Расширение вызывается натяжением ложного вакуума, превосходящим притяжение, связанное с плотностью его массы. Поскольку ни одна из этих величин не меняется со временем, темп расширения остается с высокой точностью постоянным. Этот темп характеризуют пропорцией, в которой Вселенная расширяется за единицу времени (скажем, за одну секунду). По смыслу эта величина очень похожа на темп инфляции в экономике — процентное увеличение цен за год. В 1980 году, когда Гут вел семинар в Гарварде, уровень инфляции в США составлял 14 %. Если бы это значение оставалось неизменным, цены удваивались бы каждые 5,3 года. Аналогично, постоянный темп расширения Вселенной подразумевает, что существует фиксированный интервал времени, на протяжении которого размер Вселенной увеличивается вдвое.
Рис. 5.2. Алан Гут в своем кабинете в Массачусетском технологическом институте. Гут — гордый победитель конкурса на самый захламленный кабинет, организованный в 1995 году газетой Boston Globe.
Рост, который характеризуется постоянным временем удвоения, называют экспоненциальным. Известно, что он очень быстро приводит к гигантским числам. Если сегодня кусок пиццы стоит 1 доллар, то через 10 циклов удвоения (53 года в нашем примере) его цена составит 1024 доллара, а через 330 циклов достигнет 10100 долларов. Это колоссальное число, единица, за которой следует 100 нулей, имеет специальное название — гугол. Гут предложил использовать в космологии термин инфляция для описания экспоненциального расширения Вселенной.
Время удвоения для вселенной, заполненной ложным вакуумом, невероятно короткое. И чем выше энергия вакуума, тем оно короче. В случае электрослабого вакуума вселенная расширится в гугол раз за одну тридцатую микросекунды, а в присутствии вакуума Великого объединения это случится в 1026 раз быстрее. За столь короткую долю секунды область размером с атом раздуется до размеров, намного превосходящих всю наблюдаемую сегодня Вселенную.
Поскольку ложный вакуум нестабилен, он в конце концов распадается, и его энергия зажигает огненный шар из частиц. Это событие обозначает конец инфляции и начало обычной космологической эволюции. Тем самым, из крошечного исходного зародыша мы получаем громадных размеров горячую расширяющуюся Вселенную. А в качестве дополнительного бонуса в этом сценарии удивительным образом исчезают проблемы горизонта и плоской геометрии, характерные для космологии Большого взрыва.
Суть проблемы горизонта состоит в том, что расстояния между некоторыми частями наблюдаемой Вселенной таковы, что они, по-видимому, всегда были больше расстояния, пройденного светом с момента Большого взрыва. Это предполагает, что они никогда не взаимодействовали друг с другом, а тогда трудно объяснить, как они достигли почти точного равенства температур и плотностей. В стандартной теории Большого взрыва путь, пройденный светом, растет пропорционально возрасту Вселенной, тогда как расстояние между областями увеличивается медленнее, поскольку космическое расширение замедляется гравитацией. Области, которые не могут взаимодействовать сегодня, смогут влиять друг на друга в будущем, когда свет покроет наконец разделяющее их расстояние. Но в прошлом пройденное светом расстояние становится еще короче, чем надо, так что, если области не могут взаимодействовать сегодня, они тем более не были способны к этому раньше. Корень проблемы, таким образом, связан с притягивающей природой гравитации, из-за которой расширение постепенно замедляется.
Однако во вселенной с ложным вакуумом гравитация отталкивающая, и вместо того, чтобы замедлять расширение, она ускоряет его. При этом положение меняется на противоположное: области, которые могут обмениваться световыми сигналами, в будущем потеряют эту возможность. И, что более важно, те области, которые сегодня недосягаемы друг для друга, должны были взаимодействовать в прошлом. Проблема горизонта исчезает!
Проблема плоского пространства разрешается столь же легко. Оказывается, что Вселенная удаляется от критической плотности, только если ее расширение замедляется. В случае ускоренного инфляционного расширения все обстоит наоборот: Вселенная приближается к критической плотности, а значит, становится более плоской. Поскольку инфляция увеличивает Вселенную в колоссальное число раз, нам видна лишь крошечная ее часть. Эта наблюдаемая область выглядит плоской подобно нашей Земле, которая тоже кажется плоской, если смотреть на нее, находясь вблизи поверхности.
Итак, короткий период инфляции делает Вселенную большой, горячей, однородной и плоской, создавая как раз такие начальные условия, которые требуются для стандартной космологии Большого взрыва.
Теория инфляции начала покорять мир. Что же касается самого Гута, то его пребывание в статусе постдока закончилось. Он принял предложение от своей альма-матер, Массачусетского технологического института, где и продолжает работать поныне.
Это могло бы стать счастливым финалом для теории инфляции, если бы не одна серьезная неприятность: теория не работала.
Глава 6
Слишком хорошо, чтобы быть ошибкой
Истина возникает из ошибки гораздо охотнее, чем из беспорядка.
Фрэнсис Бэкон (1561–1626)
Каждый физик знаком с тяжелым чувством, следующим за обнаружением фатальной ошибки в красивой теории, придуманной несколько дней назад. Увы, такова судьба большинства красивых теорий. Не обошла она и теорию инфляции. Как обычно, дьявол таился в деталях. При более внимательном анализе выяснилось, что ложный вакуум распадается не так гладко, как ожидалось.
Процесс распада вакуума похож на кипение воды. Посреди ложного вакуума случайным образом появляются маленькие пузырьки вакуума истинного (рис. 6.1). Внутренние области растущих пузырьков остаются пустыми, а вся энергия, выделяющаяся при переходе ложного вакуума в истинный, сконцентрирована в расширяющихся стенках пузырьков. Когда пузырьки сталкиваются и сливаются, их стенки распадаются на элементарные частицы. Конечным результатом становится истинный вакуум, заполненный плотной горячей материей.
Рис. 6.1. Маленькие пузырьки истинного вакуума случайно возникают и расширяются. Пузырьки, которые образовались раньше, вырастают до большего размера.
Именно так происходит, если пузырьки возникают в бешеном темпе и весь процесс распада завершается меньше чем за один период удвоения. Это означает, однако, что инфляция заканчивается слишком быстро, намного раньше, чем вселенная становится однородной и плоской. Нас же интересует противоположный случай, когда темп формирования пузырьков низкий, так что вселенная может расшириться во много раз, прежде чем пузыри начнут сталкиваться. Но, как любил говорить швейцарский физик Пауль Эренфест, здесь-то лягушка и прыгает в воду.
Трудность состоит в том, что пространство между пузырьками заполнено ложным вакуумом, а значит, быстро расширяется. Пузырьки растут очень быстро, со скоростью, близкой к скорости света, но это не сравнится с экспоненциальным расширением ложного вакуума. Если пузырьки не столкнутся в течение одного периода удвоения от момента возникновения, то в дальнейшем расстояние между ними будет только расти, так что они уже никогда не столкнутся.
Выходит, инфляция может никогда не закончиться. Пузыри неограниченно растут в размерах, а в промежутках между ними все продолжают появляться новые. В результате замечательная однородность, порожденная инфляцией, полностью разрушается. Отсутствие подходящего финала для инфляционного расширения стали называть проблемой изящного выхода.
Гут осознал эту проблему спустя несколько месяцев после того, как представил свою новую теорию публике. К тому времени его статья об инфляции еще не была написана, причем по очень простой причине: Алан Гут — самый большой в мире любитель откладывать дела на потом. (Я убедился в этом лично, работая с ним в ряде исследовательских проектов.) Он, конечно, был разочарован, обнаружив в теории серьезный прокол, однако продолжал считать, что идея слишком удачна, чтобы быть ошибочной. Дописав наконец к августу 1980 года свою статью, Гут закончил ее словами: "Я публикую эту статью в надежде, что она… побудит других найти способ обойти нежелательные особенности инфляционного сценария".[34]
Чтобы разобраться в истоках проблемы, давайте подробнее обсудим ложный вакуум. Процесс его распада был изучен гарвардским физиком Сиднеем Коулманом (Sidney Coleman), который описал его в терминах так называемых скалярных полей.
