Космический ландшафт - Страница 62

Если в эпоху генерации реликтового излучения большие морщины не успевали разгладиться, то мы должны видеть их отпечатки на небесной сфере в виде неоднородностей реликтового фона. Но мы не видим никаких морщин на небе. Что же сделало Вселенную такой гладкой? Не скрывается ли за непрозрачной плазмой поверхности последнего рассеяния недоступная нашему взгляду длинная предыстория, в ходе которой были разглажены все морщины? Именно эту предысторию и описывает инфляционная теория.

Объяснение Аланом плоскости и гладкости ранней Вселенной оказалось очень простым (точно таким же, как и объяснение Старобинского). Вселенная была надута, как воздушный шарик, только это был не совсем обычный воздушный шарик. Обычный воздушный шарик, если его сильно надуть, лопнет. Вселенная Алана раздувалась экспоненциально и за очень короткое время стала невероятно огромной. Инфляционная стадия, образно выражаясь, предшествовала обычной космологии. К тому времени, как начался процесс, который мы называем Большим взрывом, Вселенная уже достигла невероятных размеров. И в процессе инфляционной стадии расширения все морщины и неоднородности разгладились настолько, что сделали Вселенную чрезвычайно гладкой.

Я знал, что эта идея очень хороша, но я даже не представлял, насколько она хороша. Я думаю, что даже Алан не догадывался, насколько она хороша. И уж конечно, никто не мог и предположить, что в течение последующих 25 лет инфляционная теория будет занимать центральное место в космологической «стандартной модели».

Чтобы понять механизм, ответственный за инфляционную стадию, следует разобраться, как ведёт себя Вселенная с положительной космологической постоянной. Вспомните, что положительная космологическая постоянная ответственна за появление отталкивающей силы, пропорциональной расстоянию. Эта сила заставляет галактики разбегаться друг от друга, а это происходит, только если шар, на котором они нарисованы, – то есть само пространство, – раздувается.

Энергия вакуума, или, что то же самое, масса вакуума, имеет необычные свойства. Плотность обычного вещества, такого, из которого состоят галактики, уменьшается по мере расширения Вселенной. Средняя плотность обычного вещества во Вселенной составляет примерно один протон на кубический метр. Предположим, что через какое-то количество миллиардов лет радиус Вселенной удвоился, в то время как общее количество протонов в ней не изменилось. В этом случае средняя плотность вещества во Вселенной уменьшится в восемь раз. Если удвоить радиус Вселенной ещё раз, то среднее число протонов в кубическом метре уменьшится ещё в восемь раз и составит 1/64 от современной величины. То же самое верно и в отношении тёмной материи.

Но энергия вакуума ведёт себя совершенно по-другому. Она является свойством пустого пространства, и когда пустое пространство расширяется, оно остаётся всё тем же пустым пространством, и плотность энергии вакуума в нём не изменяется. Независимо от того, сколько раз вы удвоите размер Вселенной, плотность энергии вакуума останется той же самой и создаваемая ею сила отталкивания не уменьшится!

Обычная материя, напротив, редеет и в конце концов перестаёт оказывать сколько-нибудь заметный эффект на замедление расширения. На определённом этапе расширения плотность всех видов энергии будет ничтожно мала, за исключением плотности энергии вакуума. Когда это произойдёт, не останется ничего, что могло бы противодействовать отталкивающей силе энергии вакуума, и Вселенная будет расширяться экспоненциально. Если бы космологическая постоянная была достаточно велика, чтобы удвоить размер Вселенной за одну секунду (сейчас это не так), через две секунды Вселенная стала бы уже вчетверо больше, через три секунды – в восемь раз больше, через четыре – в 16 раз, через пять – в 32 раза и т. д. Предметы, находившиеся рядом с нами, будут подобно ракетам разлетаться во все стороны со скоростью, во много раз превышающей скорость света.

Реальная Вселенная сейчас находится на самой ранней стадии такого экспоненциального расширения. Но это не должно слишком сильно вас беспокоить, потому что величина космологической постоянной такова, что размер Вселенной удвоится лишь в течение десятков миллиардов лет. Но представьте себе, что по неизвестной причине в очень ранней Вселенной космологическая постоянная была намного больше, чем сегодня, возможно, на сотню порядков. Это может выглядеть странным мысленным экспериментом, но вспомните, насколько трудно было понять, почему сегодня космологическая постоянная так смехотворно мала. А если сделать её на 100 порядков больше, то она приобретёт, по крайней мере с позиции физиков-теоретиков, своё нормальное значение.

Если космологическая постоянная в те доисторические времена была так велика, она должна была привести к тому, что размеры Вселенной удваивались за ничтожную долю секунды, а за одну секунду Вселенная должна была увеличиться от размеров протона до размеров, во много раз превышающих наблюдаемую ныне часть Вселенной. Это и есть та инфляция, которую описали Старобинский и Гут.

Читатель может задаться вопросом, на каком основании я столь лицемерно позволяю себе говорить о различных космологических постоянных в начале и в конце истории Вселенной, то есть в инфляционную эпоху и в нынешнюю. В конце концов, разве постоянная не должна быть постоянной? Давайте остановимся и вспомним о ландшафте. Космологическая постоянная в данном месте ландшафта является не чем иным, как высотой местности. Один рисунок фрагмента ландшафта объяснит это красноречивее тысячи слов. На этом рисунке приведена очень упрощённая модель ландшафта, похожего на тот, что существует в нашей ближайшей окрестности. Маленький шарик представляет Вселенную, которая катится в поисках долины, где энергия вакуума является минимальной.