Как работает Вселенная: Введение в современную космологию

При понижении температуры (по-прежнему очень высокой, существенно превышающей шуточные оценки температуры в аду[57]) эта зависимость может превратиться в зависимость, в котором глобальный минимум соответствует ненулевому значению параметра φ. Понятно, что будет два минимума, соответствующих значениям φ = ± φ0. Есть два варианта перехода в это состояние, схематически изображенные на рис. 3.6 и 3.7. В первом варианте исходный минимум φ= 0 остается локальным минимумом. В этом случае Вселенная может перейти в новое состояние только путем квантового туннельного перехода, так как между двумя минимумами есть потенциальный барьер. Во втором варианте исходный минимум становится локальным максимумом, и тогда Вселенная может «скатиться» в любой из двух минимумов классическим образом.

Другой вариант, появившийся немного позже (Линде, 1990), основывался на предположении, что Вселенная в момент образования содержала какое-то массивное скалярное поле. Это поле затухло к моменту окончания инфляции, но до этого момента его величина уменьшалась очень медленно. При этом оно оказывало на пространство-время воздействие, близкое к космологической постоянной. Медленное затухание поля обеспечивалось быстрым расширением Вселенной и описывалось соответствующим решением уравнения Эйнштейна.

Естественно, рассматривались и другие причины появления инфляционной стадии, в том числе и весьма экзотические. Упомянем одну из таких версий. В некоторых теориях элементарных частиц получается, что наше пространство-время кроме четырех привычных для нас измерений (три пространственные координаты и время) содержит еще некоторое количество дополнительных пространственных измерений, которые мы не можем обнаружить экспериментально. Один из вариантов теории струн, называемый М-теорией, предсказывает существование 11 измерений, из которых 7 – скрытые. Физики рассматривают вариант, при котором Вселенная сразу после рождения имела большее количество пространственных измерений, причем дополнительные измерения не отличались от привычных для нас измерений. Затем последовал период, когда Вселенная экспоненциально расширялась по трем привычным для нас измерениям (это и есть инфляция) и экспоненциально сжималась вдоль остальных семи пространственных измерений. Эти процессы были связаны, и в какой-то степени можно сказать, что инфляция продолжалась до наступления компактификации дополнительных измерений. Под этими словами понимается то, что размеры Вселенной в этих направлениях стали настолько малы, что само существование этих измерений невозможно обнаружить. Обычно, когда физики говорят о самой маленькой длине, они имеют в виду так называемую планковскую единицу длины, приблизительно равную 1,6×10–35 м. Считается, что современная физика неприменима к масштабам, меньшим планковских. Более подробно про планковские единицы будет рассказано в разделе 5.2.

Первая аналогия, приходящая в голову при рассмотрении компактификации, – это губка, сжимающаяся до такой степени, что становится практически плоской. Однако это плохая аналогия. Дело в том, что если Вселенная имеет бесконечные размеры вдоль какой-либо координаты, то, во сколько бы раз Вселенная вдоль нее не сжалась, она все равно останется бесконечной. Если же Вселенная вдоль этой координаты не бесконечна, то она все равно не имеет границ, в отличие от губки. В этом случае мы имеем дело с циклической координатой вроде географической долготы.

Поэтому более правильной будет другая аналогия. Лист бумаги является двумерным объектом. Если мы свернем его в трубочку, причем такую, что диаметр трубочки будет равен планковской длине, мы получим объект, который с практической точки зрения является одномерным. Одна из его координат стала циклической и компактифицировалась. Согласно описываемой гипотезе, со Вселенной произошло то же самое: семь (или другое количество) координат компактифицировались.

Обратим внимание, что количественные характеристики инфляции, приведенные в начале данного раздела, основаны на некоторых вариантах теории инфляции и не могут быть проверены экспериментально. Например, в теории массивного скалярного поля время начала инфляционной стадии равно нулю, так как Вселенная уже родилась в этой стадии. Поэтому в дальнейшем эти значения вполне могут измениться на несколько порядков, поскольку самое привлекательное, что есть в теории инфляции, – это не детали, а сама идея. Хотя какие там «несколько порядков» – в модели хаотической инфляции, вызванной скалярным полем с массой квантов 1022 эВ, размеры Вселенной увеличиваются не в 1026 раз, а в 102600000000000 раз.