Знание-сила, 2001 № 11 (893)

Мы уже говорили, что критическая средняя плотность вещества в «плоской» Вселенной должна быть около десяти атомов водорода на кубометр пустоты. А какова эта плотность в нашей реальной Вселенной? Она подсчитана, и оказалось, что с учетом всего видимого вещества видимой части Вселенной плотность эта составляет не более одного атома водорода на кубометр пустоты, или 0,1 критической плотности. Вселенная наша должна быть «открытой».

Между тем другие наблюдения показывают, что она гораздо ближе к плоской, чем к «открытой». Опять парадокс.

Но, может быть, все-таки наша Вселенная не «плоская»? Стандартная теория Бинг Бэнга не дает никакого ответа на этот вопрос. Он вообще выше ее понимания истории Вселенной. Вдумаемся сами: «плоское» состояние с его точным равенством плотностей в каждый момент расширения Вселенной так же неустойчиво, как карандаш, стояший на острие, – малейшее отклонение от равновесия будет только увеличиваться со временем. Если принять, что наша Вселенная сегодня близка к «плоской», то раньше она была бы к этому состоянию еще ближе.

Недаром теоретики, задумавшиеся над всеми этими парадоксами, постепенно пришли к выводу, что стандартная теория Биг Бэнга что-то недоучитывает. Они забили тревогу. Дикке и Пиблз (те принстонские теоретики, которые чуть не получили Нобелевскую премию вместе с Пензиасом и Вильсоном) стали разъезжать с лекциями, извещавшими коллег о сложившейся ситуации. Одна такая лекция («Почему наша Вселенная такая плоская?») состоялась у Дикке в Балтиморе, и одним из его слушателей там был молодой теоретик Алан Гут. Ему-то и суждено было предложить первый внятный ответ на все эти вопросы. Зимой 1979 года (он даже пометил в дневнике дату – 6 декабря) ему и пришла в голову мысль о том, как можно решить парадоксы стандартной теории Биг Бэнга, перечисленные в лекции Дикке. Еше около года у него ушло на строгую разработку того, что впоследствии стало называться «новой», или «инфляционной теорией Биг Бэнга». Сегодня она является основной в современной космологии, все другие теории и гипотезы так или иначе отталкиваются от нее.

Десять лет назад спутник "СОВЕ" исследовал реликтовое излучение Вселенной и составил карту «подлинных» перепадов ее температуры (см. внизу)

Самое интересное в истории Алана Гута состоит в том, что он не был специалистом в космологии, а специализировался в физике элементарных частиц, и в то время был занят поисками решения другого парадокса из своей области, так называемого парадокса магнитных монополей – гипотетических частиц, имеющих только один магнитный полюс. Теория говорила, что такие монополи должны иметь огромную (для частицы) массу и во Вселенной их должно быть не меньше, чем протонов или нейтронов. Не заметить их казалось невозможным, и тем не менее никто их почему-то не обнаруживал.

Размышляя над только что прослушанной лекцией Дикке, Гут вдруг сообразил, что все трудности могут быть устранены одним и тем же способом. Действительно, стоит допустить, что на самой заре жизни Вселенная пережила период быстрого и громадного, как говорят – экспоненциального расширения («инфляции»), и эти трудности исчезнут. За счет такого дополнительного расширения границы Вселенной отодвинутся так далеко, что в наблюдаемой ее части останется крайне мало монополей. С другой стороны, это расширение «растянет» Вселенную, как надувание растягивает воздушный шарик. Поверхность шарика при большом раздувании становится (на небольших участках) практически плоской, и пространство Вселенной после инфляции должно стать (в небольших объемах, например в объеме видимой нами части Вселенной) тоже практически «плоским», причем независимо от начальных условий, не требуя никакой их «тонкой подгонки».

Наконец, если Вселенная за время инфляции чудовищно увеличилась в размерах, значит, то, что мы видим сейчас большим, например видимая часть Вселенной, до инфляции было очень и очень маленьким. Все ее участки вполне могли тогда же обменяться энергией и прийти в тепловое равновесие; поэтому ничего удивительного, что в сегодняшнем остаточном излучении точки, находящиеся даже на противоположных краях небосвода, имеют одинаковую температуру.