Гравитация

Пойдем дальше. Когда говорилось об однородности – это означало, что видимая часть Вселенной мысленно разбивалась на «кубики», очень мелкие по сравнению со всем наблюдаемым объемом. Однородность означает, что массы всех таких кубиков одинаковы. Условно говоря, в каждом кубике одинаковое количество галактик. Продолжим операцию. Теперь каждый из уже имеющихся кубиков разобьем на еще 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 планковской 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 искривленном 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, введенной Эйнштейном, в том, что в этих сценариях она является эффективной, то есть ее 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)~ e^Ht, с «бешеным» ростом масштабного фактора, с очень большим ускорением. Особенность такого расширения в том, что, несмотря на увеличение объема, плотность заполняющей его энергии остается постоянной! Это расширение ведет к быстрому раздуванию малых объемов 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 времен (10^–43 с). Чаще рассматривают модели со значительно большей длительностью, например, инфляция продолжительностью 10^–35 с раздувает «зародыш» размером 10^–33 см в 10^{1000000000000} раз (это число с триллионом нулей). Этого более чем достаточно, чтобы успешно решить все три основных проблемы фридмановской космологии.

Начнем с проблемы крупномасштабной однородности и изотропии Вселенной. С учетом инфляции весь современный наблюдаемый объем Вселенной оказывается результатом расширения единственной планковской причинно-связанной области доинфляционной эпохи, а не 10⁹⁰ таких областей. Формально это происходит потому, что при экстраполяции назад по времени мы используем вместе с фридмановским еще 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 путем 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.