Пять величайших предсказаний космической инфляции. Инфляционная стадия расширения вселенной

Инфляцио́нная моде́ль Вселе́нной (лат. inflatio «вздутие») - гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 10 28 ), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения.

Первый вариант теории был предложен в 1981 году Аланом Гутом , однако ключевой вклад в её создание внесли советские и экс-советские астрофизики Алексей Старобинский , Андрей Линде , Вячеслав Муханов и ряд других.

Недостатки модели горячей Вселенной

где ρ {\displaystyle \rho } - средняя плотность Вселенной .

Недостатком такой модели являются крайне высокие требования к однородности и изотропности начального состояния, отклонение от которых приводит к ряду проблем.

Проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной

Размер наблюдаемой области Вселенной l 0 {\displaystyle l_{0}} по порядку величины совпадает с хаббловским расстоянием r H = c / H 0 ≈ 10 28 {\displaystyle r_{H}=c/H_{0}\approx 10^{28}} см (где H - постоянная Хаббла), то есть в силу конечности скорости света и конечности возраста Вселенной можно наблюдать лишь области (и находящиеся в них объекты и частицы), находящиеся сейчас друг от друга на расстоянии l ≤ l 0 {\displaystyle l\leq l_{0}} . Однако в планковскую эпоху Большого взрыва расстояние между этими частицами составляло:

а размер причинно-связанной области (горизонта) определялся расстоянием:

(планковское время ( t P l a n c k ≈ 10 − 43 {\displaystyle t_{\mathrm {Planck} }\approx 10^{-43}} сек), то есть, в объёме l ′ {\displaystyle l"} содержалось ~10 90 таких планковских областей, причинная связь (взаимодействие) между которыми отсутствовала . Идентичность начальных условий в таком количестве причинно несвязанных областей представляется крайне маловероятной. Кроме того, и в более поздние эпохи Большого взрыва проблема идентичности начальных условий в причинно несвязанных областях не снимается: так, в эпоху рекомбинации, наблюдаемые сейчас фотоны реликтового излучения , приходящие к нам с близких направлений (отличающихся на угловые секунды), должны были взаимодействовать с областями первичной плазмы , между которыми, согласно стандартной модели горячей Вселенной , не успела установиться причинная связь за всё время их существования от t P l a n c k . {\displaystyle t_{\mathrm {Planck} }.} Таким образом, можно было бы ожидать существенной анизотропности реликтового излучения , однако наблюдения показывают, что оно в высокой степени изотропно (отклонения не превышают ~10 −4).

Проблема плоской Вселенной

Согласно данным наблюдений, средняя плотность Вселенной ρ {\displaystyle \rho } близка к т. н. критической плотности , при которой кривизна пространства Вселенной равна нулю. Однако, согласно расчётным данным, отклонение плотности ρ {\displaystyle \rho } от критической плотности ρ c r i t {\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} }} со временем должно увеличиваться, и для объяснения наблюдаемой пространственной кривизны Вселенной в рамках стандартной модели горячей Вселенной приходится постулировать отклонение плотности в планковскую эпоху ρ P l a n c k {\displaystyle \rho _{\mathrm {Planck} }} от ρ c r i t {\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} }} не более, чем на 10 −60 .

Проблема крупномасштабной структуры Вселенной

Инфляционная модель предполагает замену степенного закона расширения R (t) ∼ t 1 / 2 {\displaystyle R(t)\sim t^{1/2}} на экспоненциальный закон:

где H (t) = (1 / R) d R / d t {\displaystyle H(t)=(1/R)dR/dt} - постоянная Хаббла инфляционной стадии, в общем виде зависящая от времени.

Значение постоянной Хаббла на стадии инфляции составляет 10 42 сек −1 > H > 10 36 сек −1 , то есть гигантски превосходит её современное значение. Такой закон расширения может быть обеспечен состояниями физических полей («инфлатонного поля»), соответствующих уравнению состояния p = − ε {\displaystyle p=-\varepsilon } , то есть отрицательному давлению; эта стадия получила название инфляционной (

Что бы случилось, если бы в далеком прошлом пространство Вселенной находилось в состоянии ложного вакуума? Если плотность материи в ту эпоху была меньше, чем требуется для уравновешивания Вселенной, тогда доминировала бы отталкивающая гравитация. Это вызвало бы расширение Вселенной, даже если бы первоначально она не расширялась.

Чтобы сделать наши представления более определенными, будем считать, что Вселенная замкнута. Тогда она раздувается подобно воздушному шару. С ростом объема Вселенной материя разрежается, и ее плотность падает. Однако плотность массы ложного вакуума является фиксированной константой; она всегда остается одинаковой. Так что очень быстро плотность материи становится пренебрежимо малой, мы остаемся с однородным расширяющимся морем ложного вакуума.

Расширение вызывается натяжением ложного вакуума, превосходящим притяжение, связанное с плотностью его массы. Поскольку ни одна из этих величин не меняется со временем, темп расширения остается с высокой точностью постоянным. Этот темп характеризуют пропорцией, в которой Вселенная расширяется за единицу времени (скажем, за одну секунду). По смыслу эта величина очень похожа на темп инфляции в экономике - процентное увеличение цен за год. В 1980 году, когда Гут вел семинар в Гарварде, уровень инфляции в США составлял 14%. Если бы это значение оставалось неизменным, цены удваивались бы каждые 5.3 года. Аналогично, постоянный темп расширения Вселенной подразумевает, что существует фиксированный интервал времени, на протяжении которого размер Вселенной увеличивается вдвое.
Рост, который характеризуется постоянным временем удвоения, называют экспоненциальным. Известно, что он очень быстро приводит к гигантским числам. Если сегодня кусок пиццы стоит 1 доллар, то через 1о циклов удвоения (53 года в нашем примере) его цена составит $10^{24}$ доллара, а через 330 циклов достигнет $10^{100}$ долларов. Это колоссальное число, единица, за которой следует 100 нулей, имеет специальное название - гугол. Гут предложил использовать в космологии термин инфляция для описания экспоненциального расширения Вселенной.

Время удвоения для вселенной, заполненной ложным вакуумом, невероятно короткое. И чем выше энергия вакуума, тем оно короче. В случае электрослабого вакуума вселенная расширится в гугол раз за одну тридцатую микросекунды, а в присутствии вакуума Великого объединения это случится в $10^{26}$ раз быстрее. За столь короткую долю секунды область размером с атом раздуется до размеров, намного превосходящих всю наблюдаемую сегодня Вселенную.

Поскольку ложный вакуум нестабилен, он в конце концов распадается, и его энергия зажигает огненный шар из частиц. Это событие обозначает конец инфляции и начало обычной космологической эволюции. Тем самым, из крошечного исходного зародыша мы получаем громадных размеров горячую расширяющуюся Вселенную. А в качестве дополнительного бонуса в этом сценарии удивительным образом исчезают проблемы горизонта и плоской геометрии, характерные для космологии Большого взрыва.

Суть проблемы горизонта состоит в том, что расстояния между некоторыми частями наблюдаемой Вселенной таковы, что они, по-видимому, всегда были больше расстояния, пройденного светом с момента Большого взрыва. Это предполагает, что они никогда не взаимодействовали друг с другом, а тогда трудно объяснить, как они достигли почти точного равенства температур и плотностей. В стандартной теории Большого взрыва путь, пройденный светом, растет пропорционально возрасту вселенной, тогда как расстояние между областями увеличивается медленнее, поскольку космическое расширение замедляется гравитацией. Области, которые не могут взаимодействовать сегодня, смогут влиять друг на друга в будущем, когда свет покроет наконец разделяющее их расстояние. Но в прошлом пройденное светом расстояние становится еще короче, чем надо, так что, если области не могут взаимодействовать сегодня, они тем более не были способны к этому раньше. Корень проблемы, таким образом, связан с притягивающей природой гравитации, из-за которой расширение постепенно замедляется.

Однако во вселенной с ложным вакуумом гравитация отталкивающая, и вместо того, чтобы замедлять расширение, она ускоряет его. При этом положение меняется на противоположное: области, которые могут обмениваться световыми сигналами, в будущем потеряют эту возможность. И, что более важно, те области, которые сегодня недосягаемы друг для друга, должны были взаимодействовать в прошлом. Проблема горизонта исчезает!
Проблема плоского пространства разрешается столь же легко. Оказывается, что Вселенная удаляется от критической плотности, только если ее расширение замедляется. В случае ускоренного инфляционного расширения все обстоит наоборот: Вселенная приближается к критической плотности, а значит, становится более плоской. Поскольку инфляция увеличивает Вселенную в колоссальное число раз, нам видна лишь крошечная ее часть. Эта наблюдаемая область выглядит плоской подобно нашей Земле, которая тоже кажется плоской, если смотреть на нее, находясь вблизи поверхности.

Итак, короткий период инфляции делает Вселенную большой, горячей, однородной и плоской, создавая как раз такие начальные условия, которые требуются для стандартной космологии Большого взрыва.
Теория инфляции начала покорять мир. Что же касается самого Гута, то его пребывание в статусе постдока закончилось. Он принял предложение от своей альма-матер, Массачусетского технологического института, где и продолжает работать поныне.

Отрывок из книги А. Виленкина "Many Worlds in One: The Search for Other Universes"

Общепризнанная теория Большого Взрыва имеет много проблем в описании ранней Вселенной. Даже если оставить в стороне странность сингулярного состояния, не поддающуюся никакому физическому объяснению, пробелов не становится меньше. И с этим приходится считаться. Иногда маленькие неувязки приводят к отрицанию всей теории. Поэтому обычно появляются дополняющие и вспомогательные теории, призванные прояснить узкие места и разрулить напряженность ситуации. В данном случае теория инфляции играет эту роль. Итак, посмотрим в чем проблема.

Вещество и антивещество имеют равные права на существование. Тогда как объяснить, что Вселенная практически полностью состоит из вещества?

По фоновому излучению установлено, что температура во Вселенной примерно одинакова. Но отдельные ее части не могли находиться в контакте при расширении. Тогда как установилось тепловое равновесие?

Почему масса Вселенной именно такова, что может замедлить и остановить хаббловское расширение?

В 1981 году американский физик и космолог, доктор философии Алан Харви Гут, адьюнкт Массачусетского университета, занимающийся математическими проблемами физики элементарных частиц, предположил, что через десять в минус тридцать пятой степени секунды после Большого Взрыва сверхплотное и горячее вещество, состоящее в основном из кварков и лептонов, претерпело квантовый переход, подобный кристаллизации. Произошло это при отделении сильных взаимодействий из единого поля. Алан Гут смог показать, что при разделении сильных и слабых взаимодействий произошло скачкообразное расширение, как в замерзающей воде. Это расширение, во много раз быстрее хаббловского, назвали инфляционным.

Примерно за десять в минус тридцать второй степени секунды Вселенная расширилась на 50 порядков - была меньше протона, стала размером с грейпфрут. Кстати, вода расширяется всего на 10%. Это стремительное инфляционное расширение решает две проблемы из трех обозначенных. Расширение нивелирует кривизну пространства, которая зависит от количества материи и энергии в ней. И не нарушает теплового равновесия, успевшего сложиться к началу инфляции. Проблему антивещества объясняют тем, что на начальном этапе формирования возникло на несколько обычных частиц больше. После аннигиляции образовался кусочек обычной материи из которой сформировалось вещество Вселенной.

Инфляционная модель образования Вселенной.

Протовселенная была заполнена скалярным полем. Вначале оно было однородным, но возникли квантовые флуктуации и в нем возникли неоднородности. При накоплении этих неоднородностей происходит разряжение с созданием вакуума. Скалярное поле поддерживает напряженность и образовавшийся пузырек все увеличивается, раздуваясь во все стороны. Процесс идет по экспоненте, за весьма короткое время. Здесь определяющую роль играют начальные характеристики поля. Если сила постоянна во времени, то за промежуток времени десять в минус тридцать шестой степени секунды начальный пузырек Вакуума может расшириться в десять в двадцать шестой степени раз. И это согласуется с теорией относительности, речь идет о движении самого пространства в разные стороны.

В итоге получается, что Взрыва не было, было очень быстрое надувание и расширение пузырька нашей Вселенной. Термин инфляция от английского inflate - накачивать, раздувать. Но расширялся вакуум, откуда взялись энергия и материя, которые образовали звезды, галактики? И почему считают, что Вселенная была горячей? Может ли пустота быть высокотемпературной?

При растягивании пузырька Вселенной, он начинает накапливать энергию. Вследствие фазового перехода, температура резко повышается. По окончании периода инфляции Вселенная оказывается сильно нагретой, полагают, благодаря сингулярности. Энергию вакууму сообщила изогнутость пространства. По Эйнштейну гравитация есть не сила притяжения двух масс, а изогнутость пространства. Если пространство изогнуто, в нем уже есть энергия, если даже нет массы. Любая энергия изгибает пространство. То, что расталкивает галактики в разные стороны и что мы называем темной энергией, и есть часть скалярного поля. И искомое поле Хиггса порождено этим скалярным полем.

К числу критиков теории инфляции принадлежит сэр Роджер Пентроуз, английский математик, специалист в области общей теории относительности и квантовой теории, заведующий кафедрой математики Оксфордского университета. Он считал, что все рассуждения об инфляции надуманы и не подлежат доказательству. То есть налицо проблемы начальных значений. Как доказать, что в ранней Вселенной неоднородности были таковы, что смогли породить однородный мир, наблюдаемый сейчас? А если изначально была большая кривизна, то ее остаточные явления должны наблюдаться и в настоящее время.

Однако, проведенные исследования в рамках Supernova Cosmology Project показали, что в настоящее время наблюдается инфляция на поздней стадии эволюции Вселенной. Фактор, вызывающий это явление, получил название темной энергии. В настоящее время в теорию инфляции внесены дополнения Линде в виде хаотической инфляции. Не следует спешить сбрасывать ее со счетов, теория инфляционной Вселенной еще послужит космологии.

Информация:

Окунь Л.Б." Лептоны и кварки", М., Наука, 1981

www.cosmos-journal.ru

Помимо вопроса о происхождении Вселенной, современные космологи сталкиваются с рядом других проблем. Чтобы стандартная могла предсказать то распределение материи, которое мы наблюдаем, ее исходное состояние должно характеризоваться очень высокой степенью организованности. Сразу же возникает вопрос: каким образом такая структура могла образоваться?

Физик Алан Гут из Массачусетского технологического института предложил свою версию , которая объясняет спонтанное возникновение этой организации, устраняя необходимость искусственно вводить точные параметры в уравнения, описывающие исходное состояние Вселенной. Его модель была названа «инфляционной Вселенной». Суть ее в том, что внутри быстро расширяющейся, пере гретой Вселенной небольшой участок пространства охлаждается и начинает расширяться сильнее, подобно тому, как переохлажденная вода стремительно замерзает, расширяясь при этом. Эта фаза быстрого расширения позволяет устранить некоторые проблемы, присущие стандартным теориям большого взрыва.

Однако модель Гута тоже не лишена недостатков. Чтобы уравнения Гута правильно описывали инфляционную Вселенную, ему пришлось очень точно задавать исходные параметры для своих уравнений. Таким образом, он столкнулся с той же проблемой, что и создатели других теорий. Он надеялся избавиться от необходимости задавать точные параметры условий большого взрыва, но для этого ему пришлось вводить собственную параметризацию, оставшуюся необъясненной. Гут и его соавтор П. Штайнгарт признают, что в их модели «расчеты приводят к приемлемым предсказаниям только в том случае, если заданные исходные параметры уравнений варьируют в очень узком диапазоне. Большинство теоретиков (включая и нас самих) считают подобные исходные условия маловероятными». Далее авторы говорят о своих надеждах на то, что когда-нибудь будут разработаны новые математические теории, которые позволят им сделать свою модель более правдоподобной.

Эта зависимость от еще не открытых теорий — другой недостаток модели Гута. Теория единого поля, на которой основывается модель инфляционной Вселенной, полностью гипотетична и «плохо поддается экспериментальной проверке, так как большую часть ее предсказаний невозможно количественно проверить в лабораторных условиях». (Теория единого поля — это достаточно сомнительная попытка ученых связать воедино некоторые основные силы Вселенной.)

Другой недостаток теории Гута — это то, что в ней ничего не говорится о происхождении перегретой и расширяющейся материи. Гут проверил совместимость своей инфляционной теории с тремя гипотезами происхождения Вселенной. Сначала он рассмотрел стандартную теорию большого взрыва. В этом случае, по мнению Гута, инфляционный эпизод должен был произойти на одной из ранних стадий эволюции Вселенной. Однако эта модель ставит перед нами неразрешимую проблему сингулярности. Вторая гипотеза постулирует, что Вселенная возникла из хаоса. Некоторые ее участки были горячими, другие — холодными, одни расширялись, а другие сжимались. В этом случае инфляция должна была начаться в перегретой и расширяющейся области Вселенной. Правда, Гут признает, что эта модель не может объяснить происхождение первичного хаоса.

Третья возможность, которой Гут отдает предпочтение, заключается в том, что перегретый расширяющийся сгусток материи возникает квантово-механическим путем из пустоты. В статье, появившейся в журнале «Сайентифик Америкэн» в 1984 году, Гут и Штайнгарт утверждают: «Инфляционная модель Вселенной дает нам представление о возможном механизме, при помощи которого наблюдаемая Вселенная могла появиться из бесконечно малого участка пространства. Зная это, трудно удержаться от соблазна сделать еще один шаг и прийти к выводу, что Вселенная возникла буквально из ничего».

Однако какой бы привлекательной ни была эта идея для ученых, готовых ополчиться на любое упоминание о возможности существования высшего сознания, создавшего Вселенную, при внимательном рассмотрении она не выдерживает критики. «Ничто», о котором говорит Гут, — это гипотетический квантово-механический вакуум, описываемый еще не разработанной теорией единого поля, которая должна объединить уравнения квантовой механики и общей теории относительности. Другими словами, в данный момент этот вакуум невозможно описать даже теоретически.

Надо отметить, что физики описали более простой тип квантово-механического вакуума, который представляет собой море так называемых «виртуальных частиц», фрагментов атомов, которые «почти существуют». Время от времени некоторые из этих субатомных частиц переходят из вакуума в мир материальной реальности. Это явление получило название вакуумных флуктуаций. Вакуумные флуктуации невозможно наблюдать непосредственно, однако теории, постулирующие их существование, были подтверждены экспериментально. Согласно этим теориям, частицы и античастицы без всякой причины возникают из вакуума и практически сразу исчезают, аннигилируя друг друга. Гут и его коллеги допустили, что в какой-то момент вместо крошечной частицы из вакуума появилась целая Вселенная, и вместо того, чтобы сразу исчезнуть, эта Вселенная каким-то образом просуществовала миллиарды лет. Авторы этой модели решили проблему сингулярности, постулировав, что состояние, в котором Вселенная появляется из вакуума, несколько отличается от состояния сингулярности.

Однако у этого сценария есть два основных недостатка. Во-первых, можно только удивляться смелости фантазии ученых, распространивших достаточно ограниченный опыт с субатомными частицами на целую Вселенную. С. Хоукинг и Г. Эллис мудро предостерегают своих излишне увлекающихся коллег: «Предположение о том, что законы физики, открытые и изученные в лаборатории, будут справедливы в других точках пространственно-временного континуума, безусловно, очень смелая экстраполяция». Во-вторых, строго говоря, квантово-механический вакуум нельзя называть «ничто». Описание квантово-механического вакуума даже в самой простой из существующих теорий занимает множество страниц в высшей степени абстрактных математических выкладок. Такая система, несомненно, представляет собой «нечто», и сразу же встает все тот же упрямый вопрос: «Как возник столь сложно организованный «вакуум»?»

Вернемся к изначальной проблеме, для решения которой Гут создал инфляционную модель: проблеме точной параметризации исходного состояния Вселенной. Без такой параметризации невозможно получить наблюдаемое распределение материи во Вселенной. Как мы убедились, решить эту проблему Гуту не удалось. Более того, сомнительной представляется сама возможность того, что какая-нибудь версия теории большого взрыва, включая версию Гута, может предсказать наблюдаемое распределение материи во Вселенной.

Высокоорганизованное исходное состояние в модели Гута, по его же словам, в конце концов, превращается во «Вселенную» диаметром 10 сантиметров, наполненную однородным сверхплотным, перегретым газом. Она будет расширяться и остывать, но нет никаких оснований предполагать, что она когда-нибудь превратится в нечто большее, чем однородное облако газа. По сути дела, к этому результату приводят все теории большого взрыва. Если Гуту пришлось пускаться на многие ухищрения и делать сомнительные допущения, чтобы в конце концов получить Вселенную в виде облака однородного газа, то можно представить себе, каким должен быть математический аппарат теории, приводящей ко Вселенной в том виде, в каком мы ее знаем!

Хорошая научная теория дает возможность предсказывать многие сложные природные явления, исходя из простой теоретической схемы. Но в теории Гута (и любой другой версии ) все наоборот: в результате сложных математических выкладок мы получаем расширяющийся пузырь однородного газа. Несмотря на это, научные журналы печатают восторженные статьи об инфляционной теории, сопровождающиеся многочисленными красочными иллюстрациями, которые должны создать у читателя впечатление, что Гут наконец достиг заветной цели — нашел объяснение происхождения Вселенной. Честнее было бы просто открыть постоянную рубрику в научных журналах, чтобы публиковать в ней теорию происхождения Вселенной, модную в этом месяце.

Трудно даже представить себе всю сложность исходного состояния и условий, необходимых для возникновения нашей Вселенной со всем многообразием ее структур и организмов. В случае нашей Вселенной степень этой сложности такова, что ее едва ли можно объяснить с помощью одних физических законов.

Почему против трех астрофизиков ополчились тридцать три известных ученых самых разных специализаций во главе со Стивеном Хокингом, по каким сценариям образовывалась наша Вселенная и верна ли инфляционная теория ее расширения, сайт разбирался вместе со специалистами.

Стандартная теория Большого взрыва и ее проблемы

Теория горячего Большого взрыва установилась в середине XX века, а общепризнанной стала пару десятилетий спустя после открытия реликтового излучения. Она объясняет многие свойства окружающей нас Вселенной и предполагает, что Вселенная возникла из некоторого начального сингулярного состояния (формально бесконечно плотного) и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается.

Само реликтовое излучение - световое «эхо», родившееся спустя всего 380 000 лет после , - оказалось невероятно ценным источником информации. Львиная доля современной наблюдательной космологии связана с анализом различных параметров реликтового излучения. Оно достаточно однородно, его средняя температура по различным направлениям меняется в масштабе всего 10 –5 , причем эти неоднородности равномерно распределены по небу. В физике такое свойство принято называть статистической изотропией. Это означает, что локально такая величина изменяется, но глобально все выглядит одинаково.

Схема расширения Вселенной

NASA/WMAP Science Team/Wikimedia Commons

Исследуя возмущения реликтового излучения, астрономы с высокой точностью вычисляют многие величины, характеризующие Вселенную в целом: соотношение обычной материи, темной материи и темной энергии, возраст Вселенной, глобальную геометрию Вселенной, вклад нейтрино в эволюцию крупномасштабной структуры и другие.

Несмотря на «общепринятость» теории Большого взрыва, у нее были и недостатки: она не давала ответа на некоторые вопросы возникновения Вселенной. Основные из них получили названия «проблема горизонта» и «проблема плоскостности».

Первая связана с тем, что скорость света конечна, а реликтовое излучение статистически изотропно. Дело в том, что на момент рождения реликтового излучения даже свет не успел пройти расстояние между теми далеко отстоящими на небе точками, откуда мы сегодня его улавливаем. Поэтому непонятно, почему разные области настолько одинаковы, ведь они еще не успели обменяться сигналами с момента рождения Вселенной, их причинные горизонты не пересекаются.

Вторая проблема, проблема плоскостности, связана с неотличимой от нуля (на уровне точности современных экспериментов) глобальной кривизной пространства. Проще говоря, на больших масштабах пространство Вселенной плоское, а из теории горячего Большего взрыва не следует, что плоское пространство более предпочтительно, чем другие варианты кривизны. Поэтому близость этой величины к нулю как минимум неочевидна.

Тридцать три против троих

Для решения этих проблем астрономы создали космологические теории следующего поколения, наиболее успешная из которых - теория инфляционного расширения Вселенной (проще ее называют теорией инфляции). Повышение цен на товары тут ни при чем, хотя оба термина происходят от одного латинского слова - inflatio - «вздутие».

Инфляционная модель Вселенной предполагает, что до горячей стадии (то, что в обычной теории Большого взрыва считается началом времени) существовала другая эпоха с совсем иными свойствами. В то время пространство расширялось экспоненциально быстро благодаря заполнявшему его специфическому полю. За крохотные доли секунды пространство растянулось в невероятное количество раз. Это решило обе вышеупомянутые проблемы: Вселенная оказалась в целом однородной, так как произошла из существовавшего на предыдущей стадии чрезвычайно малого объема. К тому же, если в ней и были какие-то геометрические неоднородности, они разгладились во время инфляционного расширения.

В становлении теории инфляции приняло участие много ученых. Первые модели независимо друг от друга предложили физик, доктор философии Корнеллского университета Алан Гут в США и физик-теоретик, специалист в области гравитации и космологии Алексей Старобинский в СССР около 1980 года. Они отличались механизмами (Гут рассматривал ложный вакуум, а Старобинский - модифицированную общую теорию относительности), но приводили к похожим выводам. Некоторые проблемы изначальных моделей решил советский физик, доктор физико-математических наук, сотрудник Физического института имени П.Н. Лебедева Андрей Линде, который ввел понятие медленно меняющегося потенциала (slow-roll inflation) и объяснил с его помощью завершение стадии экспоненциального расширения. Следующим важным шагом было понимание, что инфляция не порождает идеально симметричную Вселенную, так как необходимо учитывать квантовые флуктуации. Это сделали советские физики, выпускники МФТИ Вячеслав Муханов и Геннадий Чибисов.

Норвежский король Харальд награждает Алана Гута, Андрея Линде и Алексея Старобинского (слева направо) премией Кавли по физике. Осло, сентябрь 2014 года.

Norsk Telegrambyra AS/Reuters

В рамках теории инфляционного расширения ученые делают проверяемые предсказания, некоторые из которых уже подтверждены, но одно из основных - существование реликтовых гравитационных волн - пока подтвердить не удается. Первые попытки их зафиксировать уже делаются , однако на данном этапе это остается за рамками технологических возможностей человечества.

Тем не менее у инфляционной модели Вселенной есть противники, которые считают, что она сформулирована слишком общо, вплоть до того, что с ее помощью можно получить любой результат. Некоторое время эта полемика шла в научной литературе , но недавно группа из трех астрофизиков IS&L (сокращение образовано по первым буквам фамилий ученых - Ijjas, Steinhardt и Loeb - Анны Ийас, Пола Стейнхардта и Абрахама Леба) опубликовала научно-популярное изложение своих претензий к инфляционной космологии в издании Scientific American. В частности, IS&L, ссылаясь на карту температур реликтового излучения, полученную при помощи спутника Planck, считают, что теория инфляции не может быть оценена научными методами. Вместо теории инфляции астрофизики предлагают свой вариант развития событий: якобы Вселенная началась не с Большого взрыва, а с Большого отскока - стремительного сжатия некоей «предыдущей» Вселенной.

В ответ на эту статью 33 ученых, среди которых и основоположники теории инфляции (Алан Гут, Алексей Старобинский, Андрей Линде) и другие известные ученые, например Стивен Хокинг, опубликовали в том же журнале ответное письмо, в котором они категорически не соглашаются с претензиями IS&L.

сайт попросил космологов и астрофизиков высказаться по поводу обоснованности этих претензий, сложностей с интерпретацией предсказаний инфляционных теорий и необходимости пересмотра подхода к теории ранней Вселенной.

Один из основоположников теории инфляционного расширения, профессор физики Стэнфордского университета Андрей Линде, считает претензии надуманными, а сам подход критиков - недобросовестным: «Если отвечать подробно, то получится большая научная статья, а коротко - будет похоже на агитацию. Этим люди и пользуются. Вкратце, лидер критиков - Стейнхардт, который в течение 16 лет пытается создать альтернативу [теории] инфляции, а в его статьях - ошибка на ошибке. Ну, а когда у самого не получается, то появляется желание обругать более популярные теории, применяя методы, хорошо известные из учебников по истории. Большинство теоретиков перестало их читать, но журналисты очень любят. Физика здесь почти что ни при чем».

Кандидат физико-математических наук, сотрудник Института ядерный исследований РАН Сергей Миронов напоминает, что научная истина не может быть рождена в полемике на непрофессиональном уровне. Критическая статья, по его мнению, написана научно и аргументированно, там сведены вместе различные проблемы инфляционной теории. Подобные обзоры необходимы, они помогают предотвратить закостеневание науки.

Однако ситуация меняется, когда такая дискуссия переходит на страницы популярного издания, потому что, правильно ли таким образом продвигать свою научную идею, вопрос спорный. В связи с этим Миронов отмечает, что ответ на критику смотрится некрасиво, так как одна часть из его авторов вообще не специалисты в рассматриваемой области, а другая сама пишет популярные тексты про инфляционную модель. Миронов обращает внимание, что ответная статья написана так, будто авторы даже не читали работу IS&L, и они не привели никаких контраргументов к ней. Утверждения же о провокационной манере, в которой написана заметка с критикой, означают, что «авторы ответа просто повелись на троллинг».

«Доля истины»

Тем не менее ученые, в том числе сторонники инфляционной модели, признают ее недостатки. Физик Александр Виленкин, профессор и директор института космологии в Университете Тафтса в Медфорде (США), который внес важный вклад в становление современной теории инфляции, замечает: «В заявлениях Стейнхардта и коллег есть доля истины, но я думаю, что их претензии чрезвычайно преувеличены. Инфляция предсказывает существование множества областей, подобных нашей, с начальными условиями, которые определяются квантовыми флуктуациями. Теоретически, любые начальные условия возможны с некоторой вероятностью. Проблема заключается в том, что мы не знаем, как посчитать эти вероятности. Количество областей каждого типа бесконечно, поэтому приходится сравнивать бесконечные числа - эта ситуация называется проблемой меры. Конечно, отсутствие единой меры, выводимой из фундаментальной теории, является тревожным знаком».

Упомянутое множество моделей Сергей Миронов относит к недостаткам теории, так как это позволяет подогнать ее под любые экспериментальные наблюдения. А это означает, что теория не удовлетворяет критерию Поппера (согласно этому критерию теория считается научной, если ее можно опровергнуть при помощи эксперимента, - прим. сайт) , по крайней мере в обозримом будущем. Также к проблемам теории Миронов относит тот факт, что в рамках инфляции начальные условия требуют тонкой подстройки параметров, что делает ее в некотором смысле не натуральной. Специалист по ранней Вселенной, кандидат физико-математических наук, сотрудник Научного института Гран-Сассо Национального института ядерной физики (Италия) Сабир Рамазанов также признает реальность этих проблем, но отмечает, что их существование не обязательно означает, что инфляционная теория неверна, но ряд ее аспектов действительно заслуживает более глубокого осмысления.

Создатель одной из первых инфляционных моделей, академик РАН, главный научный сотрудник Института теоретической физики РАН Алексей Старобинский поясняет, что одна из простейших моделей, которую Андрей Линде предложил в 1983 году, действительно была опровергнута. Она предсказывала слишком много гравитационных волн, поэтому недавно Линде указал, что необходимо пересмотреть инфляционные модели.

Критический эксперимент

Астрономы обращают особое внимание на то, что важным предсказанием, которое стало возможным благодаря теории инфляции, стало предсказание реликтовых гравитационных волн. Специалист по анализу реликтового излучения и наблюдательной космологии, доктор физико-математических наук, ведущий научный сотрудник Специальной астрофизической обсерватории РАН Олег Верходанов считает этот прогноз знаменательным наблюдательным тестом для простейших вариантов инфляционного расширения, в то время как для отстаиваемой критиками теории «Большого отскока» такого решающего эксперимента нет.

Иллюстрация теории Большого отскока

Wikimedia Commons

Поэтому говорить о другой теории можно будет только в том случае, если на реликтовые волны установят серьезные ограничения. Сергей Миронов тоже называет потенциальное открытие таких волн серьезным аргументом в пользу инфляции, однако отмечает, что пока их амплитуда только ограничивается, что уже позволило отмести некоторые варианты, на место которых приходят другие, не предсказывающие слишком сильных первичных гравитационных возмущений. Сабир Рамазанов согласен с важностью этого теста и, более того, считает, что инфляционная теория не может считаться доказанной, пока это явление не будет открыто в наблюдениях. Поэтому пока ключевое предсказание инфляционной модели о существовании первичных гравитационных волн с плоским спектром не подтверждено, говорить об инфляции как о физической реальности рано.

«Правильный ответ, от которого старательно пытаются увести читателя»

Алексей Старобинский подробно разобрал претензии IS&L. Он выделил три главных утверждения.

Утверждение 1. Инфляция предсказывает что угодно. Или ничего.

«Правильный ответ, от которого старательно пытаются увести читателя IS&L, состоит в том, что такие слова, как "инфляция", "квантовая теория поля", "модель элементарных частиц", очень общие: они объединяют множество разных моделей, отличающихся степенью сложности (например, количеством сортов нейтрино)», - разъясняет Старобинский.

После того как ученые зафиксируют входящие в каждую конкретную модель свободные параметры из экспериментов или наблюдений, предсказания модели считаются однозначными. Современная Стандартная модель элементарных частиц содержит около 20 таких параметров (это главным образом массы кварков, массы нейтрино и угол их смешивания). Простейшая из жизнеспособных инфляционных моделей содержит только один такой параметр, величина которого фиксируется измеренной амплитудой начального спектра неоднородностей материи. После этого все остальные предсказания однозначны.

Академик уточняет: «Конечно, ее можно усложнить, добавив новые члены различной физической природы, каждый из которых будет входить с новым свободным числовым параметром. Но, во-первых, и в этом случае предсказания будут не "что угодно", а определенными. А во-вторых, и это самое главное, сегодняшние наблюдения показывают, что эти члены не нужны, на современном уровне точности порядка 10% их нет!»

Утверждение 2. Маловероятно, что в рассматриваемых моделях вообще возникнет инфляционная стадия, поскольку в них у потенциальной энергии инфлатона есть длинное плоское «плато».

«Утверждение ложно, - категоричен Старобинский. - В моих работах 1983 и 1987 годов было доказано, что инфляционный режим в моделях такого типа является общим, то есть он возникает во множестве начальных условий с ненулевой мерой». Впоследствии это было доказано и по более строгим математическим критериям, с численными симуляциями и т. д.

Результаты эксперимента Planck, по словам Старобинского, подвергли сомнению точку зрения, которую неоднократно высказывал Андрей Линде. Согласно ей инфляция должна обязательно начинаться на планковской плотности материи, и, уже начиная с этого предельного для классического описания пространства-времени параметра, материя была распределена однородно. Однако в тех доказательствах, о которых шла речь выше, это не предполагалось. То есть в моделях такого типа перед стадией инфляционного расширения находятся анизотропная и неоднородная стадия эволюции Вселенной с большей, чем при инфляции, кривизной пространства-времени.

«Чтобы было понятнее, воспользуемся следующей аналогией, - поясняет космолог. - В общей теории относительности одним из общих решений являются вращающиеся черные дыры, описываемые метрикой Керра. То, что черные дыры - это общие решения, не значит, что они есть повсюду. Например, их нет в Солнечной системе и в ее окрестностях (к счастью для нас). А значит это то, что, поискав, мы их обязательно найдем. Так оно и произошло». В случае инфляции происходит то же самое – эта промежуточная стадия есть не во всех решениях, но в достаточно широком их классе, так что она вполне может возникнуть в однократной реализации, то есть для нашей Вселенной, которая существует в одном экземпляре. А вот то, насколько вероятно это однократное событие, полностью определяется нашими гипотезами о том, что предшествовало инфляции.

Утверждение 3. Квантовое явление «вечной инфляции», которое имеет место почти во всех инфляционных моделях и влечет за собой возникновение мультивселенной, приводит к полной неопределенности предсказаний инфляционного сценария: «Все, что может случиться, случается».

«Утверждение частично ложно, частично не имеет отношения к наблюдаемым эффектам в нашей Вселенной, - непреклонен академик. - Хотя слова в кавычках заимствованы IS&L из обзоров Виленкина и Гута, их смысл искажен. Там они стояли в другом контексте и значили не больше банального даже для школьника замечания, что уравнения физики (например, механики) можно решать для любых начальных условий: где-нибудь и когда-нибудь эти условия реализуются».

Почему «вечная инфляция» и образование «мультивселенной» не влияют на все процессы в нашей Вселенной после конца инфляционной стадии? Дело в том, что они происходят вне нашего светового конуса прошлого (кстати, и будущего тоже)», - объясняет Старобинский. Поэтому нельзя сказать однозначно, происходят ли они в нашем прошлом, настоящем или будущем. «Строго говоря, это верно с точностью до экспоненциально малых квантово-гравитационных эффектов, но во всех существующих последовательных расчетах такими эффектами всегда пренебрегали», - подчеркивает академик.

«Я не хочу сказать, что не интересно исследовать то, что лежит вне нашего светового конуса прошлого, - продолжает Старобинский, - но прямо с наблюдательными данными это пока не связано. Однако и здесь IS&L сбивают читателя с толку: если описывать "вечную инфляцию" правильно, то при заданных условиях в начале инфляционной стадии никакого произвола в предсказаниях не возникает (хотя не все мои коллеги с этим согласны). Более того, многие предсказания, в частности спектр неоднородностей материи и гравитационных волн, возникающих в конце инфляции, от этих начальных условий вообще не зависят», - добавляет космолог.

«Нет острой необходимости в пересмотре основ физики ранней Вселенной»

Олег Верходанов отмечает, что пока отказываться от текущей парадигмы нет оснований: «Конечно, у инфляции есть простор для интерпретации - семейство моделей. Но и среди них можно выбирать наиболее соответствующие распределению пятен на карте реликтового излучения. Пока большинство результатов миссии Planck играет в пользу инфляции». Алексей Старобинский отмечает, что с данными эксперимента Planck, к которым апеллируют IS&L, хорошо согласуется самая первая модель с де-ситтеровской стадией, предшествовавшей горячему Большому взрыву, которую он предложил еще в 1980 году (во время де-ситтеровской стадии, которая длилась около 10 –35 секунды, Вселенная быстро расширялась, заполняющий ее вакуум как бы растягивался без изменения своих свойств, - прим. сайт).

С ним в целом согласен и Сабир Рамазанов: «Ряд предсказаний - гауссовость спектра первичных возмущений, отсутствие мод постоянной кривизны, наклон спектра - нашел подтверждение в данных WMAP и Planck. Инфляция заслуженно играет главенствующую роль в качестве теории ранней Вселенной. На данный момент нет острой необходимости в пересмотре основ физики ранней Вселенной». Космолог Сергей Миронов также признает положительные качества этой теории: «Сама идея инфляции чрезвычайно элегантна, она одним махом позволяет решить все принципиальные проблемы теории горячего Большого взрыва».

«В целом итог по статье IS&L – пустая болтовня от начала до конца, - подытоживает Старобинский. - Она не имеет отношения к реальным проблемам, над которыми сейчас работают космологи». И в то же время академик добавляет: «Другое дело, что любая модель - как общая теория относительности Эйнштейна, как современная модель элементарных частиц, так и модель инфляции - не есть последнее слово науки. Она всегда только приближенна, и на каком-то уровне точности обязательно появятся малые поправки к ней, из которых мы многое узнаем, так как за ними будет стоять новая физика. Именно такие малые поправки и ищут сейчас астрономы».