Философия науки. Выпуск 6

Вместе с тем, теория расширяющейся Вселенной сама столкнулась с рядом серьезных проблем. Некоторые из них носили, так сказать, “технический” характер. Скажем, несколько обескураживает то, что, несмотря на интенсивные исследования, до сих пор не удалось построить в рамках теории А.А.Фридмана достаточно адекватную модель расширяющейся Метагалактики, поскольку известные факты, необходимые для построения такой модели, либо недостаточно точны, либо противоречивы. Другие проблемы носят более принципиальный характер. В качестве “дамоклова меча” над космологами уже давно висит “парадокс массы”, согласно которому 90-95% массы Метагалактики должно находиться в невидимом состоянии, природа которого пока непонятна. Современное развитие теории расширяющейся Вселенной породило ряд еще более серьезных проблем, в сущности, ясно показывающих ограниченность теории, ее неспособность справиться с этими проблемами без существенных концептуальных сдвигов. Особенно много неприятностей доставляла теории проблема самых начальных стадий эволюции Вселенной. Хорошо известна проблема сингулярности: при обращении радиуса Вселенной, т.е. нашей Метагалактики, в нуль многие параметры становились бесконечными. Неясным оказывался физический смысл вопроса: а что было “до” сингулярности (иногда сам этот вопрос объявляли неосмысленным, поскольку время, как утверждал еще Августин, возникло вместе со Вселенной. (Но ответы типа: “до” этого не было времени и, следовательно, сам вопрос поставлен некорректно, многих космологов не очень-то удовлетворяли.) Теория в ее не квантовом варианте не могла объяснить причину, вызвавшую Большой взрыв, расширение Вселенной. Кроме того, существует впечатляющий перечень более десятка других проблем, с которыми теория А.А.Фридмана не смогла справиться. Вот лишь некоторые из них. 1) Проблема плоскостности (или пространственной евклидовости) Вселенной: близость кривизны пространства к нулевому значению, что на порядки отличается от “теоретических ожиданий”; 2) проблема размеров Вселенной: более естественно, с точки зрения теории, было бы ожидать, что наша Вселенная содержит не более нескольких элементарных частиц, а не 10⁸⁸ по современной оценке — еще одно огромное расхождение теоретических ожиданий с наблюдениями! 3) проблема горизонта: достаточно удаленные точки в нашей Вселенной еще не успели провзаимодействовать и не могут иметь общие параметры (такие, как плотность, температура, и др.). Но наша Вселенная, Метагалактика, в больших масштабах отказывается удивительно однородной, несмотря на невозможность причинных связей между ее удаленными областями.

Сейчас, после того как инфляционная космология смогла решить большую часть этих проблем, затруднения релятивистской космологии перечисляют часто, и даже как-то очень охотно. Но в 60—70-е годы даже их упоминания были очень сдержанными и дозированными, особенно перед лицом нефридмановских исследовательских программ. Во-первых, у многих была еще в памяти трагическая судьба релятивистской космологии, подвергавшейся идеологическим нападкам отнюдь не только в нашей стране. Во-вторых, существовало общее понимание, что вблизи “начала” решающую роль начинают играть квантовые эффекты. Отсюда следовало, что необходима дальнейшая трансляция новых знаний из физики элементарных частиц и квантовой теории поля. Обсуждение космологических проблем на уровне НКМ привело к интереснейшим выводам. Были выдвинуты два фундаментальных принципа, которые вызвали сильный “прогрессивный сдвиг” в космологии.

1) Принцип квантового рождения Вселенной. Космологическая сингулярность является неустранимой чертой концептуальной структуры неквантовой космологии. Но в квантовой космологии это — лишь грубое приближение, которое должно быть заменено понятием спонтанной флуктуации вакуума (Трайон, 1973).

2) Принцип раздувания, согласно которому вскоре после начала расширения Вселенной произошел процесс ее экспоненциального раздувания. Он длился около 10^-35 с, но за это время раздувающаяся область должна достигнуть, по выражению А.Д.Линде, “невообразимых размеров”. Согласно некоторым моделям раздувания, масштаб Вселенной (в см) достигнет 10 в степени 10¹², т.е. величин, на много порядков превышающих расстояния до самых удаленных объектов наблюдаемой Вселенной.

Первый вариант раздувания был рассмотрен А.А.Старобинским в 1979 году, затем последовательно появились три сценария раздувающейся Вселенной: сценарий А.Гуса (1981 г.), так называемый новый сценарий (А.Д.Линде, А.Альбрехт, П.Дж.Стейнхардт, 1982), сценарий хаотического раздувания (А.Д.Линде, 1986 г.). Сценарий хаотического раздувания исходит из того, что механизм, порождающий быстрое раздувание ранней Вселенной, обусловлен скалярными полями, играющими ключевую роль как в физике элементарных частиц, так и в космологии. Скалярные поля в ранней Вселенной могут принимать произвольные значения; отсюда и название — хаотическое раздувание [1][21].