Прорыв за край мира

Итак, самые сильные квантовые возмущения скалярного поля, раздувающего вселенную, рождаются с размером около 10^-27 см. Через каждые 10^-37 с их размер удваивается. Через 10^-36 с увеличивается в тысячу раз. А всё это время возникают новые флуктуации исходного размера. Работает своеобразный конвейер — флуктуации рождаются всё время, пока продолжается инфляция, возникают и растягиваются. А их амплитуда при этом не меняется, как не меняется и само поле. Допустим, инфляция продолжается 10^-35 с — это вполне вероятно (равно как и 10^-32 с, может быть и больше). За это время происходит сотня удвоений размера первых флуктуаций. Это рост на 30 порядков. Самые первые флуктуации растягиваются до размера 10 м. Цифра условная, поскольку если инфляция продлится вдвое дольше, то максимальный размер флуктуации намного превзойдет современный размер горизонта Вселенной. Итак, если инфляция идет с постоянным темпом, в результате имеем к ее завершению спектр возмущений поля с одинаковой амплитудой, простирающийся от 10^-27 см до макроскопических величин. Такой спектр (амплитуда не зависит от длины волны) называется плоским. Или спектром Гаррисона-Зельдовича (по имени авторов, впервые предположивших, что первичные флуктуации описываются таким спектром, еще задолго до появления концепции космологической инфляции). В реальности темп инфляции меняется и спектр слегка отличается от плоского. Этот важный факт обсуждается в следующих главах.

Инфляция заканчивается «скатыванием» инфлатонного поля к нулю, причем это «скатывание» происходит с ускорением. В конце инфляции все флуктуации усиливаются в результате переходного процесса до относительных амплитуд плотности 5·10^-5 (среднеквадратичное отклонение). С таких значений впоследствии начинается их эволюция.

Картина квантового рождения первичной ряби Вселенной была впервые и довольно исчерпывающе изложена в работе Вячеслава Муханова и Геннадия Чибисова в 1981 году. При этом они опирались на сценарий Старобинского.

Итак, по завершении инфляции Вселенная перешла на обычный режим расширения по инерции — по сценарию Фридмана. Всё ее содержимое к этому моменту было «сотворено» — все частицы, правда, имевшие другой тип, чем сегодня. Ее температура была порядка 10¹⁶ ГэВ, если измерять ее в единицах, привычных для физиков высоких энергий, или 10²⁹ градусов Кельвина. С тех пор она расширилась почти на 29 порядков. Положительные флуктуации плотности, имевшие размер в десяток микрон на конец инфляции, превратились в гигантские скопления галактик, содержащие сотни триллионов звезд. Напомним, еще раньше десятимикронная флуктуация появилась как квантовый эффект на масштабе 10^-27 см. Таким образом, любое скопление галактик, любая галактика — прямой потомок микроскопической квантовой флуктуации, растянутой до микронных размеров за время инфляции и еще на 29 порядков — по инерции после ее окончания.

27. Логарифмическая история Вселенной

Попытка представить огромное скопление галактик, спрессованное в сферу диаметром 10 мкм, перекручивает мозг в бараний рог. Если без предисловий рассказать про данный факт человеку, далекому от космологии, он скорее всего скажет, что это ерунда, что такого быть не может — здравый смысл протестует! При этом никаких рациональных аргументов против человек сформулировать не сможет. Чтобы урезонить здравый смысл, надо приучить его к логарифмической шкале явлений. Кстати, шкала, доступная непосредственному восприятию человека, не как уж коротка. Безо всяких устройств наш глаз способен окинуть сотню километров ландшафта, оценив расстояние, и разглядеть детали в одну десятую миллиметра. Это девять десятичных порядков. Во времени человек воспринимает даже больший диапазон — от десятой доли секунды почти до века — десять порядков. История Вселенной простирается от планковского времени (10^-43 с) до нынешнего (410^-7 с) — 60,5 порядка. Нынешний размер Вселенной неизвестен — он может быть как 10³¹, так и 10¹⁰⁰ см. Но можно взять за максимальный масштаб размер современного горизонта 5 10²⁸ см. Тогда диапазон расстояний, начиная от планковского масштаба и кончая горизонтом, — 61 порядок. Теперь можно изобразить историю Вселенной в дважды логарифмической шкале. Для начала проследим судьбу квантовых флуктуаций — как они росли и развивались после инфляции.

Здесь важно выбрать удобную систему отсчета для времени. Мы не знаем, сколько продолжалась инфляция, — как показано в следующей части, ее продолжительность могла быть любой. По сути, у нас есть только одна точка, за которую мы можем зацепиться — окончание инфляции и переход к фридмановской стадии. Треки на рис. 27.1 начинаются от времени 10^-37 с, характеризующего темп инфляции, — это условность, на самом деле переход от инфляции к фридмановскому расширению происходил не мгновенно. Саму инфляцию откладываем в отрицательную область, нуль будет ее окончанием. Ее удобней изобразить в линейной шкале на отдельном рисунке (рис. 27.2).