Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Инфляционная стадия очень короткая по времени, начинаясь примерно на ю^-43 секунде, она идет где-то секунды до ю^_з6-ю-з4 Но размеры Вселенной при этом увеличиваются в совершенно чудовищной степени, в зависимости от модели — до io⁴°⁰⁰ раз (а в некоторых моделях — даже до ю¹⁰ раз).

Непредставимо огромные величины! И то, что мы привыкли называть «нашей Вселенной», оказывается на самом деле лишь ничтожной ее долей. Мы видим только тот ее участок, откуда успели дойти до нас световые лучи (причем не с самого начала, а с момента рекомбинации), но гораздо, гораздо, гораздо большая ее часть «таится во мраке».

Легко понять тогда, каким образом объясняются вышеопи­санные загадки теории нестанционарной Вселенной.

Проблема размеров Вселенной была решена несколькими строчками выше. Заодно была решена и проблема «отсутствия» монополей (гипотетических «частиц» — носителей магнитного «заряда», «южного» или «северного») и прочих так называемых космологических дефектов, мо1ущих возникать при фазовых переходах в начальные моменты жизни Вселенной. На стадии инфляции эти «дефекты» далеко разносит друг от друга, так что на всю видимую часть Вселенной их может приходиться всего две-три штуки.

Так как на стадии инфляции помимо «раздувания» размеров Вселенной происходит и рост первичных квантовых возмуще­ний за счет эффекта параметрического резонанса (примени­тельно к росту возмущений на стадии инфляции данная теория была разработана В.Н. Лукашем), то решение получила и эта проблема.

Решение проблемы горизонта тоже вполне очевидно. Ведь из­начально малые причинно-связанные области на стадии инфля­ции были «раздуты» до величин, в любом случае превышающих видимый нами размер Вселенной. Таким образом, все участки

336

неба когда-то находились в причинно-следственной связи, и нет ничего удивительного в наблюдаемой изотропии реликтового

излучения.

Проблема плоскостности? Не менее элементарно. Так как мы видим лишь совершенно ничтожную долю всей Вселенной, _то участок, доступный нашему наблюдению, практически ни­как не будет отличаться от плоского — какую бы величину при этом не имел «начальный» параметр плотности. Аналогично амеба не способна заподозрить шарообразность Земли — даже если бы амеба была способна размышлять.

Ну, а пресловутый Первоначальный Толчок с успехом обеспе­чили силы отталкивания на стадии инфляции.

В конце периода инфляции плотность энергии скалярного поля сильно падает, как говорят космологи — скалярное поле «скатывается» к минимуму своего потенциала. После чего вбли­зи данного минимума поле начинает совершать колебания, про­исходят сложные для популярного описания процессы наруше­ния когерентности возмущений поля и поле «распадается» на частицы.

Так как для фундаментального скалярного поля, «двигавше­го» инфляцией, часто используется название «инфлатон», то данная стадия называется «распад инфлатона», а процессы рож­дения частиц — «процессами термализации». Ведь вместе с ча­стицами появляется и температура, причем очень большая, — и начинается уже известная и даже привычная «горячая» стадия Большого Взрыва.

«Инфляционная Вселенная» — это был третий (и, пожалуй, последний на сегодняшний момент) грандиозный теоретиче­ский прорыв после «Нестационарной Вселенной» Фридмана и «Горячей Вселенной» Гамова. При этом число наблюдатель­ных открытий сравнимого уровня, о которых мы рассказали, пока составляет всего две штуки — «разбегание галактик» Хаббла и реликтовое излучение Пензиаса и Вилсона. Но, надо ^пРизнать, наблюдатели не только «сравняли счет», но и по- ^Вели в нем.

337

Открытием, сравнявшим счет, стало долгожданное открытие анизотропии реликтового излучения. И слово «долгожданное» мы употребили не зря. Да, изотропия реликтового излучения действительно должна быть весьма высокой — это, как мы уже сказали, одно из главных свидетельств в пользу однородности и изотропности Вселенной на больших масштабах. Но реликтовое излучение не может быть совсем изотропным.

Почему?

Вернемся к не раз уже упомянутому моменту рекомбинации. До этого момента в непрозрачной плазме излучение и вещество были тесно «перемешаны», можно сказать — они «отслеживали» харак­теристики друг друга. После же момента рекомбинации излучение начало распространяться свободно, неся в себе «отпечаток» харак­теристик вещества, точнее — распределения его плотности.

А вещество обязано быть хоть слегка, да неоднородным, это мы знаем твердо. Ведь мы же имеем возможность наблюдать гравитационно-связанные объекты — те же галактики, «вырос­шие» из тех самых начальных неоднородностей?¹ Чтобы такой гравитационно-связанный объект образовался, контраст плот­ности² в данной области должен превысить величину порядка единицы (точные расчеты для граничного значения дают оцен­ку в районе 1,7).