Описание проблемы горизонта на примере план ковких масштабов, хотя и выглядит впечатляюще, кому‑то покажется оторванным от реальности. Часто, чтобы её представить, обращаются к вполне подтверждённым наблюдениям. Для этого мы забегаем вперёд, несколько предваряя рассказ об эволюции материи во Вселенной. Важным периодом является эпоха рекомбинации водорода. С расширением Вселенная остывает, и, естественно, состояние материи меняется. Был период, когда она была заполнена равновесным газом протонов и электронов со
Рис. 9.7. Проблема изотропии реликтового излучения
вместно с электромагнитным излучением (фотонами). Когда температура достаточно понизилась, это было через 300000 лет после Большого взрыва, отдельные протоны и электроны объединились в атомы водорода (момент рекомбинации). Среда стала прозрачной для электромагнитного излучения, которое далее расширяется независимо, Как следствие, в наше время это излучение (реликтовое) наблюдается очень остывшим.
Обратимся к рис. 9.7. Реликтовое излучение приходит к нам с огромного расстояния около 14 млрд световых лет (большой круг). Однако когда это излучение начало свой путь, возраст Вселенной был, как мы отметили, 300 000 лет и за это время обменяться сигналами (пусть световыми) могли небольшие области (маленькие окружности). Два маленьких круга на рисунке никак не могли обменяться сигналами, т, е. они причинно не связаны, Поэтому нет оснований для того, чтобы они имели одинаковые характеристики, скорее, наоборот. Однако реликтовое излучение, которое мы наблюдаем со всей большой сферы, в высшей степени изотропно] Это и есть проблема однородности и изотропии в иной иллюстрации.
Обсудим другую проблему. Каждый из трёх типов расширения глобального пространства Вселенной определяется средней плотностью вещества, заполняющего это 3–мерное пространство. Плоскому случаю соответствует критическая плотность. Если плотность меньше — будет гиперболическое пространство, если больше — замкнутое. Важно иметь в виду, что для каждого момента в эволюции критическая плотность имеет разное значение. Так вот, наблюдения показывают, что с очень высокой точностью современная плотность всего вещества во Вселенной близка к критической, то есть мы живём фактически в плоском пространстве, или (что то же самое) в пространстве с огромным радиусом кривизны. Возвращаясь в планковскую эпоху, получим, что тогда плотность должна была быть близкой к критической с невероятной точностью 1060! Почему так? Объяснить этот факт в рамках обычной фридмановской модели тоже не получается. Это вторая проблема и она называется проблемой плоскостности.
Пойдём дальше. Когда говорилось об однородности — это означало, что видимая часть Вселенной мысленно разбивалась на «кубики», очень мелкие по сравнению со всем наблюдаемым объёмом. Однородность означает, что массы всех таких кубиков одинаковы. Условно говоря, в каждом кубике одинаковое количество галактик. Продолжим операцию. Теперь каждый из уже имеющихся кубиков разобьём на ещё более мелкие по отношению к исходным. Тогда обнаружится, что какой‑то кубик второго порядка малости содержит отдельные галактики, какой‑то скопления и даже сверхскопления галактик, а какие‑то кубики останутся совсем пустыми. То есть обнаружится, что на меньших масштабах Вселенная неоднородна.
Распределение сверхскоплений, скоплений галактик и самих галактик называется крупномасштабной космологической структурой, Известно, что она развивается из флуктуаций плотности, возникших во времена, близкие к планковским. Если мы хотим получить в результате обычного фридмановского расширения ту структуру, которую имеем сейчас, и которая достаточно хорошо изучена, то исходные возмущения план ков с кой эпохи должны быть не произвольными, а очень специфичными. Но для этого нет веских оснований, и это третья проблема — проблема первичных флуктуаций плотности.
Инфляция
Дорога к инфляции вымощена благими намерениями.
Уолтер Хеллер
Как решить эти проблемы? Мы не можем отказаться от того, что Вселенная расширяется от какого‑то очень плотного состояния. Значит нужно подумать о характере расширения. До сих пор рассматривалось состояние вещества с положительным давлением, как в обычной жизни, Однако для физики, тем более для физики в искривлённом пространстве–времени, ситуация с уравнением состояния вещества, в котором давление отрицательно, не является чем‑то экстраординарным, она ничему не противоречит. Именно эта возможность была проанализирована. Было предложено много вариантов, моделирующих такое состояния. Общим для всех моделей является использование подзабытой космологической постоянной (см. Дополнение 4). Разница с величиной, введённой Эйнштейном, в том, что в этих сценариях она является эффективной, то есть её присутствие в уравнениях Эйнштейна обеспечивается тем или иным полем или коррекциями самой геометрической теории. Формально именно такая космологическая постоянная имитирует вещество с отрицательным давлением.
Если предположить, что в послепланковскую эпоху вещество имело отрицательное давление, или что‑то имитировало такое вещество, то расширение будет проходить не по степенному закону с замедлением, а по экспоненциальному a(t) ~ eHt, с «бешеным» ростом масштабного фактора, с очень большим ускорением. Особенность такого расширения в том, что, несмотря на увеличение объёма, плотность заполняющей его энергии остаётся постоянной! Это расширение ведёт к быстрому раздуванию малых объёмов и поэтому называется инфляцией (аналогично раздуванию денежной массы). Продолжительность инфляции определяется временем существования эффективной космологической постоянной. В разных версиях длительность инфляции варьируется, она должна быть более 70–100 планковских времён (10–43 с). Чаще рассматривают модели со значительно большей длительностью, например, инфляция продолжительностью 10–35 с раздувает «зародыш» размером 10–33 см в 101000000000000 раз (это число с триллионом нулей). Этого более чем достаточно, чтобы успешно решить все три основных проблемы фридмановской космологии.
Начнём с проблемы крупномасштабной однородности и изотропии Вселенной. С учётом инфляции весь современный наблюдаемый объём Вселенной оказывается результатом расширения единственной планковской причинносвязанной области доинфляционной эпохи, а не 1090 таких областей. Формально это происходит потому, что при экстраполяции назад по времени мы используем вместе с фридмановским ещё и инфляционный закон расширения. Таким образом, первая проблема решается. Далее, во время инфляционной стадии радиус пространственной кривизны увеличивается настолько, что его последующее увеличение до современного значения путём фридмановского расширения как раз с необходимой точностью соответствует плоскому пространству. И современная плотность оказывается близкой к критическому значению с необходимой точностью. Таким образом, решается вторая проблема. И наконец, в ходе инфляционного расширения произвольные флуктуации плотности приобретают в конце инфляции как раз такие специфические свойства, что в результате послеинфляционного развития они превращаются в наблюдаемую структуру при сохранении крупномасштабной однородности и изотропии То есть разрешается и последняя проблема.
Разрешив проблемы стандартной фридмановской космологии, инфляция, как ранняя стадия в эволюции Вселенной, стала общепризнанной. Впервые эти идеи были высказаны в 1979–1980 годах в работах известного космолога Алексея Старобинского. К настоящему времени существует масса вариантов возникновения и развития инфляции, детали и следствия этого периода эволюции Вселенной очень активно изучаются.
Кроме решения проблем фридмановской космологии, инфляция снимает вопрос: что и почему «взорвалось»? Ничего не взорвалось! Это инфляция разогнала вещество до огромных скоростей. После прекращения инфляции вещество разбегается «по инерции» и фридмановским законам. Таким образом, понятие Большого взрыва в современной интерпретации обычно означает период от образования квантового «зародыша» до завершения инфляции, хотя иногда определяют и более продолжительный период.
Конец инфляционного расширения соответствует моменту прекращения действия механизма, обеспечивающего существование эффективной космологической постоянной.
Современное ускоренное расширение
Таким образом, с помощью инфляции модели Фридмана были подправлены на ранних стадиях развития Вселенной. Казалось бы, решив проблемы фридмановской космологии, можно было успокоиться, Но не тут‑то было. В 1998 году два независимых коллектива исследовали
