чтобы и еще что-нибудь предсказать бы, чего мы не знали, и чтобы это подтвердилось. И одно из предсказаний - эти вот квантовые флуктуации… Хорошо было бы их увидеть на небе, а мы их не видели. И один за другим стали запускаться разные системы, спутники, первый замечательный спутник - это был «Кобе» (COBE), запущенный в начале 90-х, и люди как раз в прошлом году получили нобелевские премии за это. Они увидели следующее. Они увидели, что микроволновое излучение, которое приходит к нам с разных сторон Вселенной, оно немножечко анизотропное.

Сейчас я объясню, о чём идет речь. В середине 60-х люди увидели, что на Землю идет излучение с температурой примерно 2,7 K. Чего-то такое, радиоволны, очень малоэнергичные, но со всех сторон. Потом они поняли, что это такое. Вселенная, когда она взорвалась, она была горячей. Потом, когда она расширилась, эти фотоны свою энергию потеряли, и когда они к нам дошли, они дошли вот такими дохленькими, с маленькой-маленькой энергией. И со всех сторон была та же самая энергия - 2,7 K. Температура - мера энергии. Потом начали смотреть более пристально и увидели, что вот в этом направлении температура 2,7 плюс еще примерно 10 –3 , а вот в этом направлении 2,7 минус еще 10 –3 . И почему же это такое? А вот почему: потому что Земля движется по отношению ко всей Вселенной. И есть вот это самое красное смещение. В ту сторону, куда мы движемся, там небо становится более голубым, фотоны приходят чуть-чуть более энергичные. А откуда движемся, они идут немножечко более красные. Это был простой эффект. И мы сразу поняли, с какой скоростью мы движемся по отношению к реликтовому излучению, всё было просто.

А потом люди захотели узнать, а нет ли еще какой-нибудь структуры? И вот запустили спутники, один из них «Кобе», а вот здесь, на картинке нарисован WMAP , спутник такой. И картинка, которая показывает как бы эволюцию во времени.

Сначала был Большой взрыв, потом было вот это ускорение Вселенной - инфляция, потом возникли квантовые флуктуации, которые замерзли, потом эти квантовые флуктуации, которые замерзли, привели к возникновению структуры небольшой во Вселенной. В это время Вселенная была очень горячей. Она была такой горячей, что сигналы до нас просто не доходили, так же как Солнце для нас здесь непрозрачно: оно очень горячее, поэтому мы вглубь Солнца можем видеть только на несколько сотен километров. Вот…

А потом вдруг Вселенная стала прозрачной для обычного излучения, потому что электроны объединились с протонами в атомы, и дальше, когда Вселенная стала более или менее нейтральной, свет стал проходить до нас. И вот мы видим то излучение, которое прошло от этого момента. И вот эти спутники, они посмотрели и померили температуру от разных точек во Вселенной с точностью до 10 –5 K. Вот представьте себе, что в лаборатории было трудно получить, там, температуру один градус Кельвина. Люди померили температуру Вселенной, 2,7 K плюс еще, там, много знаков после этого, и потом они померили неточности в этой температуре с точностью до 10 –5 . Ну, научная фантастика! Я никогда не верил вообще, что это возможно, но потом стал доверять друзьям-экспериментаторам, потому что мы-то знаем, что мы, теоретики, а вот экспериментаторы, оказывается…

Значит, вот, они померили такие маленькие пятнышки на небе, эти маленькие пятнышки - они здесь раскрашены. Мы знаем, что там, где энергия больше - это синее смещение, там где энергия меньше - это красное смещение, но здесь всё наоборот. Люди, которые эту карту раскрашивали, они понимали, что психология людей работает не так. Всё равно это не видимый свет, это радиоизлучение, поэтому не красный, не белый, никакой. Поэтому они его раскрасили искусственно. И вот то, что красное, это чтобы понять, что там горячо. А там, где синее, - это чтобы понять, что холодно. Поэтому они раскрасили прямо наоборот. Но не важно. Важно то, что вот эти пятнышки на небе, они с точностью до 10 –5 .

Если поглядеть повнимательнее на кусочек этого неба, то вот какая картинка здесь получается. Вот такие вот пятнышки. Что это такое? А вот что это. Возникли эти квантовые флуктуации скалярного поля, растащились на всё небо, замерзли там, изменили там немножечко геометрию Вселенной и плотность вещества, изменили за счет этого температуру реликтового излучения, которое к нам приходит, и поэтому эта температура, вот эти неоднородности, являются фотографией тех квантовых флуктуаций, которые возникли на последних стадиях инфляции - возникли и замерзли. То есть мы сейчас видим всё небо, и это всё небо является как фотографическая пластинка, на которой изображены квантовые флуктуации, возникшие на конечной стадии инфляции, примерно в 10 –30 с. Мы видим фотографию того, что произошло с 10 –30 -й секунды после Большого взрыва. Ну вот, чудеса, что тут можно сказать!

Мало того, что мы видим эту фотографию - изучили ее спектральные свойства. То есть эти пятнышки на больших угловых размерах имеют одну интенсивность, на маленьких угловых размерах они имеют другую интенсивность. Посчитали спектр этих флуктуаций и выяснили, что спектр - он вот такой: черные пятнышки - это то, что экспериментально видит этот самый спутник WMAP. С тех пор появились и еще другие результаты, которые вот в эту область простираются, я их сейчас здесь и приводить не стал. Но вот красная линия - это теоретические предсказания простейшей модели инфляционной Вселенной, а черные точки - это то, что экспериментально видно.

Здесь есть какие-то аномалии. При больших углах самые большие расстояния маленькие. Здесь l - то, что здесь, вот, на этой оси, - это количество гармоник. То есть чем больше l , тем больше гармоники, тем меньше угол. На маленьких углах прекрасное совпадение с экспериментальными данными. На больших углах что-то не до конца понятное происходит. Но может быть, это просто потому неточности, потому что нам дан-то один только кусок Вселенной: мы статистику изучаем, а статистика у нас - как вы подбросили монетку один раз, какая вам статистика? Вам надо подбросить ее сто раз, чтобы увидеть, что примерно 50 на 50 произошло. Поэтому на больших углах статистика не очень точная. Всё равно немножечко точки выпадают - есть некая проблема, что здесь происходит. Какие-то есть анизотропии во Вселенной, которые мы не можем объяснить в больших масштабах пока что. Но тем не менее, факт-то состоит в том, что все остальные точки, оказывается, прекрасно ложатся. И поэтому совпадение теории с экспериментом очень впечатляющее.

Я решил для себя, что я должен придумать способ объяснить изменение картины мира на простом языке. А картина мира… Сейчас, я пока что до этой самой теории многоликой Вселенной еще не дошел. Это пока что простая картинка… Так вот. Изменение картины мира, оно выглядит так. Что сидим мы на Земле, смотрим вокруг. И вот окружены этой хрустальной сферой. Дальше ничего мы видеть не можем, а есть там звёзды, планеты… И мы знаем, что мы используем нашу космологию как машину времени.

Если мы возьмем и посмотрим, там, на Солнце, мы видим Солнце, каким оно было несколько минут назад. Посмотрим на дальние звёзды. Мы увидим звёзды такими, какими они были много лет назад, сотни лет назад, тысячи лет назад.

Если мы еще дальше пойдем, то мы увидим вот это место, где Вселенная только что стала горячей, и в это время пошли к нам фотоны, это вот то, что эти спутники видят, вот мы увидели этот космический огонь. А дальше Вселенная непрозрачна. Дальше, ближе к этому Большому взрыву, который произошел вот эти 13 миллиардов лет назад, мы подойти не можем. Но, конечно, если бы использовать, например, нейтрино, которые в это время излучены, - мы знаем, что мы можем получать нейтрино, которые идут из центра Солнца, - можно было бы получить нейтрино, которые были испущены ближе к этому Большому взрыву. Сейчас мы видим только то, что было примерно 400 000 лет после Большого взрыва. Ну, все-таки… по сравнению с 13 миллиардами четыреста тысяч - довольно хорошо… Но если бы нейтрино, мы могли бы подойти гораздо ближе. Если бы гравитационные волны, мы могли бы подойти совсем близко к Большому взрыву, прямо вот буквально до вот таких вот времен от Большого взрыва.

А что говорит инфляция? А инфляция говорит вот что. Что на самом деле вот этот весь огонь космический, он возник после инфляции, и здесь есть экспоненциально много места, когда вся Вселенная была заполнена только скалярным полем, когда частиц никаких не было, а если бы они даже и были, то плотность их экспоненциально падала бы всё время, потому что Вселенная экспоненциально расширялась.

Поэтому что бы там ни было до инфляции, это совершенно не важно. Вселенная здесь была практически пустой, а энергия сидела в этом скалярном поле. А уж после того, как оно - помните эту картину: скалярное поле шло вниз, вниз, вниз, потом постепенно, когда оно доходило донизу, Хаббловская постоянная становилась маленькой - оно начинало осциллировать, в это время за счет своих осцилляций оно порождало нормальную материю. В это время Вселенная становилась горячей. В это время возник этот огонь. А мы раньше думали, что этот огонь от начала мира. Мы просто были как волки, которые боятся через огонь перепрыгнуть, мы знали, что вот это вот начало мира.

Выясняется сейчас, что для того, чтобы объяснить, почему этот огонь был так однородно распределен, нам надо было, чтобы была стадия, которая всё уравнивала. И это - инфляционная стадия.

И дальше можно по небу идти далеко-далеко за это место, потому что Вселенная вот такая вот большая, вот столько там было. И если мы пойдем дальше, мы увидим эти места, где возникают квантовые флуктуации, которые порождают галактики. И мы увидим те места, где эти флуктуации такие большие, что они порождали новые части Вселенной, которые расширялись быстро и которые порождаются и возникают и сейчас . Вселенная за счет этих квантовых флуктуаций порождает сама себя, не только галактики, но большие части самой себя. И она становится бесконечной и самовоспроизводящейся Вселенной.

Но помимо всего этого возникает еще один эффект. Вот я вам рассказывал про Вселенную, в которой было скалярное поле только одного типа. Скалярное поле с таким простым потенциалом… Мы знаем, что если мы хотим описать теорию элементарных частиц полностью, то нам нужно много скалярных полей. Например, в теории электрослабых взаимодействий имеется хиггсовское поле. И хиггсовское поле делает все частицы нашего тела тяжелыми. То есть электроны приобретают массы, протоны приобретают массы, фотоны не приобретают массы. Другие частицы приобретают массы. В зависимости от того, какое скалярное поле, они приобретают разную массу.

Но этим дело не кончается. Есть еще и теория Великого объединения, в которой возникает скалярное поле другого типа. Это другое поле. Если бы его не было, то не было бы принципиальной разницы между лептонами и барионами, тогда бы протоны могли легко распадаться на позитроны, не было бы разницы между материей и антиматерией. Для того чтобы объяснить, что там произошло, как эти вещи отделились, пришлось ввести еще одно скалярное поле… В принципе, этих скалярных полей может быть много. Если посмотреть на простейшую теорию - суперсимметричную - теорию Великого объединения, то окажется, что потенциальная энергия в ней рисуется вот так…

Ну, это тоже примерная картинка, на самом деле. Это некоторое поле, которое на самом деле является матрицей. И вот, при одном значении этого поля нету никакого нарушения симметрии между слабым и сильным электромагнитным взаимодействием, нет разницы между лептонами и барионами. Есть другое значение поля, в котором специальный тип нарушения симметрии, совсем не то, что мы видим. Есть третий минимум, в котором как раз физика нашего мира. В действительности надо еще написать вот наше скалярное поле, и если всё вместе написать, то будет десяток таких минимумов. У них у всех в первом приближении одинаковая энергия, и мы живем только в одном из этих минимумов.

И тогда возникает вопрос: а как же мы в этот минимум попали? А в самой ранней Вселенной, когда температура была горячей, существовал только вот этот минимум. И возникала проблема: как же мы тогда просочились вот в этот минимум-то, потому что в ранней Вселенной, в согласии с той теорией, которую мы здесь развивали вместе с Давидом Абрамовичем Киржницем , которому пришла эта идея ему в голову, насчет того, что в ранней Вселенной симметрия между всеми взаимодействиями восстанавливается. И вот тогда мы должны были бы сидеть здесь. А как же мы тогда попали вот сюда? И единственный способ, как мы туда могли попасть, это за счет квантовых флуктуаций, которые генерировались во время инфляции.

Но ведь это скалярное поле тоже скакало и тоже замерзало. И оно могло перескочить в этот минимум, перескочить в этот, перескочить обратно. Потом, если оно перескочило в один из этих минимумов, часть Вселенной, в которую мы попали в этот минимум, она начинала быть экспоненциально большой. Эта начинала быть экспоненциально большой, эта… И Вселенная разбилась на экспоненциально большое количество частей экспоненциально большого размера. Со всеми возможными типами физики в каждой из них.

Что это означает? Что, во-первых, может быть много скалярных полей. Во-вторых, может быть много разных минимумов. И после этого, в зависимости от того, куда мы попали, Вселенная могла стать разбитой на большие, экспоненциально большие области, каждая из которых по всем своим свойствам выглядит - локально - как огромная Вселенная. Каждая из них имеет огромные размеры. Если мы в ней живем, мы не будем знать, что другие части Вселенной существуют. А законы физики, эффективно, там будут разные.

То есть, в действительности, закон физики - он один и тот же может быть, у вас имеется одна и та же теория, - но это так же, как вода, которая может быть жидкой, газообразной, твердой. Но рыба может жить только в жидкой воде. Мы можем жить только вот в этом минимуме. Поэтому мы там и живем. Не потому, что этих частей Вселенной нет, а потому, что мы можем жить только здесь. Вот возникает эта картина, которая и называется «многоликая Вселенная», или «Multiverse» вместо «Universe».

Другим языком. Мы знаем, что наши свойства определяются генетическим кодом - кодом, который нам достался в наследство от наших родителей. Мы знаем также, что существуют мутации. Мутации происходят, когда что-нибудь странное происходит. Когда космические лучи, когда какая-нибудь химия не та - ну, вы лучше меня знаете, что нужно для того, чтобы мутации происходили. А мы знаем также, что всё вот огромное количество видов - необходимо было, чтобы эти мутации были.

Так вот, во время расширения Вселенной тоже были мутации. У вас Вселенная, даже если с самого начала она находилась в одном минимуме, то после этого она начинала прыгать из одного минимума в другой и разбивалась на разные типы Вселенной. И вот этот механизм квантовых флуктуаций, которые перебрасывали Вселенную из одного места, из одного состояния в другое - их можно назвать… это можно назвать механизмом космических мутаций.

(К сожалению, здесь, конечно, не видно часть того, что я собирался показывать. Ну, словами, значит… ) Ландшафт. Возникла такая терминология, потому что эта терминология, эта картинка оказалась очень важной в контексте теории струн. Люди уже давно говорили про теорию струн как лидирующего кандидата на теорию всех взаимодействий. Я в этом месте, к сожалению, «плаваю»… Хотя я и являюсь одним из соавторов вот этой картинки, которая здесь есть. То есть в течение многих лет люди не знали, как с помощью теории струн описать наше четырехмерное пространство.

Дело в том, что теорию струн легче всего сформулировать в десятимерном пространстве. Но в десятимерном пространстве шесть измерений являются лишними, надо как-нибудь от них отделаться. Идея состоит в том, что их надо как-нибудь сжать в маленький клубочек, чтобы их никто не видел, чтобы в шесть направлений никак никто не мог пойти, а мы видели бы только четыре большие измерения - три пространства и одно время. И вот мы гуляли бы в этих трех пространственных измерениях и думали бы, что наша Вселенная трехмерная плюс одно время, а в действительности где-то в сердце Вселенной хранилась бы информация о том, что она происхождение имеет пролетарское - десятимерное. И хотелось бы ей стать десятимерной тоже. Вот в теории струн так всё время получалось, что она хочет быть десятимерной, и до последнего времени не знали, как сделать ее четырехмерной, оставить ее нормальной. Во всех вариантах получалось, что это состояние неустойчивое.

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».