Параллельные миры

Поскольку инфляционная теория — теория квантовая, она основывается на принципе неопределенности Гейзенберга, краеугольном камне квантовой теории. (Принцип неопределенности гласит, что нельзя произвести измерения с бесконечной точностью, например такие, как измерение скорости и местоположения электрона. При этом неважно, насколько чувствительны приборы, — в измерениях все равно будет присутствовать некоторая неопределенность. Если вам точно известна скорость электрона, то не может быть известно его местоположение; если вы точно знаете его местоположение, то вы не можете знать его скорость.) Применительно к изначальному огненному облаку Большого Взрыва это означает, что первоначальный космический взрыв не мог быть бесконечно «ровным». (Если бы он был идеально однородным, то мы бы знали точные траектории субатомных частиц, разлетевшихся в результате Большого Взрыва, что противоречит принципу неопределенности.) Квантовая теория позволяет нам вычислить размер этих волн, или флуктуации, в первоначальном облаке огня. Если мы расширим эти крошечные многочисленные волны, то сможем вычислить минимальное количество волн, которое должны увидеть в фоновом микроволновом излучении через 380 ООО лет после Большого Взрыва. (А если мы расширим эту рябь до настоящего времени, то должны увидеть расположение галактических скоплений. Наша галактика сама появилась в виде одной из этих крошечных флуктуации.)

Первоначальный поверхностный анализ данных со спутника СОВЕ не обнаружил отклонений или флуктуации в фоновом микроволновом излучении. Это несколько озаботило физиков, поскольку идеально гладкий микроволновый фон противоречил бы не только инфляционной теории, но также и всей квантовой теории, нарушая принцип неопределенности. Это потрясло бы физическую науку до самого основания. Возможно, пришлось бы разрушить весь фундамент квантовой физики XX века.

К великому облегчению ученых, доскональное изучение обработанных на компьютере данных со спутника СОВЕ обнаружило размытую рябь, при этом колебания температуры не превосходили 10 ^-5— минимальный размер отклонения, допускаемый квантовой теорией. Эти бесконечно малые волны ряби вписывались в инфляционную теорию. Гут признался: «Я совершенно очарован космическим фоновым излучением. Сигнал был таким слабым, что его обнаружили лишь в 1965 году, а теперь измеряют флуктуации с точностью до 10" ⁵».

Хотя накапливаемые экспериментальные данные постепенно подтверждали инфляционную теорию, ученым все еще предстояло решить мучительную проблему значения со — объяснить тот факт, что со равнялась 0,3, а не 1,0.

Сверхновые — возвращение лямбды

Хотя оказалось, что теория инфляции согласуется с данными, полученными со спутника СОВЕ, все же до 1990-х годов астрономы роптали на то, что она вопиющим образом нарушает экспериментальные данные, касающиеся значения со. Впервые ситуация начала изменяться в девяностых в результате обработки данных, полученных из совершенно неожиданной области. Астрономы пытались пересчитать скорость расширения Вселенной в далеком прошлом. Вместо анализа переменных цефеид (которым в 1920-е годы занимался Хаббл) астрономы начали изучение сверхновых в далеких галактиках на расстоянии миллиардов световых лет в прошлом. В частности, они исследовали тип сверхновых 1а. Сверхновые этого типа — идеальные кандидаты в стандартные свечи.

Астрономам известно, что все сверхновые этого типа характеризуются приблизительно одинаковой яркостью. (Яркость сверхновых типа 1а изучена настолько хорошо, что могут быть замечены даже небольшие отклонения: чем ярче сверхновая, тем медленнее убывает ее яркость.) Такие сверхновые Появляются, когда белый карлик в двойной звездной системе медленно вытягивает вещество из своего спутника. Кормясь от сестры-звезды, белый карлик постепенно увеличивает массу, и так до тех пор, пока она не достигает 1,4 солнечной массы, максимально возможной для белого карлика. Превысив этот предел, они коллапсируют и взрываются как сверхновые типа 1а. Эта предельная масса и объясняет тот факт, что все сверхновые типа 1а так однородны в своей яркости — это естественное следствие того, что белые карлики увеличивают массу ровно до 1,4 солнечной массы, а затем коллапсируют под воздействием силы гравитации. (Как показал Субраманьян Чандрасекар в 1935 году, в белом карлике сила гравитации, разрушающая звезду, уравновешивается силой отталкивания электронов, которая называется давлением вырожденных электронов. Если белый карлик превосходит 1,4 солнечной массы ^А, то гравитация преодолевает эту силу и звезда разрушается, а результатом этого разрушения становится сверхновая.) Поскольку взрывы отдаленных сверхновых произошли в молодой Вселенной, то посредством их анализа можно рассчитать скорость расширения Вселенной миллиарды лет назад.