Прорыв за край мира

1. Почему Вселенная так велика и сбалансирована (близка к «плоской») с невероятной точностью? Потому, что инфляция раздула ее на десятки порядков, сделав кривизну Вселенной ничтожной. Напомним, согласно уравнениям Фридмана динамику расширения Вселенной определяет отношение кривизны трехмерного пространства к постоянной Хаббла (мы можем сравнивать величины разных размерностей, выразив их в планковских единицах или, в данном случае, помножив кривизну на скорость света). Это отношение Ω_k могло быть порядка единицы до начала инфляции. В процессе инфляции кривизна уменьшилась на много порядков, а постоянная Хаббла не изменилась. Вселенная стала «плоской» с огромной точностью — это и есть та «точность броска», которая обеспечила огромное время расширения с замедлением до ничтожной скорости в отдаленном будущем. Если Вселенная раздулась, например на 100 порядков, то после инфляции Ω_k~ 10^-100 . Можно говорить в терминах средней плотности Вселенной — ее отличие от критической как раз и определятся параметром Ω_k, т.е. инфляция автоматически обеспечивает точнейший баланс между скоростью расширения и плотностью — настолько точный, что он будет сохранятся неопределенно долгое время.

2. Почему Вселенная столь однородна, хотя ее наблюдаемые области не были причинно связаны в первые мгновения? Что так согласовало параметры Большого взрыва в причинно не связанных областях? Все наблюдаемые части Вселенной составляли одну причинно связанную область до начала инфляции. Эта связь была потеряна, но общее прошлое, а вместе с ним и общее скалярное поле остались. Поле, практически не меняясь, раздулось вместе с пространством и к окончанию инфляции было повсюду одинаковым. «Выгорание» однородного поля дало однородные условия в областях, потерявших причинную связь.

3. Почему во Вселенной так много частиц (порядка 10⁹⁰ только в ее видимой части)? Другими словами, откуда у Вселенной такая большая энтропия? Частицы образовались в результате распада скалярного поля, которого стало очень много — при расширении вселенной заполняющее ее поле, в отличие от газа частиц, не меняет своей плотности и остается тождественным себе самому. То есть суммарная энергия поля на инфляционной стадии росла экспоненциально. Вся эта энергия перешла в частицы. При дальнейшем расширении Вселенной число частиц в сопутствующем объеме оставалось примерно одинаковым. Причем никакого нарушения закона сохранения энергии не было: в каждый момент отрицательная гравитационная энергия связи вселенной равна по абсолютной величине энергии скалярного поля (а потом и энергии частиц). Так что всё содержимое огромной Вселенной получено как бы «бесплатно».

Этим вселенная как целое отличается от любого объекта внутри нее: в ней глобально не действует принцип сохранения материи — всё, что есть во вселенной, образовалось практически из ничего, вопреки классикам естествознания, начиная с древних греков утверждавшим невозможность подобного. Необъятное содержимое Вселенной перед нами. А то, что оно получено ценой абстрактной отрицательной энергией связи, не портит впечатления от грандиозного процесса творения всего из ничего.

5. Что дало начальный толчок расширению Вселенной? Сценарий космологической инфляции как раз и представляет собой описание этого начального толчка.

Пока оставляем в стороне четвертый вопрос: почему физика Вселенной оказалась как будто специально подогнанной под существование человека? На этот вопрос будет дан ответ ниже, когда речь пойдет о следующих стадиях развития теории.

Теперь о неправильности этого замечательного сценария. Она заключается в его конечной стадии — в выходе из режима инфляции. Гут предположил, что поле переходит в новое состояние с нулевой энергией путем туннельного перехода в разных точках — образуются пузырьки новой фазы, которые потом растут и объединяются. Оказывается, не объединяются! На самом деле пузырьки удаляются друг от друга продолжающейся инфляцией гораздо быстрее, чем они растут, — расстояние между ними увеличивается экспоненциально, и никакого темпа рождения новых пузырьков не хватит, чтобы победить эту экспоненту.

Если вернуться к исходным предположениям, то неправильной оказалась форма потенциала, точнее, барьер между двумя минимумами. Но, как выяснилось, никакой барьер и не нужен — без него всё работает лучше и проще.

20. Всё даже еще проще

Где-то году в 1982-м в столовой ФИАН произошел разговор, который хорошо запомнился Игорю Ткачёву. Рассказ об этом разговоре заслуживает того, чтобы передать его полностью.