Прорыв за край мира

Оказывается, инфляция, раз начавшись, не может закончиться! Напомним, «мотором» инфляции является скалярное поле (инфлатон), скорость инфляции пропорциональна квадратному корню из плотности его энергии. Для определенности предположим, что плотность энергии растет с величиной поля (это не обязательное, но удобное предположение, имеющее место во многих моделях). Если пренебречь квантовыми эффектами, то величина поля постепенно снижается, плотность энергии тоже. Причем, чем ниже падает плотность энергии, тем быстрее ослабляется поле — всё заканчивается его диссипацией в частицы и переходом на фридмановскую стадию расширения.

Существует некий люфт в терминологии, требующий уточнять понятия по мере углубления в предмет обсуждения. Что такое Большой взрыв? Многие понимают под Большим взрывом некое самое-самое начало расширения пространства. Можно было бы назвать Большим взрывом некий старт инфляции. Однако исходя из сказанного ниже этот «старт инфляции» теряет всякую определенность. Но в истории Вселенной есть совершенно четкий момент: окончание инфляции, связанное с ним «выгорание» поля-инфлатона и переход к горячей Вселенной, расширяющейся по закону Фридмана. Будем называть «Большим взрывом» именно этот момент — как только он произошел (а он происходит за очень короткое время), вселенная с ее огромной энтропией и большим будущим состоялась. Именно это и есть общепринятое определение Большого взрыва в среде профессиональных космологов. Однако, оно не общепринято среди популяризаторов науки, примером чего служит рисунок, обошедший недавно мировые средства массовой информации. Он иллюстрирует историю Вселенной, где Большой взрыв изображен неким ярким сферическим ореолом, предваряющим стадию инфляции. Но вернемся к процессу инфляции.

Если пренебречь квантовыми эффектами, то инфляция идет везде одинаково и везде одинаково заканчивается: Большой взрыв произойдет одновременно во всем пространстве (будем считать его замкнутым). Возникнет одна гигантская однородная вселенная.

Теперь вспомним про квантовые эффекты. В главе 26 мы писали про то, что при расширении пространства вакуумные квантовые колебания инфлатона переходят в реальные неоднородности — флуктуации плотности. У этих неоднородностей есть типичный размер (в принятых выше предположениях — 10^-27 см) и характерное время формирования, типа 10^-37 с. Их амплитуда скорее всего относительно невелика, но и поле меняется медленно. Может оказаться так, что флуктуация по амплитуде больше, чем изменение поля за время ее появления, — это выполняется легко. Если это флуктуация со знаком плюс, тогда она может увеличить значение поля, если со знаком минус — поле уменьшается быстрее, чем обычно.

Фокус заключается в том, что положительные флуктуации получают преимущество.

Действительно, если поле возросло, увеличилась и плотность его энергии, а значит, и темп расширения пространства в данной области. В результате, положительная флуктуация растянулась вместе с пространством на больший объем, чем отрицательная. Потом на эту положительную флуктуацию «садятся» новые, в том числе и новые положительные — там объем растет еще быстрее, и т.д. Получается, поле за счет квантовых флуктуаций местами лезет вверх вместо того, чтобы падать.

Всё происходит очень быстро: если бы не флуктуации, инфляция закончилась через 10^-35 -10^-34 с после начала. Так и происходит где-то в раздувающемся пространстве: поле падает, диссипирует в частицы, происходит новый большой взрыв, знаменующий рождение новой вселенной. Но в других областях поле держится, через 10^-34 с даже усиливаясь, — инфляция продолжается. Пространство, увеличиваясь вдвое каждые 10^-37 с, продолжает раздуваться. Условно говоря, каждые 10^-35 -10^-34 с производится новое поколение больших взрывов, дающих начало новым вселенным, — в каждом поколении их число экспоненциально увеличивается. И так миллиарды лет — инфляция никогда не может закончиться, поскольку всегда где-то есть область сильного поля, раздувающегося быстрее других.

Это все имеет четкое математическое описание, которое, конечно, зависит от конкретной модели инфлатона. Придумать такую модель, в которой нет вечной инфляции и квантовые флуктуации не способны поднимать величину поля и плотность энергии, можно, но для этого надо напрягаться — такие модели есть, но они менее естественны, чем те, что дают вечную инфляцию.

_{43.1. Рисунки Андрея Линде.}

_{Как вечная инфляция с множественными вселенными спасла космологию. Справа вверху — ситуация 1982 года, когда теория рождения Вселенной с фазовым переходом (старая и новая инфляция) испытывала многочисленные проблемы. Все проблемы решились в рамках вечной хаотической инфляции, как показано справа внизу…}