Всего шесть чисел. Главные силы, формирующие Вселенную

Именно это, предположительно, и происходило во время инфляционной фазы эволюции нашей Вселенной. Неистовое отталкивание, управлявшее раздуванием, должно было «выключиться», позволив Вселенной, которая к тому времени достаточно увеличилась, чтобы вместить в себя все, что мы сейчас видим, перейти к более ленивому и спокойному расширению. Этот переход превратил огромную энергию, скрытую в первоначальном «вакууме», в обычную энергию, являющуюся источником тепла в огненном шаре, и начал более привычный процесс расширения, который и сделал нашу Вселенную такой, какой мы ее видим сегодня.

Понятие «инфляция» эмоционально обсуждалось с тех пор, как впервые было выдвинуто десятки лет назад. Оно прошло через множество вариантов, основанных на разных предположениях о том, как давление, плотность и т. д. вели себя при условиях, очень далеких от того, что мы можем изучать напрямую. Но сама идея в целом, разумеется, будет сохранять свою популярность, пока не появится теория получше. В настоящий момент только инфляционная теория дает достоверное объяснение того, почему наша Вселенная так велика и так единообразна. Она предлагает объяснение того, почему Вселенная расширяется с такой кажущейся хорошо настроенной скоростью, что смогла растянуть себя во всех направлениях на 10 млрд св. лет.

МОЖЕМ ЛИ МЫ ПРОВЕРИТЬ ИНФЛЯЦИОННУЮ ТЕОРИЮ?

Если сморщенную поверхность растягивать во много раз, неровности будут уменьшаться и поверхность станет гладкой. Аналогией «гладкости» в космологии является точное равновесие между (отрицательной) энергией тяготения и (положительной) энергией расширения. Это самое надежное обобщенное предсказание инфляционной теории. Выполняется ли оно? Простейшая плоская вселенная – это как раз та самая, где число Ω равно точно единице. Доказательства, приведенные в главе 5, говорят о том, что атомы и темная материя составляют только 0,3 критической плотности, и это на первый взгляд говорит о неудаче. Вследствие этого физики-теоретики с энтузиазмом ухватились за утверждение о том, что расширение ускоряется, потому что к нему добавляется энергия, связанная с числом λ. Наша Вселенная и в самом деле кажется «плоской» (хотя самые осторожные среди нас могут сказать, что «присяжные все еще не собрались», и будут избегать окончательного вердикта еще несколько лет)[37]. «Смесь» того, что составляет критическую плотность Вселенной, всего на 4 % состоит из атомов и на 25 % – из темной материи. Все остальное – сам «вакуум».

Доказательство «плоскостности» несколько воодушевляет. По крайней мере оно поощряет нас проводить дальнейшие опыты, особенно «диагностику», которая может выявить детали того, что происходило во время быстрого расширения. Большинство обстоятельных идей об ультраранней Вселенной имеют очень короткий срок годности. По поводу первых 10^–35 секунд сегодняшние физики испытывают такую же неуверенность, какую испытывали по поводу первой секунды после Большого взрыва, когда Гамов и другие исследователи начали изучать космологическое происхождение элементов. Их первичные идеи были неверными во многих отношениях, но они были исправлены и твердо встали на ноги за следующие 10–20 лет. Возможно, мы можем питать такие же надежды по поводу союза физики сверхвысоких энергий и космологии в ближайшее десятилетие.

Образование гелия в первые несколько минут Большого взрыва было связано с ядерными реакциями и столкновениями атомов, которые можно воспроизвести экспериментально. Напротив, процессы в инфляционную эпоху, которые определяют такие фундаментальные космические числа, как Q, слишком экстремальны, чтобы имитировать их на Земле, даже в ускорителях. Это усложняет задачу. С другой стороны, сам факт мотивирует к изучению очень ранней Вселенной, которое может обеспечить надежную проверку новых теорий объединения, потому что это единственный момент, когда энергии были достаточно высоки, чтобы продемонстрировать явные практические следствия этих теорий. Когда астрономы пытаются понять космические феномены, они обычно пользуются результатами тех открытий, которые физики делают в лабораториях. Возможно, сейчас у астрономов появился шанс «отплатить услугой за услугу», открыв новые фундаментальные физические принципы. Есть и другие примеры подобного – скажем, нейтронные звезды расширили наши знания о материи с высокой плотностью и большой силе тяготения. Но самым показательным был сам Большой взрыв. В 1950-х гг. космология находилась вне основного русла физики – только несколько «оригиналов» вроде Гамова обращали на нее какое-то внимание. Напротив, в настоящее время проблемы космологии вызывают интерес многих ведущих физиков-теоретиков. И это, разумеется, дает нам поводы для оптимизма.