Прорыв за край мира

Б. Ш.: Ты всё говоришь про спектры возмущений и что они были главной твоей целью. Но как основополагающая работа по этой части известна статья Вячеслава Муханова и Геннадия Чибисова 1981 года — вроде бы они посчитали спектр…

А. С.: Да, а чью модель они использовали? Я уже сказал, что без последовательной модели спектр возмущений материи правильно посчитать нельзя.

Б. Ш.: Ну, твою. Правильно ли я понимаю, что плоский спектр скалярных возмущений далеко не так очевиден, как для гравитационных? И что главное достижение Муханова с Чибисовым, в том что они доказали, что и тут спектр близок к плоскому?

А. С.: Они еще описали отклонение спектра от плоского — именно то, что сейчас видят WMAP и «Планк». Тот самый параметр n_s, который, по новым данным, чуть отличается от единицы, как они и предсказали. Точнее, они получили зависимость наклона спектра N от числа раздуваний в e раз, произошедших от рождения неоднородностей до конца инфляции. Для интересующих нас возмущений, которые дали крупномасштабную структуру, N где-то в районе 50-60. То есть они родились с размерами всего на несколько порядков больше планковского и должны были увеличиться за время инфляции в е⁶⁰ раз, чтобы к настоящему времени стать размером в мегапарсеки. Чтобы посчитать точный спектр, требуется довольно много технической работы, и они сделали ее быстрей меня.

Кстати, они упростили себе работу, не рассматривая, что происходит с возмущениями после конца инфляционной стадии и до выхода на стадию доминирования излучения, и считая их постоянными. Эта гипотеза естественна, но верна не всегда (опять-таки, модель Гута 1981 года — это пример, когда это не так). Для того, чтобы доказать эту гипотезу, нужно сначала строго вывести уравнения для возмущений в моей модели во всех ее режимах, а не только в инфляционном. Это было сделано только в моей работе 1981 года уже после выхода статьи Муханова и Чибисова. Тем самым задним числом гипотеза, на которой основана их статья, была доказана — черновая, но необходимая работа. Кроме того, они посчитали только скалярные моды (возмущения плотности энергии) — гравитационные волны позже посчитал я, обобщив свою статью 1979 года на случай неэйнштейновской теории гравитации, к которой относится моя модель. Это оказалось очень важным сейчас, когда из данных WMAP и «Планк» извлекли верхний предел на амплитуду первичных гравитационных волн. Он исключает некоторые другие модели, имеющие такую же величину n_s, в том числе самую простую инфляционную модель со скалярным полем — просто со свободным массивным полем, но оставляет допустимой мою модель.

Б. Ш.: Ты говоришь, подход Гута понятней для физиков частиц. Я по своему воспитанию и ментальности тоже, скорее, физик частиц, и рассуждения в терминах инфляции за счет скалярного поля мне ближе по духу, чем твоя модификация уравнений Эйнштейна с добавлением члена, пропорционального R² . Твоя модель, как выяснилось, эквивалентна варианту со скалярным полем в режиме «медленного скатывания», который придумали позже. У меня такой вопрос: какой именно потенциал скалярного поля надо взять, чтобы получить полную тождественность с твоей моделью?

А. С.: Примерно как квадрат гиперболического тангенса. Это при положительных значениях эффективного поля, а при отрицательных потенциал растет экспоненциально. Вблизи нуля это будет квадратичная зависимость, а потом она выполаживается в сторону положительных значений, что очень благоприятствует медленному скатыванию.

_{Рис. 40.3. Потенциал поля инфлатона, дающего эффект, эквивалентный модели Старобинского}

Такой потенциал сильно облегчает старт инфляции — к начальной конфигурации поля предъявляется меньше требований. Ты начал со слов: «Инфляция объясняет то и се». На самом деле я не совсем согласен с такой формулировкой. Правильнее сказать: «Инфляция в рамках адекватных моделей объясняет то и се». Основные же достоинства инфляционного сценария в целом — эстетическое изящество и полная предсказуемость всей дальнейшей эволюции Вселенной, которая может согласовываться, а может и не согласовываться с наблюдательными данными.

Что же касается медленного скатывания, то оно в действительности появилось не после, а до всех работ по инфляции, -еще в моей статье 1978 года, где я рассматривал сценарий «отскока»: замкнутая вселенная сжимается, включается решение де Ситтера, сжатие переходит в расширение, минуя сингулярность. Андрей Линде в своей работе 1983 года, где он предложил хаотическую инфляцию, сделал важный шаг: отбросил стадию сжатия, с которой были связаны некоторые проблемы, и предложил идею произвольных начальных условий (однако при достаточно большом значении скалярного поля — больше планковского) — где-нибудь они окажутся подходящими для старта инфляции. А сами уравнения, в том числе и эффект медленного скатывания, уже существовали.