Измерения, проведенные в последние годы, показали, что эта величина очень близка к единице, хотя, вероятнее всего, не равна ей в точности (измерения пока еще не вполне надежны). Вот тут-то и встает в полный рост пресловутая проблема плоскостности. Зная приблизительную величину параметра Ω, можно без большого труда рассчитать, какими должны быть начальные условия очень ранней Вселенной, чтобы привести к сегодняшним наблюдаемым значениям. И сразу же обнаруживаются форменные чудеса. Процитируем М. В. Сажина, автора увлекательной книги «Современная космология в популярном изложении»:
Возьмем параметр Ω примерно равным единице, скажем, 0,5 или 1,5. Посмотрим теперь, каким он должен быть в различные эпохи эволюции Вселенной, которые были до нашей эпохи. В эпоху рекомбинации сегодня Ω от единицы уже не должно превышать 0,001. Большее отличие привело бы к тому, что сегодня Ω равнялось бы 10 или, скажем, 0,1, что легко измеримо. В эпоху нуклеосинтеза сегодня Ω от единицы не должно превышать 0,00000000000000001. В более раннюю эпоху кварк-глюонной плазмы отличие Q от единицы «пряталось» в 21 знаке после запятой. В планковский момент (это самое начало нашего мира, о котором мы еще поговорим. – Л. Ш) это отличие выражалось величиной 10-60. Откуда могут взяться такие начальные условия?
Другими словами, складывается впечатление, что исходные параметры были подогнаны с небывалой точностью: в противном случае мы ни за какие коврижки не сумели бы получить сегодняшней величины показателя Ω. Неслучайно некоторые астрофизики говорят о тонкой настройке параметра плотности. Что и говорить, картина неприятная, заставляющая всерьез задуматься о творце всего сущего. Между тем строгой науке как-то не к лицу заниматься пустопорожними рассуждениями о высшем разуме. Это удел философов и богословов. Но есть ли возможность не отдать космологию на откуп теологам?
Спешу вас, читатель, успокоить – такую возможность нам в полной мере дает инфляционный сценарий рождения Вселенной, о котором уже давно пора поговорить подробнее. Он легко и непринужденно снимает и проблему горизонта, и проблему плоскостности, и кучу других проблем, под грузом которых изнемогала классическая модель Большого взрыва.
Итак, что же такое космологическая инфляция и чем она отличается от стандартного расширения, которое мы продолжаем наблюдать сегодня в виде красного смещения в спектрах далеких галактик? Инфляция – это период катастрофически быстрого раздувания пространства в начальной фазе жизни нашей Вселенной. Сказать, что это раздувание было стремительным и мимолетным – ничего не сказать. Его продолжительность укладывается в исчезающе малые сроки: инфляция началась, когда возраст Вселенной составлял 10-43 секунды, а закончилась, когда он достиг 10-37 секунды. В начале инфляции размер Вселенной был чуть больше 10-33 см, что сопоставимо с планковской длиной, а в момент ее окончания равнялся примерно 0,1 см (в других инфляционных сценариях эта величина колеблется от одного до тридцати сантиметров), то есть ее диаметр вырос по меньшей мере в 1027 раз.
Легко видеть, что первоначальное расширение юной Вселенной происходило со скоростью, многократно превышающей скорость света, поскольку планковские длина и время связаны между собой: за 10-43 секунды свет успевает пройти расстояние не больше, чем 10-33 см. Неужто мы наконец опровергли самого Эйнштейна? Не будем спешить, читатель. В действительности никакого противоречия здесь нет и в помине, ибо теория относительности ограничивает скоростью света только перемещение материальных тел, но ровным счетом ничего не говорит о скорости расширения самого пространства как такового. Пока частицы вещества продолжают двигаться со скоростями меньшими, чем скорость света, объемлющему их пространству позволительно пухнуть сколь угодно быстро: скорость его раздувания ограничена только лишь количеством доступной энергии, обеспечивающей упомянутое раздувание.
Между прочим, введение одного-единственного дополнительного параметра – инфляционного расширения по экспоненте – автоматически разрешает проклятую проблему горизонта. В свое время мы постулировали, что горизонт всегда растет быстрее, чем увеличивается расстояние между двумя точками (или двумя частицами) в пространстве. Однако вскоре после рождения Вселенной это условие, очевидно, не выполнялось. Вообразим себе крошечную юную Вселенную порядка планковской длины – чуть более 10-33 см. Внутри этого домена еще до начала инфляции успели установиться термодинамическое равновесие и причинная связь. Когда наступает фаза инфляции, пространство стремительно разгоняется, буквально пухнет как на дрожжах, в результате чего микроскопическая однородная область почти мгновенно чудовищно вырастает в размерах. Объем домена растет значительно быстрее, чем расстояние горизонта. К моменту окончания инфляции он составляет примерно 1 см3, и внутри этой области Вселенная является «гладкой», без заметных контрастов плотности, температуры и давления. В дальнейшем инфляция сменяется стандартным расширением, и горизонт частиц продолжает неторопливо расти, достигая к нашему времени величины порядка 1028 см. При этом все частицы, заполняющие наблюдаемую часть Вселенной, еще до начала инфляции успели установить между собой причинную связь. Домен, разросшийся в ходе стандартного расширения, сохраняет то состояние, которое сформировалось во время инфляции. Космологи говорят, что вся современная Вселенная находится внутри одной причинно-связанной области.
Аналогично решается и проблема плоскостности. Сегодня пространство нашей Вселенной практически плоское, но до эпохи инфляции параметр Ω мог ощутимо отличаться от единицы в любую сторону. Какой бы ни была кривизна мира вблизи точки «ноль», в финале мы все равно получим почти плоскую модель, потому что инфляционное распухание выглаживает контрасты плотности. Это легко увидеть на простом примере. Предположим, что параметр плотности до начала инфляции был заметно больше единицы (Ω > 1). Тогда мы получаем топологию замкнутого пространства, то есть Вселенная эквивалентна поверхности сферы. При раздувании шара его радиус растет, и если выбрать на его поверхности достаточно маленькую область, ее кривизна будет практически неотличима от нуля. В конце концов, поверхность Земли представляется нам совершенно плоской. Если же вспомнить, что в некоторых моделях инфляции (о различных инфляционных сценариях мы поговорим чуть ниже) первоначальный крошечный домен, сопоставимый с планковской длиной, раздувается до астрономической величины 101000 см, то наблюдаемая Вселенная (или Метагалактика), диаметр которой примерно равен 1028 см, будет составлять ничтожную часть гигантской Мегавселенной. Понятно, что в этом случае микроскопическая область, не превышающая 10-1000 части исполинского шара, будет восприниматься как идеально плоская. Таким образом, нет никакой необходимости постулировать особые начальные условия, которые впоследствии обеспечили почти нулевую кривизну Вселенной. Параметр плотности мог принимать любые значения около точки «ноль», так как всеобъемлющая инфляция неминуемо выгладит все неровности и сделает пространство практически плоским.
Вернемся к началу инфляции, в эпоху очень ранней Вселенной, когда ее возраст составлял 10-43 секунды. Какие силы разогнали пространство до невообразимых скоростей и увеличили его объем на порядки порядков? Чтобы ответить на этот каверзный вопрос, ученым пришлось ввести дополнительное понятие об инфлатонном поле, которое нередко также называют скалярным полем Хиггса и состоянием фальшивого, или ложного, вакуума. Пугаться этого не стоит, поскольку для объяснения загадки скрытой массы и темной энергии (речь об этих феноменах у нас впереди) все равно так или иначе придется прибегать к услугам новых полей, неизвестных современной науке. В дебри высокой физики мы не полезем, поскольку адекватно разобраться в этих вещах без весьма сложного математического аппарата не представляется возможным. Отметим только, что гипотетическое инфлатонное поле обладает очень странными и даже немного пугающими характеристиками.
Обратимся к наглядному примеру, дабы в живых образах проиллюстрировать положение дел. Представьте себе заснеженный горный склон, изобилующий неровностями и локальными перепадами высот. Вы скатываете снежок и пускаете его вниз по склону. Если снег достаточно влажный, снежок начнет быстро увеличиваться в размерах, пока не превратится в громадный ком. Процесс развивается по экспоненте – чем больше диаметр снежка, тем быстрее он растет. Наш гипотетический склон заканчивается пропастью, и когда снежный ком достигнет края обрыва, то в полном соответствии с законами физики полетит вертикально вниз с нарастающей скоростью. Оказавшись на дне, он вдребезги разобьется, причем часть кинетической энергии снежного кома уйдет на нагрев окружающей среды.
