Космическая инфляция
То, что произошло дальше, все еще остается предметом дискуссий, однако большинство космологов согласны в том, что примерно в этот момент Вселенная пережила процесс, который мы называем космической инфляцией. По каким-то причинам, нам не до конца понятным, расширение Вселенной внезапно ускорилось, и та область, которой предстояло стать нашей наблюдаемой Вселенной, увеличилась в размерах более чем в 100 триллионов триллионов (т. е. 1026) раз. Разумеется, при этом она достигла всего лишь размера пляжного мяча, однако, учитывая, что начальная точка была неизмеримо меньше любой известной нам частицы, а процесс расширения занял примерно 10-34 секунды, это не может не произвести впечатление.
Теория инфляции позволила решить несколько по-настоящему сложных проблем, свойственных стандартной модели Большого взрыва. Одна из них была связана со странной однородностью космического микроволнового фонового излучения, а другая – с крошечными отклонениями в нем.
Проблема однородности заключается в том, что стандартная космологическая модель Большого взрыва никак не объясняет тот факт, что вся наблюдаемая Вселенная, включая области, находящиеся на противоположных сторонах неба, имела одну и ту же температуру на ранних стадиях развития. Изучая отголоски Большого взрыва, мы видим, что она была одинаковой везде, что, если подумать, кажется весьма странным совпадением. Как правило, два объекта могут иметь одинаковую температуру в том случае, если они находятся в состоянии, которое мы называем термодинамическим равновесием. Это означает, что у таких объектов есть возможность обмениваться теплом, а также время для этого. Если вы оставите чашку кофе в комнате на достаточно долгое время, кофе и воздух будут взаимодействовать друг с другом, и в итоге вы получите чашку с кофе комнатной температуры и комнату с немного более теплым воздухом. Проблема стандартной картины ранней Вселенной состоит в том, что она не предусматривает ситуацию, в которой две отдаленные области могли бы взаимодействовать друг с другом и достичь теплового равновесия. Если мы возьмем две точки на противоположных сторонах небосвода и выясним расстояние между ними сейчас и расстояние, которое разделяло их в самом начале, 13,8 миллиарда лет назад, мы обнаружим, что в истории Вселенной не было момента, когда они находились достаточно близко для того, чтобы лучи света могли перемещаться между ними, уравновешивая их температуру. Луч света, покинувший одну из этих точек в момент возникновения Вселенной, даже за 13,8 миллиарда лет не успел бы преодолеть расстояние до другой точки. Они всегда находились вне горизонтов друг друга и не имели возможности как-то взаимодействовать
[23]. Таким образом, либо мы имеем дело с самым масштабным совпадением во Вселенной, либо на ранней стадии ее развития произошло некое событие, которое обеспечило это равновесие.
Проблему отклонений сформулировать чуть проще. Она сводится к вопросу о том, откуда взялись крошечные флуктуации плотности в космическом микроволновом фоновом излучении, и чем объясняется их распределение.
Теория космической инфляции решает обе эти проблемы, наряду с несколькими другими. Основная идея состоит в том, что в ранней Вселенной был период времени после сингулярности, но до окончания стадии огненного шара, когда она расширялась невероятно быстро. Эта теория допускает существование периода на ранней стадии развития Вселенной, когда очень маленькая область могла достичь теплового равновесия и увеличиться до размера наблюдаемой нами Вселенной в результате быстрого расширения. Представьте, что будет, если взять сложную абстрактную картину и растянуть ее так, чтобы весь вид закрывало пятно одного цвета. По сути, при расширении Вселенной одна из ее областей, которая изначально была достаточно мала, чтобы успеть достичь теплового равновесия, увеличилась и превратилась в то, что мы называем наблюдаемой Вселенной.
С помощью теории инфляции и квантовой физики также можно объяснить флуктуации плотности. Существенное различие между физикой субатомного мира и физикой макромира состоит в том, что каждому взаимодействию отдельных частиц присуща неустранимая неопределенность. Возможно, вы уже слышали о принципе неопределенности Гейзенберга, который говорит о существовании предела точности любого измерения, обусловленного присущей квантовой механике неопределенностью, так или иначе искажающей результат. Если вы очень точно измерите положение частицы, вы не сможете определить ее скорость, и наоборот. Даже если вы оставите частицу в покое, она все равно будет подвержена случайным блужданиям, и при каждом ее измерении вы будете получать несколько иной результат.
Как это связано с реликтовым излучением? Согласно гипотезе, инфляция была вызвана неким энергетическим полем, подверженным квантовым флуктуациям, или случайным колебаниям. Эти колебания в микроскопическом масштабе представляют собой лишь кратковременные вспышки, но они изменяют плотность в том микромасштабе, в котором происходят, а вследствие расширения превращаются в достаточно существенные неравномерности в распределении плотности первичного газа. Существование небольших пятен в космическом микроволновом фоновом излучении объяснимо, если принять тот факт, что они являются результатом естественной многотысячелетней эволюции флуктуаций, возникших в первые 10-34 секунды существования космоса. Из этих самых пятнышек в итоге сформировались все наблюдаемые сегодня галактики и их скопления.
Тот факт, что распределение самых больших структур во Вселенной может быть точно сопоставлено с колебаниями квантового поля, не перестает меня поражать. Связь космологии с физикой элементарных частиц нигде не проявляется так ярко, как при исследовании космического микроволнового фонового излучения.
