Вселенная.Руководство по эксплуатации

Нет — хотя ход вашей мысли нам нравится. Да, эти участки тогда были очень близки, однако Вселенная была так юна. И ее юность пересилила размеры. Мы понимаем, что интуитивно вам хочется просто предположить, будто температура «на старте» везде была одинаковой, но ведь это только потому, что вы привыкли, что любым событиям что-то предшествует, вот в чем дело. Большой взрыв — это вселенская отправная точка, поэтому попросту нет никаких причин для того, чтобы в самом начале все было однородно, а вы считаете, что Вселенная когда-то была маленьким шариком. Как мы видели в главе 6, расширение Вселенной идет по другому сценарию. В любое время после нуля все точки во Вселенной находились на каком-то расстоянии друг от друга.

Если пробиться сквозь вычисления, окажется, что время на перемешивание было лишь у тех участков неба, которые разделены углом примерно в один градус — около двух диаметров полной Луны. Поскольку большая часть Вселенной никогда не контактировала с остальной Вселенной, почему все выглядит примерно одинаково, куда ни посмотри? Почему галактики в Северном небесном полушарии такие же, как галактики в Южном?

Тайна № 2. Проблема плоского мира

В главе 6 мы столкнулись еще с одной большой загадкой, когда говорили о «форме» Вселенной. Мы отметили два факта.

1. Судьбу и форму Вселенной определяет критическая плотность. Если сложить все, что составляет массу и энергию,— то есть темную материю, темную энергию, барионы и фотоны,— а затем разделить это на критическую плотность, то мы обнаружим, что отношение реальной плотности к критической — Ω_ТОТ — составляет 100% или по крайней мере настолько близка к 100%, насколько мы можем измерить. Это означает, что Вселенная плоская.

2. Если бы Ω_ТОТ хоть немного отличалась от 100%, то по мере развития Вселенной плотность либо возрастала бы очень быстро и в конце концов пришла бы к коллапсу (если бы Ω_ТОТ была больше 100%), либо сокращалась бы (если бы она была меньше 100%). Для наглядности: если Ω_ТОТ через одну секунду п. Б. в. равнялась 99,9999%, сегодня она составляла бы меньше одной миллиардной процента.

Итак, мы подошли ко второй тайне: почему Вселенная плоская, если, по всем нашим данным, она совершенно не обязана быть именно такой?

Решение всех проблем.

Теория инфляции

В начале 1980-х годов многие исследователи пытались разобраться с этими вопросами, а также с вопросом о том, когда и как объединялись сильное и электрослабое взаимодействия. Физики надеялись, что чем выше энергии, тем больше похожи друг на друга все силы. Мы уже почти сумели достичь в наших ускорителях энергий, необходимых для унификации электромагнетизма и слабого взаимодействия, но еще не можем добыть никаких экспериментальных данных об объединении электрослабого и сильного взаимодействий. Даже БАК — самый мощный ускоритель, имеющийся в нашем распоряжении,— чтобы доказать великую теорию унификации, должен был бы вырабатывать энергии в триллионы раз больше предела своих нынешних возможностей.

Однако делать умозаключения нам никто не мешает. Примерно в 10^-35 секунд п. Б. в.¹⁰⁵ энергии во Вселенной были настолько высоки, что все три силы, кроме гравитации, могли бы быть унифицированы, а вакуум обладал еще более высокой энергией, чем в период унификаций электромагнетизма  слабого взаимодействия. Температуры, о которых мы говорим, настолько абсурдно высоки, что кажется, будто их выдумали: примерно 10²⁷ градусов Цельсия. Поскольку для великой теории унификации (ВТУ) у нас нет ни единой модели, никаких подробностей мы не знаем, но если это было что-то похожее на конец эпохи электрослабого взаимодействия, то когда кончилась эпоха великой унификации, произошло нечто странное.

* За такое время даже свет успел бы пробежать лишь одну триллионную поперечника атомного ядра.

В 1981 году Алан Гус, который тогда работал в Стэнфорде, предположил, что это «нечто странное›› называлось космической инфляцией, и на первый взгляд это казалось какой-то ерундой. Вскоре после того, как сильное взаимодействие откололось от электрослабого, Вселенная, согласно инфляционной модели, прошла период экспоненциального расширения — она увеличивалась в размере со скоростью примерно в 10⁴⁰ раз за крошечную долю секунды.

Так выглядит базовая картина инфляции, однако теперь перед нами встает другая задача — объяснить, почему мы решили, будто эта модель развития ранней Вселенной жизнеспособна. Наверное, вам кажется, будто экспоненциальный рост — это полнейшая фантастика. А вот и нет. Не забывайте, что наша Вселенная экспоненциально растет даже сейчас, пока мы с вами беседуем. Дело в одной мелочи, о которой вы уже знаете,— в так называемой темной энергии.