Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

температуры, измеренные «COBE» и его преемниками, одни и те же для всего неба? Согласно предположению Гута, эта проблема может быть решена, если окажется возможным показать, что ранняя Вселенная прошла через стадию ускорения. Это облегчило бы осуществление случайных взаимодействий, позволив удаленным частям усредниться до того как они разлетятся друг от друга.

Первоначальная статья Гута содержала один технический недостаток, который он отметил, но не устранил. Этого недостатка удалось избежать в 1982 г. в разработанной независимым образом инфляционной модели Андрея Дмитриевича Линде из Москвы, а также Андреаса Альбрехта и Пола Дж. Стейнхардта из Пенсильванского университета. Главная идея состояла в том, что в самой ранней истории Вселенной, когда температура составляла 1027 К (температура, о которой мы упоминали выше), случается некое переключение, фазовый переход. (Главное нововведение новой инфляционной модели: она подразумевала постепенное размывание фазового перехода, в противоположность исходной идее Гута, что он произошел очень быстро.) При температурах выше указанного значения, как предполагали их теории, существует только один объединенный тип взаимодействия между частицами, одна объединенная сила. Однако при температурах ниже критической заклятие снимается, и слабые, электромагнитные и сильные силы запускают свои механизмы действия в том виде, в каком мы знаем их сегодня.

Это было базовой идеей, лежащей в основе инфляционной теории, но существовало несколько возможностей реализации этого исключительно важного перехода. Осуществляется ли он сразу или с определенной задержкой, аналогично тому как это происходит с переохлажденной водой, температура которой может опускаться значительно ниже точки замерзания без образования льда? Или следует выбрать какое-то промежуточное решение? Вычисления и ссылки на недопустимые результаты некоторых альтернатив привели к выводу, что Вселенная пережила период крайнего переохлаждения. Во время перехода должна была высвободиться тепловая энергия, подобно тому как вода высвобождает скрытую тепловую энергию во время замораживания, и, как утверждалось, эта тепловая энергия сохранилась (хотя она постепенно остывала по мере рассеивания в расширяющейся Вселенной) в виде космического микроволнового фонового излучения.

Основная теория (у которой существуют многочисленные разновидности) трактует события примерно так. Непосредственно перед началом фазового перехода, то есть началом инфляционного периода, все вещество, заполняющее современную наблюдаемую Вселенную (область радиусом не менее 10 миллиардов световых лет), умещалось в объеме в миллиард раз меньше протона. (Теория ничего не сообщает о ненаблюдаемых областях, которые считаются потенциально бесконечными.) Возраст этой «Вселенной» составлял около 10-35 секунд, но она уже вошла в период «инфляционной эры», в ходе которого происходило невероятно быстрое расширение, увеличившее ее в 1050 или даже больше раз, растянув существующую область до размеров наблюдаемой Вселенной. Эра инфляции длилась, пока возраст Вселенной не достиг 10-30 секунд. Одним из достоинств этой теории является следующий тезис: источники микроволнового фонового излучения, наблюдаемые в настоящее время по всему небу, когда-то находились в тесном контакте друг с другом – достаточно долго, чтобы достичь общей температуры до того, как началась эра инфляции.

Ускоренное расширение, приписанное космическому отталкиванию, потребовало выдвижения новых идей. Сторонники теории полагали, что во время инфляционной эры газ, заполняющий Вселенную, был переохлажден до температур гораздо более низких, чем температура фазового перехода. Таким образом, как предполагается, он приблизился к агрегатному состоянию, названному «ложным вакуумом», – состоянию, которое никогда не наблюдалось и вряд ли будет наблюдаться. Оно соответствует состоянию с минимальной возможной плотностью энергии, которое не нарушает действующих физических законов. (Плотность энергии приписывалась не частицам, а «полям Хиггса», но нет никакой надобности входить здесь в такие детали.) Удалось установить, что сочетание этих свойств с общей теорией относительности способствует гравитационному отталкиванию и, соответственно, ускорению расширения в течение всего времени его действия. По мере того как Вселенная раздувается, энергия ложного вакуума все более и более растет. Ложный вакуум, как было замечено, приводит к тем же последствиям, что и Λ – космологическая константа Эйнштейна.

В конечном счете фазовый переход завершается, температура во время эры инфляции резко падает, а затем снова поднимается до критического значения 1027 К. Ложный вакуум выключается после совершившегося фазового перехода (это отличительная черта такого перехода), но к тому моменту он успевает дать толчок расширению Вселенной, каким мы его наблюдаем. Сторонники инфляционной теории с гордостью отмечают, что они стали первыми, кто объяснил первоначальный импульс расширяющейся Вселенной, который для приверженцев старых теорий был всего лишь необъяснимым исходным состоянием. Они полагали, что после стадии инфляции (стадии ускоренного расширения) должно начать работать замедление, вызываемое гравитацией. Начиная с этого момента старым космологиям, задававшим тон в течение предыдущих шести десятилетий, позволялось взять управление в свои руки.

После того как работа Гута начала привлекать к себе внимание, космологи узнали, что другие специалисты выдвигали подобные идеи и раньше – довольно распространенное явление в науке. (Отец одного из первооткрывателей неевклидовой геометрии Яноша Бойяи убедительно просил сына обнародовать свои догадки и писал ему: некоторые вещи обладают способностью появляться одновременно во многих местах, «как фиалки весной».) А. А. Старобинский в Советском Союзе, Ричард Готт в Соединенных Штатах, и Кацуоко Сато в Японии упоминали о возможности раннего ускорения и высказывали другие мнения, созвучные с тем, что говорили Гут, Линде, Альбрехт и Стейнхардт. Это делало их естественными союзниками. Другие поспешили включиться в их ряды, и в 1982 г. команда избранных специалистов собралась на трехнедельном семинаре в Кембридже, где удалось коллективно разработать множество новых идей. Одна из беспокоивших их проблем заключалась в следующем: инфляционная теория требует, чтобы Вселенная была абсолютно однородной. Стивен Хокинг, участвовавший в этом семинаре, указал на возможность спасти ситуацию, если применить квантовую теорию с ее вероятностными прогнозами: квантовые эффекты, случающиеся в очень малых масштабах на ранних стадиях, могут разрастись в ходе инфляции до размеров галактик и скоплений. (Мы вернемся к этим идеям в следующем разделе.) Они обнаружили, что спектр неоднородностей плотности должен быть примерно одинаков для всех масштабов проявления астрофизической статистической значимости. Примерно такая же мысль была независимо высказана Эдуардом Харрисоном и Я. Б. Зельдовичем в 1970‐х гг., когда они пытались построить модель формирования галактик. И здесь на первый план выходит значение Q, о котором мы уже говорили в этой главе. (Невероятно малое) эмпирическое значение Q, полученное по обзорам микроволнового фона, а также обзорам галактик, скоплений и другой материи, поставило перед инфляционной теорией сложную задачу его учета.

В результате проведенной работы между сторонниками инфляционных моделей уже на ранних этапах был достигнут широкий консенсус по нескольким ключевым вопросам. Материя и энергия Вселенной рассматривались как нечто, возникшее в ходе инфляционного процесса. Плотность Вселенной считалась близкой к критическому значению, и поэтому ее геометрия была плоской. Флуктуации первичной плотности в ранней Вселенной, как предполагалось, обладали той же амплитудой, что и в других физических масштабах; и считалось, что во флуктуациях температуры космического микроволнового фона присутствует примерно одинаковое количество холодных и горячих пятен. Этих утверждений хватало, чтобы обеспечить наблюдательную астрономию работой на годы вперед, и действительно, одним из ведущих проектов в рамках высказанных идей был зонд «WMAP», о чем уже говорилось в этой главе.

Указанные идеи породили целый поток новых космологических понятий. Теперь у «излучения Хокинга», исходно связанного с горизонтом, окружающим черную дыру, появилась новая роль. Хокинг совместно с Гари Гиббонсом показали, что тот же тип излучения может порождаться другими типами горизонта – например, горизонтом, который препятствует обмену информацией посредством световых сигналов, когда они разлетаются (вместе с расширяющимся пространством) быстрее скорости света. Они показали, что