Возьмем параметр ? 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 отличие Q от единицы уже не должно превышать 0,001. Большее отличие привело бы к тому, что сегодня ? равнялось бы 10 или, скажем, 0,1, что легко измеримо. В эпоху нуклеосинтеза отличие Y 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 ?. 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 10-43секунды, а закончилась, когда он достиг 10-37секунды. В начале инфляции размер Вселенной был чуть больше 10-33см, 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 1027раз.
Легко видеть, что первоначальное расширение юной Вселенной происходило со скоростью, многократно превышающей скорость света, поскольку планковские длина и время связаны между собой: за 10-43секунды свет успевает пройти расстояние не больше, чем 10-33см. 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 10-33см. 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 1028см. 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 ? 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 (? › 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 101000см, то наблюдаемая Вселенная (или Метагалактика), диаметр которой примерно равен 1028см, будет составлять ничтожную часть гигантской Мегавселенной. Понятно, что в этом случае микроскопическая область, не превышающая Ю-1000части 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 10-43секунды. 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.
Теперь вернемся к инфлатонному полю с его загадочными характеристиками. Во-первых, это скалярное поле, то есть поле никак не ориентированное в пространстве, в отличие, скажем, от электромагнитного. В нем отсутствуют силовые линии, а его напряженность всюду одинакова. С некоторыми оговорками его можно уподобить гомогенной субстанции вроде тягучего растекшегося меда. Во-вторых, инфлатонное поле характеризуется предельно сильным отрицательным давлением, которое буквально "расталкивает" вещество, преодолевая силу гравитации. В стандартной горячей модели Большого взрыва плотность материи падает по мере увеличения размеров Вселенной, что вполне естественно, так как энергетическая плотность определяется наличной энергией, поделенной на объем. А вот инфлатонное поле (то бишь фальшивый вакуум) ведет себя парадоксально: его энергетическая плотность по мере раздувания остается постоянной, поэтому энергия, управляющая распуханием пространства, не только не уменьшается, а напротив, растет по экспоненте. Однако ничто не вечно под луной – состояние вещества с нарастающим отрицательным давлением крайне неустойчиво, а потому должно неминуемо поменять режим расширения. Фаза инфляции стремительно сходит на нет, и вся потенциальная энергия фальшивого вакуума превращается в кипящий суп из новорожденных элементарных частиц, разогретый до высочайших температур. Другими словами, с окончанием эпохи инфляции рождается обычная материя в виде горячей плазмы.
Давайте еще раз прогуляемся по заснеженному горному склону и снова поиграем в снежки. В этой удобной модели аналогом инфлатонного поля, заполняющего все пространство, будет снег на склоне. Благодаря случайным квантовым флуктуациям наше поле может принимать самые разные значения в различных областях. Образование снежка является именно такой квантовой флуктуацией. Пока снежок покоится, ничего примечательного не происходит, но стоит ему двинуться вниз по склону, как он сразу же начинает стремительно расти. Инфлатонное поле, раздувающее новорожденную флуктуацию, стремится занять положение, в котором его энергия минимальна. В точности то же самое происходит и со снежным комом: теряя энергию и чудовищно распухая, он достигает наконец края обрыва и валится в пропасть, а вся накопленная им энергия трансформируется в кинетическую энергию разлетающихся частиц. Пока снежный ком путешествует по горному склону, инфляция все время продолжает набирать обороты, но стоит ему коснуться дна ущелья, как энергия инфлатонного поля скукоживается до минимума, ибо падать больше некуда. Происходит разогрев Вселенной, и как раз этот момент воспринимается нами как Большой взрыв.
Плато, по которому катится наш снежок, отнюдь не гладкий полированный стол без сучка и задоринки, а поверхность, имеющая куда более сложный рельеф. Локальные перепады высот в виде разного рода кочек и неожиданных препятствий неизбежно вносят ощутимые возмущения в траекторию снежного кома. Кроме того, таких комков (читай – квантовых флуктуации) на склоне имеется великое множество: одни лежат ближе к обрыву, другие располагаются дальше от него. И если отдельным снежкам удается сравнительно беспрепятственно скатиться прямиком вниз, то другие обречены петлять и прыгать "по долинам и по взгорьям", надолго застревая в ямах и глубоких выбоинах. Точно так же ведут себя и реальные квантовые флуктуации – зародыши будущих вселенных: одни из них переживают кратковременную инфляцию (инфляция, как мы помним, продолжается до тех пор, пока снежный ком движется по плато), другие раздуваются до сих пор, а третьи моментально схлопываются, не успев как следует вырасти. Таким образом, в нашем распоряжении оказывается целый ансамбль вселенных вместо одной-единственной, каждая со своим набором уникальных свойств.
Этот сценарий, получивший название вечной, или хаотической, инфляции, был предложен в середине 80-х годов прошлого века выдающимся американским астрофизиком Андреем Линде, бывшим нашим соотечественником. Помимо всего прочего, модель вечной инфляции замечательна тем, что позволяет избавиться от проклятия современной космологии – антропного принципа. Впрочем, об антропном принципе речь у нас пойдет в следующих главах, здесь же отметим только, что фундаментальные константы (гравитационная постоянная, масса электрона и др.) и сами законы природы, управляющие поведением нашего мира, удивительным образом допускают возникновение сложных структур вообще и разумной жизни в частности. Если их величину слегка подправить (совсем чуть-чуть, на ничтожную долю процента), Вселенная преобразится радикально. Скажем, при ином соотношении масс протона и электрона образование сколько-нибудь сложных структур станет принципиально невозможным. Между тем наблюдаемое соотношение – голый эмпирический факт, не выводимый из теоретических построений. Будто бы кто-то мудрый, дальновидный и предусмотрительный, тщательно взвесив все pro et contra, специально подобрал величины фундаментальных констант таким образом, чтобы недружелюбный космос сделался "гостеприимным" для человека. А вот идея о бесчисленном множестве вселенных, разнящихся по своим параметрам, автоматически снимает эту проблему.
Справедливости ради отметим, что гипотеза об инфляционном этапе в истории ранней Вселенной была впервые высказана отечественными учеными Э. Б. Глинером и А. А. Старобинским еще в 60 – 70-х годах прошлого века, но осталась, к сожалению, невостребованной научным сообществом. Сам термин "инфляция" предложил американский физик Алан Гут в 1981 году, и он же построил первую инфляционную модель на основе своеобразного фазового перехода, вызвавшего переохлаждение юной Вселенной. Здесь не место подробно разбирать гутовский сценарий, поскольку очень быстро выяснилось, что он не работает, так как дает в финале очень неоднородную Вселенную, чего в действительности не наблюдается. А вот модель А. Д. Линде была лишена этих недостатков, чем сразу же завоевала небывалую популярность: если раньше инфляционный сценарий сплошь и рядом принимался в штыки, то сегодня большинство физиков и астрономов перешли в ряды его сторонников. Из красивой, но шаткой гипотезы инфляционное начало Вселенной превратилось в полнокровную научную теорию, допускающую опытную проверку. Космология, бывшая до недавнего времени дисциплиной в значительной степени спекулятивной, мало-помалу становится строгой экспериментальной наукой.
Как мы помним, теория инфляции постулирует наличие ничтожных изменений в плотности материи ранней Вселенной. Поскольку объем новорожденного мира сопоставим с размерами элементарных частиц, разумно предположить, что квантовые флуктуации играли в то время весьма существенную роль. Принцип неопределенности Вернера Гейзенберга гласит, что мы не можем одновременно вычислить точную координату частицы и ее импульс (произведение скорости на массу). Другими словами, энергия и положение частицы никогда не могут быть измерены точно, и этот принцип в полной мере приложим к первым мгновениям жизни Вселенной (шар петляет по склону, а не катится прямиком вниз). Суммарный эффект квантовых флуктуации порождает крошечные перепады плотности, которые растут в процессе раздувания и становятся зародышами будущих галактик и звезд. Но отсюда с неизбежностью следует, что реликтовое излучение должно сохранить память о тех событиях, своего рода "отпечаток" в виде температурных колебаний между различными точками пространства. Долгое время измерить этот температурный разброс не удавалось – не хватало чувствительности аппаратуры. Прорыв произошел в 1992 году, когда американский спутник СОВЕ (Cosmic Background Explorer) и российский "Реликт-1" обнаружили температурные флуктуации фонового излучения. Их величина оказалась крайне незначительной (температура реликтового излучения составляет примерно 2,7 градуса Кельвина, а отклонения от среднего не превышали 0,00003 градуса Кельвина), поэтому совсем не удивительно, что раньше подобные измерения были сопряжены с немалыми сложностями. Так или иначе, но инфляционная теория получила надежное экспериментальное подтверждение.
Начало третьего тысячелетия ознаменовалось новыми достижениями. После полуторагодичных наблюдений и анализа данных, полученных с помощью космической обсерватории WMAP, была представлена гораздо более подробная карта распределения температуры реликтового излучения по всему небосводу. Английская аббревиатура MAP означает Microwave Anisotropy Probe, что можно перевести как "микроволновый анизотропный зонд" (или щуп), а буква W добавлена в честь астрофизика Уилкинсона, который был инициатором проекта, но не дожил до его окончания. Кроме того, тар – по-английски "карта". Ценность карты Уилкинсона трудно переоценить. Анализ полученных данных и последующее компьютерное моделирование позволили воссоздать картину рождения и развития Вселенной, уточнить ее возраст и состав. Это эпохальное событие произошло 13,7 миллиарда лет назад (плюс-минус 200 миллионов лет), что позволило поставить точку в бесконечных спорах о том, когда именно возникла Вселенная. Удалось окончательно выяснить, что пространство Вселенной геометрически плоское, и точно рассчитать одну из фундаментальных констант – постоянную Хаббла, отражающую скорость расширения Вселенной. Судя по данным зонда Уилкинсона, эта величина составляет 71 километр в секунду на один мегапарсек расстояния (вспомним, что один парсек – 3,26 светового года). Другими словами, участок размером в один мегапарсек (1 миллион парсек) каждую секунду прирастает на 71 километр.
Установлено, что Вселенная, остыв после Большого взрыва, долгое время оставалась темной и холодной. Первые звезды, по уточненным данным, начали формироваться через 400 миллионов лет после Большого взрыва, и столь раннее их появление лишний раз свидетельствует в пользу существования скрытой массы (или темной материи), которая своим гравитационным полем собирала размазанную материю в комки. Короче говоря, инфляционная модель показала себя надежной работоспособной теорией, замечательно согласующейся с опытными данными. А посему имеет смысл приглядеться к ней повнимательнее, проследив этап за этапом историю нашей Вселенной.
По современным представлениям, Вселенная рождается в результате случайной квантовой флуктуации, выпархивая из сингулярности – безразмерной точки, в которой кривизна пространства-времени бесконечна. Плотность вещества в этой точке тоже достигает бесконечно больших величин, а пространство и время обращаются в нуль. Другими словами, ни пространства, ни времени, ни вещества в привычном понимании в сингулярности не существует, а все известные законы перестают работать. Не имеет никакого смысла спрашивать, что было раньше, ибо раньше не было ничего: сингулярность – это предельная граница, рубикон, который нельзя перейти. Хотелось бы специально подчеркнуть, что описанный сценарий рождения Вселенной практически "из ничего" – не пустые фантазии физиков-теоретиков на ровном месте; он опирается на строгие научные расчеты.
Читатель уже столько раз столкнулся с выражением "квантовые флуктуации", что у него наверняка давным-давно вертится на языке вопрос: что это за зверь такой и с чем его едят? Каким образом из этой случайной малости, по сути дела, из пустоты может возникнуть огромный мир с планетами, звездами и галактиками?