Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Таким образом, размеры Вселенной в планковское время составляли, скорее всего, величину, сравнимую с планковской ^иной. Можно показать, что за промежуток времени с план- _к0вского по сегодняшний размеры Вселенной увеличиваются примерно в ю³⁰ раз — т. е. на данный момент времени размеры Вселенной должны были бы составлять менее миллиметра!

И, наконец, последняя проблема, тесно связанная с пробле­мой размера Вселенной, — проблема происхождения начальных возмущений, приведших к образованию наблюдаемой структу­ры Вселенной. Ведь величина начальных квантовых флюктуа­ций (которые должны были непременно существовать, исходя из законов квантовой физики) тем не менее явно недостаточна, чтобы за время жизни Вселенной вырасти настолько, чтобы при­вести к образованию гравитационно-связанных объектов типа галактик и их скоплений.

Как видим, вопросов оставалось немало, один другого серьез­ней и принципиальней. Тем замечательней и удивительней, что все их удалось решить в стиле охоты барона Мюнхгаузена на уток — одним «выстрелом».

Чтобы объяснить сущность решения, вернемся к проблеме физического вакуума, о котором мы немного рассказали во все том же разделе, посвященном черным дырам. Само существова­ние физического вакуума — точнее то, что он является отнюдь не абсолютной пустотой, а наинизшим (но не нулевым!) состояни­ем квантовых полей, — сомнений не вызывает. Об этом говорит и так называемый лэмбовский (по имени первооткрывателя — американского физика Уиллиса Лэмба) сдвиг уровней энергии атома, обусловленный взаимодействием электронов с вирту- ЭДьными частицами, и экранировка заряда протона на близких Расстояниях, и, наконец, «рождение» самих виртуальных частиц («перевод» их в реальные) при «снабжении» их достаточной

энергией.

Но для целей нашего рассказа важным является уравнение ^с°стояния вакуума, т. е. взаимосвязь между его давлением и ^отностью энергии. Так вот, давление вакуума является отри­

333

— Часть VI —

цательным — трудно представимая в повседневной жизни кар­тина. Впрочем, кое-какие аналогии можно придумать — напри­мер, растянутую со всех сторон стальную болванку.

Однако давление вакуума мало того что отрицательное — так еще и равно по модулю его плотности энергии. А вот такого в земных условиях воспроизвести никак нельзя.

Следствием такого уникального уравнения состояния явля­ются два обстоятельства: во-первых, плотность вакуума при рас­ширении не меняется; а во-вторых, он «вызывает» силы оттал­кивания, т. е. действует как эффективная антигравитация¹.

И совместное действие этих двух замечательных свойств вакуума может обеспечить экспоненциальный рост размеров Вселенной — если бы его плотность энергии была бы достаточно большой. Кстати, малая (судя по всему) плотность энергии того физического вакуума, с которым мы «имеем дело», является одной из до сих пор не решенных загадок.

Но что, если предположить, что в начальные моменты жизни Вселенной плотность энергии вакуума была огромна?

Судя по всему, одним из первых, кто начал рассматривать этот вопрос, был советский ученый Э.Б. Глинер — еще в 1965 году. Далеко не все эту гипотезу приняли, встречалась она и с весь­ма резкой критикой, в том числе и со стороны выдающихся уче­ных. Тем не менее были и сторонники, среди которых имелись ученые не менее выдающиеся. На протяжении 70-х годов гипо­теза постепенно углублялась и прорабатывалась, до стадии тео­рии ей оставалось совсем немного. В 1978 году Андрей Линде и Геннадий Чибисов, а в 1979-1980 годах Андрей СтаробинскиЙ подошли к этому почти вплотную.

Но решающий шаг сделан в январе 1981 года, когда амери­канский космолог Алан Гус опубликовал статью «Инфляционная Вселенная: возможное решение проблемы горизонта и плоскост-

¹ Самые догадливые читатели, думаем, уже заподозрили связь физиче- ского вакуума и лямбда-члена Эйнштейна. Но об этом — немного пого дя. — Примеч. авт.

334

— Вселенная как она есть —

_яоСти». И с его же легкой руки новая теория получила название «теория инфляции»¹.

Мы не будем излагать суть сценария инфляции, предложен­ного именно Гусом, — хотя тут и появляется возможность ще­гольнуть словечками типа «ложный вакуум» и «подбарьерное туннелирование». Мы поборем этот искус, тем более что сцена­рий Гу^{са нын}е утратил свою актуальность и носит сейчас назва­ние «старая инфляция», представляя собой скорее исторический интерес. Расскажем про общие черты всех моделей инфляции, которых накопилось немало («старая», «новая», «хаотическая», «степенная», «лямбда», «гибридная» и т. д.).

Общим для всех моделей инфляции является постулирование существования так называемого фундаментального скалярного поля. Постулирование — потому ни одного примера такого поля найдено пока не было (хотя кандидаты были и есть)². Это тем бо­лее удивительно, что, в сущности, скалярное поле является наи­более простым из всех типов полей. Но, например, векторные и спинорные фундаментальные поля встречаются постоянно, а скалярное поле — нет.