Гравитация От хрустальных сфер до кротовых нор

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) ~ e^Ht, 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 10^{1000000000000} 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.