Наша главная загадка (которую мы обсуждали в главе 6) – почему Вселенная расширяется спустя 10 млрд лет, притом что значение числа Ω все еще не слишком отличается от единицы. Наша Вселенная не «схлопнулась» много лет назад и не расширяется настолько быстро, чтобы ее кинетическая энергия значительно преодолела эффект тяготения. Это требует, чтобы число Ω в ранней Вселенной было удивительно близко к единице. Что же заставило все вокруг расширяться таким особенным образом? Почему, когда мы наблюдаем отдаленные районы Вселенной в разных направлениях, они выглядят такими похожими? Или почему температура реликтового излучения практически одна и та же на всем небе?
Эти вопросы имеют ответ, если допустить, что все части нашей сегодняшней Вселенной были синхронизированы друг с другом на очень раннем этапе, а потом развивались по отдельности. Это является ключевым постулатом теории «инфляционной Вселенной»
[36]. В 1981 г. тогда еще молодой американский физик Алан Гут выдвинул эту идею. Как часто случается в науке, у него было несколько предшественников – физики-теоретики Алексей Старобинский и Андрей Линде из СССР и Кацумото Сато из Японии, но Гут сделал положения теории достаточно ясными, чтобы убедить большинство специалистов в том, что эта теория была революционным прозрением. В своей книге «Инфляционная Вселенная»
{19} Гут вспоминает момент, когда его осенила эта идея, а также то, как живо обсуждали ее физики-теоретики и как развили дальше. (Гут также осуществил «социологический прорыв» в американскую академическую науку с точки зрения молодого исследователя, ищущего свою нишу в переполненной области.)
Согласно теории инфляционной Вселенной, причина того, почему Вселенная столь велика и почему тяготение и расширение так четко уравновешены, лежит в каком-то значительном событии, которое произошло очень рано, когда вся наша наблюдаемая Вселенная была буквально микроскопических размеров. При колоссальной плотности той эпохи в игру вступило некое «космическое отталкивание», похожее на невообразимо сильное число λ. Именно оно взяло верх над обычным тяготением. Расширение «рвануло на верхней передаче», что привело к неудержимому ускорению, позволившему зародышу Вселенной раздуться, гомогенизироваться и установить «хорошо настроенное» равновесие между тяготением и кинетической энергией.
Предполагается, что все это произошло в пределах всего лишь первых 10–35 секунд Большого взрыва! Условия, которые существовали тогда, очень далеки от тех, которые мы можем проверить экспериментально, поэтому о деталях можно говорить только умозрительно. Тем не менее мы можем строить предположения, согласующиеся с другими физическими теориями и с тем, что мы знаем о более поздней Вселенной.
Идея, стоящая за инфляционной теорией, чрезвычайно привлекательна, потому что она, по-видимому, показывает, как целая вселенная могла развиться из крошечного «зернышка». Мы считаем, что это произошло, поскольку расширение идет по экспоненте: оно удваивается, снова удваивается, затем удваивается еще раз… Математические формулы (если только они не очень длинные и в самом деле сложные) обычно не оперируют огромными числами. Единственный естественный путь для «скромного» числа – создать гигантское – такое, как 1078, общее число атомов в наблюдаемой Вселенной, – если оно является показателем экспоненциальной зависимости (так можно сказать, если использовать математические термины), т. е. оно говорит нам, сколько раз параметр удваивается. Каждый раз, когда радиус сферы увеличивается вдвое, ее объем возрастает в восемь раз (в обычном евклидовом пространстве). Для того чтобы достичь такого числа, как 1078, потребуется лишь сотня подобных удвоений.
Именно это, предположительно, и происходило во время инфляционной фазы эволюции нашей Вселенной. Неистовое отталкивание, управлявшее раздуванием, должно было «выключиться», позволив Вселенной, которая к тому времени достаточно увеличилась, чтобы вместить в себя все, что мы сейчас видим, перейти к более ленивому и спокойному расширению. Этот переход превратил огромную энергию, скрытую в первоначальном «вакууме», в обычную энергию, являющуюся источником тепла в огненном шаре, и начал более привычный процесс расширения, который и сделал нашу Вселенную такой, какой мы ее видим сегодня.
Понятие «инфляция» эмоционально обсуждалось с тех пор, как впервые было выдвинуто десятки лет назад. Оно прошло через множество вариантов, основанных на разных предположениях о том, как давление, плотность и т. д. вели себя при условиях, очень далеких от того, что мы можем изучать напрямую. Но сама идея в целом, разумеется, будет сохранять свою популярность, пока не появится теория получше. В настоящий момент только инфляционная теория дает достоверное объяснение того, почему наша Вселенная так велика и так единообразна. Она предлагает объяснение того, почему Вселенная расширяется с такой кажущейся хорошо настроенной скоростью, что смогла растянуть себя во всех направлениях на 10 млрд св. лет.
МОЖЕМ ЛИ МЫ ПРОВЕРИТЬ ИНФЛЯЦИОННУЮ ТЕОРИЮ?
Если сморщенную поверхность растягивать во много раз, неровности будут уменьшаться и поверхность станет гладкой. Аналогией «гладкости» в космологии является точное равновесие между (отрицательной) энергией тяготения и (положительной) энергией расширения. Это самое надежное обобщенное предсказание инфляционной теории. Выполняется ли оно? Простейшая плоская вселенная – это как раз та самая, где число Ω равно точно единице. Доказательства, приведенные в главе 5, говорят о том, что атомы и темная материя составляют только 0,3 критической плотности, и это на первый взгляд говорит о неудаче. Вследствие этого физики-теоретики с энтузиазмом ухватились за утверждение о том, что расширение ускоряется, потому что к нему добавляется энергия, связанная с числом λ. Наша Вселенная и в самом деле кажется «плоской» (хотя самые осторожные среди нас могут сказать, что «присяжные все еще не собрались», и будут избегать окончательного вердикта еще несколько лет)
[37]. «Смесь» того, что составляет критическую плотность Вселенной, всего на 4 % состоит из атомов и на 25 % – из темной материи. Все остальное – сам «вакуум».
Доказательство «плоскостности» несколько воодушевляет. По крайней мере оно поощряет нас проводить дальнейшие опыты, особенно «диагностику», которая может выявить детали того, что происходило во время быстрого расширения. Большинство обстоятельных идей об ультраранней Вселенной имеют очень короткий срок годности. По поводу первых 10–35 секунд сегодняшние физики испытывают такую же неуверенность, какую испытывали по поводу первой секунды после Большого взрыва, когда Гамов и другие исследователи начали изучать космологическое происхождение элементов. Их первичные идеи были неверными во многих отношениях, но они были исправлены и твердо встали на ноги за следующие 10–20 лет. Возможно, мы можем питать такие же надежды по поводу союза физики сверхвысоких энергий и космологии в ближайшее десятилетие.
