В 1979 году гарвардский аспирант Джон Прескилл рассчитал, что во время фазового перехода ТВО должны были образоваться монополи массой в 1016 раз больше массы протонов в количестве, сопоставимом с числом протонов
. Если бы все было так, масса Вселенной в то время стала бы настолько большой, что она схлопнулась бы менее чем за 1200 лет
.
В 1980-е проводилось множество экспериментов по поиску магнитных монополей, но ни один так и не был найден
. В 1987 году я провел шесть месяцев своего творческого отпуска в Италии, работая в проекте MACRO (Monopole, Astrophysics, and Cosmic Ray Observatory — «Обсерватория монополей, астрофизики и космических лучей») в Национальной лаборатории Гран-Сассо, расположенной под землей. Эта лаборатория представляет собой магистральный туннель, проложенный через горную цепь недалеко от горы Л’Акуила, где в 2009 году произошло землетрясение (лаборатория не пострадала). Основной целью эксперимента MACRO был поиск магнитных монополей, и он стал самым чувствительным экспериментом из когда-либо проводимых в этой области. Обнаружить монополи так и не удалось, но к 2002 году в этом эксперименте был установлен очень строгий верхний предел для регистрации потока монополей, намного ниже расчетного значения, основанного на эффекте, который монополи должны производить на магнитные поля галактик
.
Тем не менее провал попытки обнаружить магнитные монополи — это в худшем случае проблема теорий великого объединения, но никак не модели Большого взрыва. Я упомянул об этом в основном из исторических соображений, поскольку проблема монополей сильно поспособствовала привлечению физиков, работающих с элементарными частицами, к работе над космологией ранней Вселенной.
Старая и новая инфляция
В 1980 году несколько физиков и астрофизиков начали независимо друг от друга разрабатывать сценарий развития ранней Вселенной, который должен был в конечном итоге представить возможное решение проблем, связанных с общепринятой моделью Большого взрыва. В том же году, 11 января, российский физик Алексей Старобинский, работавший со Стивеном Хокингом в Кембридже, отправил в журнал Physics Letters статью, в которой доказывал, что квантовые эффекты в ранней Вселенной могли привести к появлению пространства де Ситтера, а значит, к экспоненциальному расширению Вселенной, называемому теперь инфляцией.
В 1970 году Хокинг и Роджер Пенроуз применили общую теорию относительности, чтобы доказать, что наша Вселенная вначале представляла собой сингулярность, бесконечно малую точку бесконечно высокой плотности
. С тех пор этот вывод используется богословами в качестве доказательства того, что наша Вселенная имела начало и, хотя это и не является следствием, что у нее должен был быть единоличный Творец
. Старобинский доказал, а Хокинг и Пенроуз согласились, что квантовые эффекты в ранней Вселенной уничтожили сингулярность. Общая теория относительности не относится к квантовым теориям и перестает действовать на расстояниях меньше планковской длины — 10-35 м
.
5 мая 1980 года знакомый астрофизик Демосфен Казанас из Центра космических полетов имени Годдарда отправил в Astrophysical Journal статью, озаглавленную «Динамика Вселенной и спонтанное нарушение симметрии»
. В ней он утверждает, что фазовый переход в ранней Вселенной, связанный со спонтанным нарушением симметрии, приведет к экспоненциальному расширению, которое может объяснить наблюдаемую изотропность Вселенной. Я считаю, что это была первая опубликованная работа, прямым текстом признающая экспоненциальное расширение в качестве решения одной из главных проблем с общепринятой моделью Большого взрыва, а именно проблемы горизонта.
9 сентября 1980 года японский физик Кацухико Сато отправил в «Ежемесячный обзор Королевского астрономического общества» (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society) статью, в которой также доказывал, что фазовый переход первого рода может привести к экспоненциальному расширению Вселенной
. Он предположил, что происхождение галактик может объясняться флуктуациями, но не упомянул другие проблемы, связанные с моделью Большого взрыва.
Однако решающей работой по инфляционной теории стала статья, отправленная в Physical Review 1 августа 1980 года физиком Аланом Гутом, в ту пору получившим докторскую степень и занимавшимся исследованиями на Стэнфордском линейном ускорителе
. Гут осознал всю значимость раннего периода экспоненциального расширения Вселенной, подчеркнув, каким образом это решает проблемы горизонта и плоской Вселенной, а также предложил возможное решение проблемы монополей.
Как вскоре понял Гут, проблемы плоской Вселенной и горизонта, вне всяких сомнений, были самыми важными. Любая из них могла опровергнуть модель Большого взрыва, если для нее не найдется возможного решения. В то же время проблема магнитных монополей не была критически важной. Магнитные монополи не существуют ни в классической, ни в квантовой электродинамике, и ни один монополь так и не удалось зарегистрировать в природе. В лучшем случае они добавляют симметрии электричеству и магнетизму, однако их существование требуется только в рамках теорий великого объединения.
В своей замечательной популярной книге «Инфляционная Вселенная» (The Inflationary Universe)
, вышедшей в 1997 году, Гут рассказывает, как проблема монополя подтолкнула его к идее инфляционной модели Вселенной, и признает, что в то время он мало знал о космологии. О проблеме горизонта он впервые услышал в декабре 1979 года. Но он быстро учился и ко времени написания работы полностью осознавал всю глубину значимости как проблемы плоской Вселенной, так и проблемы горизонта.
В этой книге Гут прекрасно объясняет свою оригинальную модель, но и он, и остальные вскоре поняли, что она требует корректировки. Вместо того чтобы приводить здесь эту весьма сложную для понимания неспециалистом историю, я просто скажу, что экспоненциальная инфляция Вселенной является естественным следствием из общей теории относительности.
Если записать уравнения Фридмана для де-ситтеровской Вселенной с положительной космологической постоянной, достаточно математики на уровне первого курса, чтобы доказать, что решение представляет собой экспоненциальное расширение. Независимо от конкретной модели, теория инфляционного расширения решает проблемы плоской Вселенной, горизонта и монополей, а также закладывает основы для решения проблемы структуры.
Проблема плоской Вселенной решена
Вспомните, в главе 8 я описывал расширяющееся трехмерное пространство с помощью традиционной аналогии расширяющейся двухмерной поверхности надувающегося шарика
[17]. Представьте себе шарик, который вначале имеет небольшие размеры, но затем расширяется на много порядков. Отдельные маленькие участки его поверхности станут очень плоскими. Вселенная, находящаяся в пределах нашего светового горизонта, подобна этому маленькому участку, который вследствие инфляции действительно стал очень плоским.
Сейчас это принято трактовать таким образом: Вселенная имеет Ω = 1, то есть плотность р в точности равна критическому значению ρc, для которого действует геометрия Евклида. Вспомним, что в этом случае космологический коэффициент кривизны k = 0. Текущее экспериментально определенное значение Ω = 1,002 ± 0,011. Если ρ будет лишь совсем немного меньше, чем ρc, скажем на 1/10100, то наша Вселенная будет иметь небольшую отрицательную кривизну k = -1, а также будет бесконечно расширяться.
