Высший замысел

К вопросу о происхождении Вселенной мы вскоре вернемся, но прежде несколько слов о первой фазе ее расширения. Физики называют ее инфляцией. Если вы не живете в Зимбабве, где денежная инфляция недавно превысила 200 000 000 процентов, то этот термин не должен вас шокировать. Но даже по самым осторожным оценкам во время той космологической инфляции Вселенная расширилась в 1 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 раз за 0,000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 01 долю секунды. Это как если бы монетка диаметром 1 см мгновенно стала в десять миллионов раз шире нашей Галактики — Млечного Пути. Такое явление может показаться нарушением теории относительности, которая гласит, что скорость света не может быть превышена ничем, но это ограничение скорости неприменимо к расширению самого пространства.

Впервые предположение, что такой эпизод инфляции мог произойти, было выдвинуто в 1980 году на основе рассуждений, выходящих за рамки общей теории относительности Эйнштейна и с учетом аспектов квантовой теории. Поскольку у нас нет полной квантовой теории гравитации, детали все еще прорабатываются, и физики не имеют полной уверенности в том, как именно происходила инфляция. Но согласно теории, расширение, вызванное инфляцией, не было бы полностью однородным, как предсказано традиционной моделью Большого взрыва. Такие неоднородности привели бы к крошечным различиям в температуре КМФИ в различных направлениях. Эти отклонения слишком малы, поэтому их невозможно было заметить с помощью тех приборов, которыми пользовались в 1960-е годы. Впервые их обнаружили в 1992 году спутником СОВЕ, запущенным NASA, а позднее они были измерены пришедшим ему на смену в 2001 году спутником WMAP. В результате этого теперь мы уверены, что инфляция действительно была.

Хотя крохотные отклонения в КМФИ представляют собой доказательство инфляции, но, как ни странно, одна из причин того, что инфляция является важной концепцией, — это почти полная однородность температуры КМФИ. Если вы нагреете одну часть объекта до температуры более высокой, чем его окружение, и подождете, то горячее пятно будет охлаждаться, а окружение нагреваться, пока температура не уравняется. Таким образом, можно ожидать, что в конце концов Вселенная примет однородную температуру. Но этот процесс требует времени, и если бы не произошло инфляции, то в истории Вселенной не хватило бы времени, чтобы нагреть расположенные далеко друг от друга области до равной температуры, учитывая, что скорость такой передачи тепла ограничена скоростью света. Период очень быстрого расширения (гораздо быстрее скорости света) устраняет эту трудность, так как тогда имелось бы достаточно времени, чтобы произошло выравнивание температуры в пределах весьма крошечной доинфляционной ранней Вселенной.

Инфляция объясняет природу взрыва при Большом взрыве, по крайней мере в том смысле, почему расширение, коим он является, было гораздо интенсивнее, чем расширение, предсказанное традиционной теорией Большого взрыва с точки зрения общей теории относительности для того временного интервала, в котором произошла инфляция. Проблема в том, что, для того чтобы наши теоретические модели инфляции работали, начальное состояние Вселенной должно было быть установлено весьма специфическим путем, который почти невероятен. Так что традиционная теория инфляции решает одни вопросы, но ставит другие, а именно: необходимость весьма специфического начального состояния. Этот вопрос нулевого времени не устранен в теории создания Вселенной, которую мы сейчас опишем.

Поскольку мы не можем описать сотворение мира при помощи общей теории относительности Эйнштейна, то, если мы хотим описать происхождение Вселенной, общую теорию относительности надо заменить более полной теорией. Можно ожидать, что более полная теория все равно необходима, даже если бы общая теория относительности не рухнула, поскольку она не учитывает мелкомасштабные структуры материи, подчиняющиеся квантовой теории. В главе 4 мы упоминали, что для большинства практических нужд квантовая теория не имеет существенного значения при исследовании крупномасштабной структуры Вселенной, поскольку эта теория применяется для описания природы на микроуровнях. Но если вернуться в чрезвычайно далекое прошлое, то обнаружится, что размер Вселенной выражается в так называемых планковских единицах, применяющихся для сверхмалых величин. Поперечник Вселенной в то время составлял бы одну миллиардную триллионной триллионной доли сантиметра, а в этом масштабе квантовую теорию необходимо принимать во внимание. И хотя у нас еще нет полной квантовой теории гравитации, мы знаем, что начало Вселенной было квантовым событием. В результате, когда мы объединили квантовую теорию с общей теорией относительности (по крайней мере, временно), чтобы получить теорию инфляции, и хотим вернуться еще дальше, чтобы понять происхождение Вселенной, мы должны объединить все наши знания по общей теории относительности с квантовой теорией.