Эпоха инфляции

Примерно через 10–42 с после рождения пространства-времени во Вселенной наступила инфляционная стадия. Термин «инфляция» пришел в космологию из экономики. Как и в экономике, он обозначает быстрый рост масштабов, при котором скорость роста пропорциональна самой величине, то есть рост по экспоненциальному закону. Инфляционная стадия в космологии характеризуется предельно сильным отрицательным давлением, при котором меняются сами законы обычной теории гравитации. Вещество становится источником не притяжения, а отталкивания. Во время этой стадии объем Вселенной за очень короткое время увеличивается на много порядков величины; в некоторых вариантах теории — даже на порядки порядков, скажем, в 10 в степени 10в степени 10 раз. В результате вся современная Вселенная оказывается в одной причинно-связанной области. Ее кинетическая энергия расширения уравнивается с ее потенциальной энергией. Из-за действия сил отталкивания Вселенная «разгоняется» и приобретает большую кинетическую энергию, которую в дальнейшем мы и наблюдаем в виде хаббловского расширения по инерции. Важная особенность эпохи инфляции состоит в том, что области Вселенной, разделенные расстоянием больше размера горизонта частиц, эволюционируют независимо друг от друга. Как следствие, любой наблюдатель сможет видеть только те процессы, которые происходят внутри домена Вселенной с объемом, равным кубу размеров горизонта. Таким образом, в эпоху инфляции процессы, идущие внутри указанного домена, происходят независимо от процессов в соседних областях Вселенной. Расширение двух областей, разделенных расстоянием порядка горизонта, не приводит к проникновению одной области на «территорию» другой, к «пожиранию» одного домена другим. Расширение каждой области происходит строго внутри объема, допускаемого общей теорией относительности. Возникают неоднородности с масштабом больше размеров домена.

Исходя из свойств таких доменов, обладающих начальным радиусом, превышающим размер горизонта частиц, их можно рассматривать как отдельные вселенные. Подобно нашей Вселенной, они изотропны и однородны на больших масштабах. Совокупность всех мини-вселенных составляет так называемую «Мультиленную». Итак, нам следует различать три понятия — «Вселенная», «вселенная» и «Мультиленная». Вселенная (с заглавной буквы) — это область пространства-времени, принципиально доступная нашим наблюдениям сейчас или в будущем. Другими словами, все пространство-время, которое откроется наблюдателям с изменением размера горизонта частиц, — это и есть наша Вселенная. Точно так же определяются и другие вселенные, с той лишь разницей, что наблюдателями там являемся уже не мы. Мультиленная — это совокупность всех вселенных.

Идея инфляции оказалась на редкость плодотворной и породила множество модификаций теории. Теория инфляции была сформулирована многими способами — при сохранении условия экспоненциального расширения ранней Вселенной рассматривались различные виды потенциалов инфляционного поля.

Не все варианты этой теории удовлетворительно описывали эксперименты и наблюдения. Так, вариант теории инфляции, основанный на первой единой теории элементарных частиц (теории великого объединения), оказался неприемлемым. Однако астрономы и физики нередко предпочитают отказываться от пути, подсказанного развитием теории элементарных частиц, и предлагают свои модели, связанные только с космологией, не желая полностью отказываться от теории инфляции. Ведь эта теория, даже в простейшем своем варианте, позволила космологам объяснить неразрешимые в рамках стандартной фридмановской модели парадоксы, прежде всего — проблемы плоскостности и горизонта. Первая из них заключается в том, что геометрия Вселенной евклидова, на языке математиков — плоская. А ведь могла бы быть любая другая: сферическая, гиперболическая. В рамках теории гравитации геометрия пространства определяется плотностью материи и ее движением. Их сочетание могло бы быть любым. Почему же в нашей Вселенной оно именно такое, что мир плоский? Вторая проблема касается физических свойств материи вблизи космологического горизонта, например, температуры и плотности вещества и излучения в ранней Вселенной. Во всех направлениях на небе мы видим, что они практически одинаковы. Чтобы излучение от них добралось до нас, потребовалось почти все время жизни Вселенной, значит, между собой большинство из этих точек еще не успело обменяться информацией (например, точки, лежащие в диаметрально противоположных направлениях на небе). Как же тогда они достигли одинаковых физических условий? Обе эти проблемы (а есть и другие!) ставят в тупик стандартную космологию, но решаются в рамках инфляционной модели.

Теория инфляции активно развивается. Сейчас лучше всего соответствует наблюдательным данным теория хаотической или вечной инфляции, предложенная А. Линде. Согласно этой теории, Мультиленная считается заполненной особым видом материи — скалярным полем. Точнее говоря, это даже не «материя» в обычном понимании этого слова, а «энергия», так называемая темная энергия. Она обладает предельно большой плотностью и релятивистским отрицательным давлением (или, что то же самое, положительным натяжением). В различных частях Мультиленной происходят квантовые флуктуации этого скалярного поля, повышающие или понижающие его среднюю плотность.

Рассмотрим эволюцию одного такого домена Мультиленной с учетом растущих квантовых флуктуации скалярного поля. За время порядка параметра Хаббла ранней Мультиленной объем рассматриваемого домена вырастет в е3 ≈ 20 раз, и он окажется разделенным на 20 отдельных «субдоменов», в которых дальнейшая эволюция будет протекать уже независимо. Примерно в половине таких субдоменов знак флуктуации скалярного поля окажется равным знаку среднего изменения величины скалярного поля, и инфляция начнет уменьшаться. В оставшейся половине знак этих флуктуации окажется противоположным знаку среднего изменения, и в этих субдоменах инфляция продолжится. В следующий интервал времени порядка параметра Хаббла объем каждого субдомена, в котором инфляция продолжается, опять вырастет примерно в 20 раз. Скалярное поле примерно в 10 из них уменьшится по абсолютной величине, что в нашем рассмотрении означает прекращение инфляции, а в оставшихся 10 областях будет на прежнем уровне или даже увеличится. И так далее... В моделях с параметрами, максимально согласованными с имеющимся набором наблюдательных данных, объем Мультиленной, в котором постоянно идет инфляция, окажется больше, чем объем, в котором инфляция уже закончилась. Таким образом, этот процесс будет продолжаться вечно, порождая все больше и больше не связанных друг с другом вселенных. Наша Вселенная — одна из этой россыпи миров.

В доменах, где эпоха инфляция завершилась, возникает горячая плазма, состоящая из элементарных частиц, и начинается эволюция вселенной по законам, открытым А. А. Фридманом. Горизонт частиц, или размер причинно-связанной области, быстро стремится к постоянной величине.

На стадии инфляции из квантовых флуктуации скалярного поля рождаются возмущения плотности. Квантовые флуктуации, которые обычно проявляются только в микроскопических масштабах, в экспоненциально расширяющейся Вселенной быстро увеличивают свой размер и амплитуду и становятся космологически значимыми. Таким образом, можно сказать, что скопления галактик и сами галактики являются макроскопическими проявлениями квантовых флуктуации. При этом формируется спектр возмущений плотности, называемый спектром Харрисона—Зельдовича, или масштабно-инвариантным спектром возмущений (термин «масштабно-инвариантный» означает, что соответствующая величина изменяется пропорционально росту линейных размеров расширяющейся Вселенной).

Сразу после стадии инфляции в Мультиленной могут образовываться так называемые топологические дефекты пространства — нуль-мерные монополи, одномерные струны, двумерные доменные стенки и трехмерные текстуры. Образование таких структур связано с фазовыми переходами в вакууме. Мы не будем подробно останавливаться на этой теме, отметим только, что современные теоретические модели, в частности теория суперструн, с большой уверенностью предсказывают существование космических струн как наиболее вероятных из всех топологических дефектов; образование других топологических дефектов маловероятно.

Скалярное поле обладает большой плотностью потенциальной энергии, по современным оценкам она составляет 1078 г/см3. Состояние вещества с отрицательным давлением неустойчиво, так как его уравнение содержит моды с бесконечно возрастающими амплитудами. Это состояние должно перейти в обычное, с положительным или равным нулю давлением. Следовательно, инфляционная фаза развития вселенной довольно быстро кончается, после чего вся запасенная в скалярном поле потенциальная энергия выделяется при рождении частиц в виде их кинетической (тепловой) энергии. Как мы уже говорили, скалярное поле не является материей в строгом смысле слова. Это «темная энергия», характеристика самого пространства. Представим себе некоего наблюдателя, следящего за инфляцией и дальнейшей эволюцией Вселенной как бы «со стороны», в сильно замедленном масштабе времени. На самом деле такого наблюдателя быть не может — ему просто негде разместиться, ибо не существует понятия «вне Мультиленной», она сама является «всем», задает и ограничивает пространство и время. Но если бы мы все же нашли для него место, он мог бы рассказать нам много интересного. Он увидел бы, как материя вдруг появилась «из ничего», но не в сингулярной точке, а в объеме некоторого шара, до которого в процессе инфляции успела раздуться Мультиленная.