Прорыв за край мира

Б. Ш.: Подожди, это происходит одновременно во всем пространстве? А как же проблема горизонта? Как причинно не связанные области узнают, что надо нарушать симметрию вместе с другими? Та же самая проблема, что стояла до инфляции.

А. Д.: А здесь опять конформная симметрия работает. Нет выделенного масштаба — нет проблемы горизонта!

Б. ШИ после нарушения симметрии оно разогревается и выходит на стадию Фридмана? А как получается, что оно правильно выходит — почему Вселенная «плоская» оказывается?

А. Д.: Точно так же. Радиус кривизны — уже выделенный масштаб. Нет выделенного масштаба — нет кривизны.

Б. Ш.: Очень круто! Дай прийти в себя… Я не могу спорить по поводу работоспособности тех или иных моделей в силу непрофессионализма в этом деле. Но хочу призвать в помощь старика Оккама. Мое утверждение: теория инфляции требует наименьших усилий по части привлечения новых сущностей. Более того, я бы отдал предпочтение тем моделям инфляции, которым новые сущности нужны в наименьшей степени. С этой точки зрения лидер — модель Старобинского, там вообще ничего не нужно, работают все существующие поля. А вот хиггсовскую инфляцию, я бы, наоборот, понизил в ранге. Там требуется особое взаимодействие поля Хиггса с гравитацией. При том, что общая теория относительности строилась как геометрическая теория — в основе был принцип универсальности: все формы материи равны перед гравитацией. А тут получается, что поле Хиггса равнее всех. Оккам был бы против. Инфляция со скалярным полем уже проще — есть идея великого объединения, где требуется подходящее поле, т.е. новая сущность тут более востребована. Ну и, конечно, модель Старобинского еще проще в этом плане. Я имею в виду идеологическую простоту с точки зрения критерия Оккама, а не техническую.

А. Д.: Это верно. Но все-таки везде свои проблемы. Та же модель Алексея. Почему именно R², а не какая-то другая функция f(R)?

Б. Ш.: Ну, R² — просто следующий член разложения.

А. Д.: На самом деле следующие члены типа R⁴ тоже могут быть большими. Впрочем, ладно, наверное это уже брюзжание. Модель хорошая. Но еще раз повторю: теория инфляции, какой бы привлекательной и многообещающей она ни была, не теорема. Ее нельзя считать окончательно и бесповоротно утвердившейся пока не зарегистрировали гравитационные волны. И до той поры надо продолжать попытки развивать альтернативы.

С точки зрения автора адвокат дьявола выполнил свою миссию лишь отчасти. Он не поколебал уверенности в том, что теория инфляции и есть ответ на вопрос «Откуда взялась Вселенная?» — слишком много у нее достоинств. С другой стороны, автор соглашается, что:

• риторика типа «доказано», «окончательно и бесповоротно» неправомерна;

• альтернативы в данном случае — полезное и правильное занятие. Даже если все они однажды будут отвергнуты. Останется опыт и возможные побочные продукты.

51. Вся картина, ее свет и тени

Попробуем просуммировать сказанное. Начнем с того, что нового мы знаем о нашей Вселенной в свете теории космологической инфляции.

Ее размер, скорее всего, конечен, но несомненно огромен. Формально для него мы можем лишь дать нижний предел: в сто раз больше, чем расстояние до горизонта. Мы знаем это из современных измерений кривизны Вселенной. Но в сто раз больше — это крайне маловероятно; скорее, в миллиарды или, скажем, на 20 или на 50 порядков больше. Мы понимаем это из характера космологической инфляции — это экспоненциальный процесс. Ее продолжительность неизвестна и до какой-то степени случайна, а продолжительность стоит в показателе степени. Если для создания Вселенной размером с ее наблюдаемую часть инфляция должна была продолжаться по меньшей мере 10^-35 с, то при времени раздувания 210^-35 с ее размер будет на 30 порядков больше наблюдаемого (цифры приблизительны). То есть мы с подавляющей вероятностью видим лишь «микроскопическую» часть Вселенной.