Узнав о теории Большого взрыва, я задал себе вопрос, откуда же взялось то, что взорвалось?
Вопрос о происхождении Вселенной со всеми ее известными и пока неведомыми свойствами испокон веков волнует человека. Но только в ХХ веке, после обнаружения космологического расширения, вопрос об эволюции Вселенной стал понемногу прояснятся. Последние научные данные позволили сделать вывод, что наша Вселенная родилась 15 миллионов лет назад в результате Большого взрыва. Но что именно взорвалось в тот момент и что, собственно, существовало до Большого взрыва, по-прежнему оставалось загадкой. Созданная в ХХ веке инфляционная теория появления нашего мир позволила существенно продвинутся в разрешении этих вопросов, общая картина первых мгновений Вселенной сегодня уже неплохо прорисована, хотя многие проблемы еще ждут своего часа.
До начала прошлого века было всего два взгляда на происхождение нашей Вселенной. Ученые полагали, что она вечна и неизменна, а богословы говорили, что Мир сотворен и у него будет конец. Двадцатый век, разрушив очень многое из того, что было создано в предыдущие тысячелетия, сумел дать свои ответы на большинство вопросов, занимавших умы ученых прошлого. И быть может, одним из величайших достижений ушедшего века является прояснение вопроса о том, как возникла Вселенная, в которой мы живем, и какие существуют гипотезы по поводу ее будущего. Простой астрономический факт - расширение нашей Вселенной - привел к полному пересмотру всех космогонических концепций и разработке новой физики - физики возникающих и исчезающих миров. Всего 70 лет назад Эдвин Хаббл обнаружил, что свет от более далеких галактик «краснее» света от более близких. Причем скорость разбегания оказалась пропорциональна расстоянию от Земли (закон расширения Хаббла). Обнаружить это удалось благодаря эффекту Доплера (зависимости длины волны света от скорости источника света). Поскольку более далекие галактики кажутся более «красными», то предположили, что и удаляются они с большей скоростью. Кстати, разбегаются не звезды и даже не отдельные галактики, а скопления галактик. Ближайшие от нас звезды и галактики связаны друг с другом гравитационными силами и образуют устойчивые структуры. Причем в каком направлении ни посмотри, скопления галактик разбегаются от Земли с одинаковой скоростью, и может показаться, что наша Галактика является центром Вселенной, однако это не так. Где бы ни находился наблюдатель, он будет везде видеть все ту же картину - все галактики разбегаются от него. Но такой разлет вещества обязан иметь начало. Значит, все галактики должны были родиться в одной точке. Расчеты показывают, что произошло это примерно 15 млрд. лет назад. В момент такого взрыва температура была очень большой, и должно было появиться очень много квантов света. Конечно, со временем все остывает, а кванты разлетаются по возникающему пространству, но отзвуки Большого взрыва должны были сохраниться до наших дней. Первое подтверждение факта взрыва пришло в 1964 году, когда американские радиоастрономы Р. Вильсон и А. Пензиас обнаружили реликтовое электромагнитное излучение с температурой около 3° по шкале Кельвина (–270°С). Именно это открытие, неожиданное для ученых, убедило их в том, что Большой взрыв действительно имел место и поначалу Вселенная была очень горячей. Теория Большого взрыва позволила объяснить множество проблем, стоявших перед космологией. Но, к сожалению, а может, и к счастью, она же поставила и ряд новых вопросов. В частности: Что было до Большого взрыва? Почему наше пространство имеет нулевую кривизну и верна геометрия Евклида, которую изучают в школе? Если теория Большого взрыва справедлива, то отчего нынешние размеры нашей Вселенной гораздо больше предсказываемого теорией 1 сантиметра? Почему Вселенная на удивление однородна, в то время как при любом взрыве вещество разлетается в разные стороны крайне неравномерно? Что привело к начальному нагреву Вселенной до невообразимой температуры более 10 13 К?
Все это указывало на то, что теория Большого взрыва неполна. Долгое время казалось, что продвинуться далее уже невозможно. Только четверть века назад благодаря работам российских физиков Э. Глинера и А. Старобинского, а также американца А.Гуса было описано новое явление - сверхбыстрое инфляционное расширение Вселенной. Описание этого явления основывается на хорошо изученных разделах теоретической физики - общей теории относительности Эйнштейна и квантовой теории поля. Сегодня считается общепринятым, что именно такой период, получивший название «инфляция», предшествовал Большому взрыву.
При попытке дать представление о сущности начального периода жизни Вселенной приходится оперировать такими сверхмалыми и сверхбольшими числами, что наше воображение с трудом их воспринимает. Попробуем воспользоваться некоей аналогией, чтобы понять суть процесса инфляции.
Представим себе покрытый снегом горный склон, в который вкраплены разнородные мелкие предметы - камешки, ветки и кусочки льда. Кто-то, находящийся на вершине этого склона, сделал небольшой снежок и пустил его катиться с горы. Двигаясь вниз, снежок увеличивается в размерах, так как на него налипают новые слои снега со всеми включениями. И чем больше размер снежка, тем быстрее он будет увеличиваться. Очень скоро из маленького снежка он превратится в огромный ком. Если склон заканчивается пропастью, то он полетит в нее со все более увеличивающейся скоростью. Достигнув дна, ком ударится о дно пропасти и его составные части разлетятся во все стороны (кстати, часть кинетической энергии кома при этом пойдет на нагрев окружающей среды и разлетающегося снега).
Теперь опишем основные положения теории, используя приведенную аналогию. Прежде всего физикам пришлось ввести гипотетическое поле, которое было названо «инфлатонным» (от слова «инфляция»). Это поле заполняло собой все пространство (в нашем случае - снег на склоне). Благодаря случайным колебаниям оно принимало разные значения в произвольных пространственных областях и в различные моменты времени. Ничего существенного не происходило, пока случайно не образовалась однородная конфигурация этого поля размером более 10 -33см. Что же касается наблюдаемой нами Вселенной, то она в первые мгновения своей жизни, по-видимому, имела размер 10 -27 см. Предполагается, что на таких масштабах уже справедливы основные законы физики, известные нам сегодня, поэтому можно предсказать дальнейшее поведение системы. Оказывается, что сразу после этого пространственная область, занятая флуктуацией (от лат. fluctuatio - «колебание», случайные отклонения наблюдаемых физических величин от их средних значений), начинает очень быстро увеличиваться в размерах, а инфлатонное поле стремится занять положение, в котором его энергия минимальна (снежный ком покатился). Такое расширение продолжается всего 10 -35 секунды, но этого времени оказывается достаточно для того, чтобы диаметр Вселенной возрос как минимум в 10 27 раз и к окончанию инфляционного периода наша Вселенная приобрела размер примерно 1 см. Инфляция заканчивается, когда инфлатонное поле достигает минимума энергии - дальше падать некуда. При этом накопившаяся кинетическая энергия переходит в энергию рождающихся и разлетающихся частиц, иначе говоря, происходит нагрев Вселенной. Как раз этот момент и называется сегодня Большим взрывом.
Гора, о которой говорилось выше, может иметь очень сложный рельеф-несколько разных минимумов, долины внизу и всякие холмы и кочки. Снежные комья (будущие вселенные) непрерывно рождаются наверху горы за счет флуктуаций поля. Каждый ком может скатиться в любой из минимумов, породив при этом свою вселенную со специфическими параметрами. Причем вселенные могут существенно отличаться друг от друга. Свойства нашей Вселенной удивительнейшим образом приспособлены к тому, чтобы в ней возникла разумная жизнь. Другим вселенным, возможно, повезло меньше.
Еще раз хотелось бы подчеркнуть, что описанный процесс рождения Вселенной «практически из ничего» опирается на строго научные расчеты. Тем не менее у всякого человека, впервые знакомящегося с инфляционным механизмом, описанным выше, возникает немало вопросов.
Сегодня наша Вселенная состоит из большого числа звезд, не говоря уж о скрытой массе. И может показаться, что полная энергия и масса Вселенной огромны. И совершенно непонятно, как это все могло поместиться в первоначальном объеме 10-99см3. Однако во Вселенной существует не только материя, но и гравитационное поле. Известно, что энергия последнего отрицательна и, как оказалось, в нашей Вселенной энергия гравитации в точности компенсирует энергию, заключенную в частицах, планетах, звездах и прочих массивных объектах. Таким образом, закон сохранения энергии прекрасно выполняется, и суммарная энергия и масса нашей Вселенной практически равны нулю. Именно это обстоятельство отчасти объясняет, почему зарождающаяся Вселенная тут же после появления не превратилась в огромную черную дыру. Ее суммарная масса была совершенно микроскопична, и вначале просто нечему было коллапсировать. И только на более поздних стадиях развития появились локальные сгустки материи, способные создавать вблизи себя такие гравитационные поля, из которых не может вырваться даже свет. Соответственно, и частиц, из которых «сделаны» звезды, на начальной стадии развития просто не существовало. Элементарные частицы начали рождаться в тот период развития Вселенной, когда инфлатонное поле достигло минимума потенциальной энергии и начался Большой взрыв.
Область, занятая инфлатонным полем, разрасталась со скоростью, существенно большей скорости света, однако это нисколько не противоречит теории относительности Эйнштейна. Быстрее света не могут двигаться лишь материальные тела, а в данном случае двигалась воображаемая, нематериальная граница той области, где рождалась Вселенная (примером сверхсветового движения является перемещение светового пятна по поверхности Луны при быстром вращении освещающего ее лазера).
Причем окружающая среда совсем не сопротивлялась расширению области пространства, охваченного все более быстро разрастающимся инфлатонным полем, поскольку ее как бы не существует для возникающего Мира. Общая теория относительности утверждает, что физическая картина, которую видит наблюдатель, зависит от того, где он находится и как движется. Так вот, описанная выше картина справедлива для «наблюдателя», находящегося внутри этой области. Причем этот наблюдатель никогда не узнает, что происходит вне той области пространства, где он находится. Другой «наблюдатель», смотрящий на эту область снаружи, никакого расширения вовсе не обнаружит. В лучшем случае он увидит лишь небольшую искорку, которая по его часам исчезнет почти мгновенно. Даже самое изощренное воображение отказывается воспринимать такую картину. И все-таки она, по-видимому, верна. По крайней мере, так считают современные ученые, черпая уверенность в уже открытых законах Природы, правильность которых многократно проверена.
Надо сказать, что это инфлатонное поле и сейчас продолжает существовать и флуктуировать. Но только мы, внутренние наблюдатели, не в состоянии этого увидеть - ведь для нас маленькая область превратилась в колоссальную Вселенную, границ которой не может достигнуть даже свет.
Итак, сразу после окончания инфляции гипотетический внутренний наблюдатель увидел бы Вселенную, заполненную энергией в виде материальных частиц и фотонов. Если всю энергию, которую мог бы измерить внутренний наблюдатель, перевести в массу частиц, то мы получим примерно 10 80 кг. Расстояния между частицами быстро увеличиваются из-за всеобщего расширения. Гравитационные силы притяжения между частицами уменьшают их скорость, поэтому расширение Вселенной после завершения инфляционного периода постепенно замедляется.
Сразу после рождения Вселенная продолжала расти и охлаждаться. При этом охлаждение происходило в том числе и благодаря банальному расширению пространства. Электромагнитное излучение характеризуется длиной волны, которую можно связать с температурой - чем больше средняя длина волны излучения, тем меньше температура. Но если пространство расширяется, то будут увеличиваться и расстояние между двумя «горбами» волны, и, следовательно, ее длина. Значит, в расширяющемся пространстве и температура излучения должна уменьшаться. Что и подтверждает крайне низкая температура современного реликтового излучения.
По мере расширения меняется и состав материи, наполняющей наш мир. Кварки объединяются в протоны и нейтроны, и Вселенная оказывается заполненной уже знакомыми нам элементарными частицами - протонами, нейтронами, электронами, нейтрино и фотонами. Присутствуют также и античастицы. Свойства частиц и античастиц практически идентичны. Казалось бы, и количество их должно быть одинаковым сразу после инфляции. Но тогда все частицы и античастицы взаимно уничтожились бы и строительного материала для галактик и нас самих не осталось бы. И здесь нам опять повезло. Природа позаботилась о том, чтобы частиц было немного больше, чем античастиц. Именно благодаря этой небольшой разнице и существует наш мир. А реликтовое излучение - это как раз последствие аннигиляции (то есть взаимоуничтожения) частиц и античастиц. Конечно, на начальном этапе энергия излучения была очень велика, но благодаря расширению пространства и как следствие - охлаждению излучения эта энергия быстро убывала. Сейчас энергия реликтового излучения примерно в десять тысяч раз (104 раз) меньше энергии, заключенной в массивных элементарных частицах.
Постепенно температура Вселенной упала до 1010 К. К этому моменту возраст Вселенной составлял примерно 1 минуту. Только теперь протоны и нейтроны смогли объединяться в ядра дейтерия, трития и гелия. Это происходило благодаря ядерным реакциям, которые люди уже хорошо изучили, взрывая термоядерные бомбы и эксплуатируя атомные реакторы на Земле. Поэтому можно уверенно предсказывать, сколько и каких элементов может появиться в таком ядерном котле. Оказалось, что наблюдаемое сейчас обилие легких элементов хорошо согласуется с расчетами. Это означает, что известные нам физические законы одинаковы во всей наблюдаемой части Вселенной и были таковыми уже в первые секунды после появления нашего мира. Причем около 98% существующего в природе гелия образовалось именно в первые секунды после Большого взрыва.
Сразу после рождения Вселенная проходила инфляционный период развития - все расстояния стремительно увеличивались (с точки зрения внутреннего наблюдателя). Однако плотность энергии в разных точках пространства не может быть в точности одинаковой - какие-то неоднородности всегда присутствуют. Предположим, что в какой-то области энергия немного больше, чем в соседних. Но раз все размеры быстро растут, то и размер этой области тоже должен расти. После окончания инфляционного периода эта разросшаяся область будет иметь чуть больше частиц, чем окружающее ее пространство, да и ее температура будет немного выше.
Поняв неизбежность возникновения таких областей, сторонники инфляционной теории обратились к экспериментаторам: «необходимо обнаружить флуктуации температуры…» - констатировали они. И в 1992 году это пожелание было выполнено. Практически одновременно российский спутник «Реликт-1» и американский «COBE» обнаружили требуемые флуктуации температуры реликтового излучения. Как уже говорилось, современная Вселенная имеет температуру 2,7 К, а найденные учеными отклонения температуры от среднего составляли примерно 0,00003 К. Неудивительно, что такие отклонения трудно было обнаружить раньше. Так инфляционная теория получила еще одно подтверждение.
С открытием колебаний температуры появилась еще одна захватывающая возможность - объяснить принцип формирования галактики. Ведь чтобы гравитационные силы сжимали материю, необходим исходный зародыш - область с повышенной плотностью. Если материя распределена в пространстве равномерно, то гравитация, подобно Буриданову ослу, не знает, в каком направлении ей действовать. Но как раз области с избытком энергии и порождает инфляция. Теперь гравитационные силы знают, на что воздействовать, а именно, на более плотные области, созданные во время инфляционного периода. Под действием гравитации эти изначально чуть-чуть более плотные области будут сжиматься и именно из них в будущем образуются звезды и галактики.
Современный нам момент эволюции Вселенной крайне удачно приспособлен для жизни, и длиться он будет еще много миллиардов лет. Звезды будут рождаться и умирать, галактики вращаться и сталкиваться, а скопления галактик - улетать все дальше друг от друга. Поэтому времени для самосовершенствования у человечества предостаточно. Правда, само понятие «сейчас» для такой огромной Вселенной, как наша, плохо определено. Так, например, наблюдаемая астрономами жизнь квазаров, удаленных от Земли на 10-14 млрд. световых лет, отстоит от нашего «сейчас» как раз на те самые 10-14 млрд. лет. И чем дальше в глубь Вселенной мы заглядываем с помощью различных телескопов, тем более ранний период ее развития мы наблюдаем.
Сегодня ученые в состоянии объяснить большинство свойств нашей Вселенной, начиная с момента в 10 -42 секунды и до настоящего времени и даже далее. Они могут также проследить образование галактик и довольно уверенно предсказать будущее Вселенной. Тем не менее ряд «мелких» непонятностей еще остается. Это прежде всего - сущность скрытой массы (темной материи) и темной энергии. Кроме того, существует много моделей, объясняющих, почему наша Вселенная содержит гораздо больше частиц, чем античастиц, и хотелось бы определиться в конце концов с выбором одной правильной модели.
Как учит нас история науки, обычно именно «мелкие недоделки» и открывают дальнейшие пути развития, так что будущим поколениям ученых наверняка будет чем заняться. Кроме того, более глубокие вопросы тоже уже стоят на повестке дня физиков и математиков. Почему наше пространство трехмерно? Почему все константы в природе словно «подогнаны» так, чтобы возникла разумная жизнь? И что же такое гравитация? Ученые уже пытаются ответить и на эти вопросы.
Ну и конечно, оставим место для неожиданностей. Не надо забывать, что такие основополагающие открытия, как расширение Вселенной, наличие реликтовых фотонов и энергия вакуума, были сделаны, можно сказать, случайно и не ожидались ученым сообществом.
Общепризнанная теория Большого Взрыва имеет много проблем в описании ранней Вселенной. Даже если оставить в стороне странность сингулярного состояния, не поддающуюся никакому физическому объяснению, пробелов не становится меньше. И с этим приходится считаться. Иногда маленькие неувязки приводят к отрицанию всей теории. Поэтому обычно появляются дополняющие и вспомогательные теории, призванные прояснить узкие места и разрулить напряженность ситуации. В данном случае теория инфляции играет эту роль. Итак, посмотрим в чем проблема.
Вещество и антивещество имеют равные права на существование. Тогда как объяснить, что Вселенная практически полностью состоит из вещества?
По фоновому излучению установлено, что температура во Вселенной примерно одинакова. Но отдельные ее части не могли находиться в контакте при расширении. Тогда как установилось тепловое равновесие?
Почему масса Вселенной именно такова, что может замедлить и остановить хаббловское расширение?
В 1981 году американский физик и космолог, доктор философии Алан Харви Гут, адьюнкт Массачусетского университета, занимающийся математическими проблемами физики элементарных частиц, предположил, что через десять в минус тридцать пятой степени секунды после Большого Взрыва сверхплотное и горячее вещество, состоящее в основном из кварков и лептонов, претерпело квантовый переход, подобный кристаллизации. Произошло это при отделении сильных взаимодействий из единого поля. Алан Гут смог показать, что при разделении сильных и слабых взаимодействий произошло скачкообразное расширение, как в замерзающей воде. Это расширение, во много раз быстрее хаббловского, назвали инфляционным.
Примерно за десять в минус тридцать второй степени секунды Вселенная расширилась на 50 порядков - была меньше протона, стала размером с грейпфрут. Кстати, вода расширяется всего на 10%. Это стремительное инфляционное расширение решает две проблемы из трех обозначенных. Расширение нивелирует кривизну пространства, которая зависит от количества материи и энергии в ней. И не нарушает теплового равновесия, успевшего сложиться к началу инфляции. Проблему антивещества объясняют тем, что на начальном этапе формирования возникло на несколько обычных частиц больше. После аннигиляции образовался кусочек обычной материи из которой сформировалось вещество Вселенной.
Инфляционная модель образования Вселенной.
Протовселенная была заполнена скалярным полем. Вначале оно было однородным, но возникли квантовые флуктуации и в нем возникли неоднородности. При накоплении этих неоднородностей происходит разряжение с созданием вакуума. Скалярное поле поддерживает напряженность и образовавшийся пузырек все увеличивается, раздуваясь во все стороны. Процесс идет по экспоненте, за весьма короткое время. Здесь определяющую роль играют начальные характеристики поля. Если сила постоянна во времени, то за промежуток времени десять в минус тридцать шестой степени секунды начальный пузырек Вакуума может расшириться в десять в двадцать шестой степени раз. И это согласуется с теорией относительности, речь идет о движении самого пространства в разные стороны.
В итоге получается, что Взрыва не было, было очень быстрое надувание и расширение пузырька нашей Вселенной. Термин инфляция от английского inflate - накачивать, раздувать. Но расширялся вакуум, откуда взялись энергия и материя, которые образовали звезды, галактики? И почему считают, что Вселенная была горячей? Может ли пустота быть высокотемпературной?
При растягивании пузырька Вселенной, он начинает накапливать энергию. Вследствие фазового перехода, температура резко повышается. По окончании периода инфляции Вселенная оказывается сильно нагретой, полагают, благодаря сингулярности. Энергию вакууму сообщила изогнутость пространства. По Эйнштейну гравитация есть не сила притяжения двух масс, а изогнутость пространства. Если пространство изогнуто, в нем уже есть энергия, если даже нет массы. Любая энергия изгибает пространство. То, что расталкивает галактики в разные стороны и что мы называем темной энергией, и есть часть скалярного поля. И искомое поле Хиггса порождено этим скалярным полем.
К числу критиков теории инфляции принадлежит сэр Роджер Пентроуз, английский математик, специалист в области общей теории относительности и квантовой теории, заведующий кафедрой математики Оксфордского университета. Он считал, что все рассуждения об инфляции надуманы и не подлежат доказательству. То есть налицо проблемы начальных значений. Как доказать, что в ранней Вселенной неоднородности были таковы, что смогли породить однородный мир, наблюдаемый сейчас? А если изначально была большая кривизна, то ее остаточные явления должны наблюдаться и в настоящее время.
Однако, проведенные исследования в рамках Supernova Cosmology Project показали, что в настоящее время наблюдается инфляция на поздней стадии эволюции Вселенной. Фактор, вызывающий это явление, получил название темной энергии. В настоящее время в теорию инфляции внесены дополнения Линде в виде хаотической инфляции. Не следует спешить сбрасывать ее со счетов, теория инфляционной Вселенной еще послужит космологии.
Информация:
Окунь Л.Б." Лептоны и кварки", М., Наука, 1981
www.cosmos-journal.ru
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.
Инфляцио́нная моде́ль Вселе́нной (лат. inflatio «вздутие») - гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 10 28 ), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения.
Первый вариант теории был предложен в 1981 году Аланом Гутом , однако ключевой вклад в её создание внесли советские и экс-советские астрофизики Алексей Старобинский , Андрей Линде , Вячеслав Муханов и ряд других.
Недостатки модели горячей Вселенной
p ≪ ε = ρ c 2 , {\displaystyle p\ll \varepsilon =\rho c^{2},}где ρ {\displaystyle \rho } - средняя плотность Вселенной .
Недостатком такой модели являются крайне высокие требования к однородности и изотропности начального состояния, отклонение от которых приводит к ряду проблем.
Проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной
Размер наблюдаемой области Вселенной l 0 {\displaystyle l_{0}} по порядку величины совпадает с хаббловским расстоянием r H = c / H 0 ≈ 10 28 {\displaystyle r_{H}=c/H_{0}\approx 10^{28}} см (где H - постоянная Хаббла), то есть в силу конечности скорости света и конечности возраста Вселенной можно наблюдать лишь области (и находящиеся в них объекты и частицы), находящиеся сейчас друг от друга на расстоянии l ≤ l 0 {\displaystyle l\leq l_{0}} . Однако в планковскую эпоху Большого взрыва расстояние между этими частицами составляло:
l ′ = l 0 R (t P l a n c k) / R (t 0) ≈ 10 − 3 {\displaystyle l"=l_{0}R(t_{\mathrm {Planck} })/R(t_{0})\approx 10^{-3}} см,а размер причинно-связанной области (горизонта) определялся расстоянием:
l P l a n c k = c t P l a n c k ≈ 10 − 33 {\displaystyle l_{\mathrm {Planck} }=ct_{\mathrm {Planck} }\approx 10^{-33}} см,(планковское время ( t P l a n c k ≈ 10 − 43 {\displaystyle t_{\mathrm {Planck} }\approx 10^{-43}} сек), то есть, в объёме l ′ {\displaystyle l"} содержалось ~10 90 таких планковских областей, причинная связь (взаимодействие) между которыми отсутствовала . Идентичность начальных условий в таком количестве причинно несвязанных областей представляется крайне маловероятной. Кроме того, и в более поздние эпохи Большого взрыва проблема идентичности начальных условий в причинно несвязанных областях не снимается: так, в эпоху рекомбинации, наблюдаемые сейчас фотоны реликтового излучения , приходящие к нам с близких направлений (отличающихся на угловые секунды), должны были взаимодействовать с областями первичной плазмы , между которыми, согласно стандартной модели горячей Вселенной , не успела установиться причинная связь за всё время их существования от t P l a n c k . {\displaystyle t_{\mathrm {Planck} }.} Таким образом, можно было бы ожидать существенной анизотропности реликтового излучения , однако наблюдения показывают, что оно в высокой степени изотропно (отклонения не превышают ~10 −4).
Проблема плоской Вселенной
Согласно данным наблюдений, средняя плотность Вселенной ρ {\displaystyle \rho } близка к т. н. критической плотности , при которой кривизна пространства Вселенной равна нулю. Однако, согласно расчётным данным, отклонение плотности ρ {\displaystyle \rho } от критической плотности ρ c r i t {\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} }} со временем должно увеличиваться, и для объяснения наблюдаемой пространственной кривизны Вселенной в рамках стандартной модели горячей Вселенной приходится постулировать отклонение плотности в планковскую эпоху ρ P l a n c k {\displaystyle \rho _{\mathrm {Planck} }} от ρ c r i t {\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} }} не более, чем на 10 −60 .
Проблема крупномасштабной структуры Вселенной
Инфляционная модель предполагает замену степенного закона расширения R (t) ∼ t 1 / 2 {\displaystyle R(t)\sim t^{1/2}} на экспоненциальный закон:
R (t) ∼ e H (t) t , {\displaystyle R(t)\sim e^{H(t)t},}где H (t) = (1 / R) d R / d t {\displaystyle H(t)=(1/R)dR/dt} - постоянная Хаббла инфляционной стадии, в общем виде зависящая от времени.
Значение постоянной Хаббла на стадии инфляции составляет 10 42 сек −1 > H > 10 36 сек −1 , то есть гигантски превосходит её современное значение. Такой закон расширения может быть обеспечен состояниями физических полей («инфлатонного поля»), соответствующих уравнению состояния p = − ε {\displaystyle p=-\varepsilon } , то есть отрицательному давлению; эта стадия получила название инфляционной (
Инфляционная модель Вселенной – научная космологическая теория о законе и состоянии расширения Вселенной на раннем этапе Большого взрыва. В отличие от стандартной модели горячей Вселенной, данная теория предполагает ускоренный период расширения Вселенной на раннем этапе при температуре выше 10 28 Кельвинов.
Инфляционная модель Вселенной была разработана относительно недавно. Еще в 30-х годах 20 века ученые знали, что наша Вселенная непрестанно расширяется. Важную роль в этом сыграло открытие , который указывал на данный факт. Ученые поняли, что процессу расширения Вселенной предшествовало свое начало. По этой причине они решили, применяя физико-математические законы, теоретически воссоздать процесс формирования Вселенной и понять, что именно послужило толчком к ее расширению.
Создавая теорию формирования Вселенной, ученые столкнулись с рядом вопросом, например: почему во Вселенной так мало антивещества, если оно должно состоять с веществом в примерно равных пропорциях; как получилось, что температура всех областей Вселенной примерно одинакова, если отдельные ее части никак не могли контактировать друг с другом; почему Вселенная обладает именно такой массой и энергией, которая способна замедлить хаббловское и многое другое. Занимаясь поиском ответов на эти вопросы, ученые вывели стандартную модель горячей Вселенной, которая гласит, что в самом начале своего зарождения Вселенная была очень плотной и горячей, и в ней существовало единое поле взаимодействия между всеми частицами. Впоследствии, когда Вселенная расширилась и остыла, это поле распалось на электромагнитное, гравитационное, сильное и слабое взаимодействие, которое позволили частицам, из которых состояла первобытная Вселенная, объединяться в атомы и другие сложные структуры.
В 1981 году американский ученый Алан Гут понял, что выделение сильных взаимодействий из единого поля, а также фазовый переход первобытного вещества Вселенной из одного состояния в другое произошел примерно через 10 –35 секунды после рождения Вселенной. Этот период можно условно назвать «первоначальной кристаллизацией Вселенной» или «экстренным расширением Вселенной». В чем-то этот процесс напоминает процедуру замерзания воды и превращения ее в лед. Всем известно, что вода при замерзании расширяется. Алану Гут предположил, что на самом начальном этапе формирования Вселенной произошло ее скачкообразное расширение, благодаря которому Вселенная за крохотные доли секунды расширилась в 50 раз. Свою теорию ученый назвал инфляционной моделью Вселенной (инфляция от англ. Inflate – раздувать, накачивать). При помощи этой модели можно объяснить, почему Вселенная обладает такой массой и энергией, которая позволяет замедлить хаббловское расширение, а также, почему температура всех областей нашей Вселенной примерно одинакова.
Проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной
Хаббловское расстояние совпадает с наблюдаемой нами Вселенной. Это говорит нам о том, что из-за конечности возраста нашей Вселенной и скорости света можно наблюдать сейчас только те области Вселенной, которые находятся на равном или меньшем расстоянии горизонта наблюдений.