Сергей Парновский - Как работает Вселенная: Введение в современную космологию

Предположим, что перед инфляционной стадией Вселенная описывалась решением Фридмана [54] Мы не имеем ни малейшего представления о том, какой была метрика Вселенной до инфляции. Тем не менее качественный результат будет справедлив для любого разумного предположения. , и получим, что к началу инфляции в момент времени t1 свет от Большого взрыва прошел путь 3ct1. Это, по определению, и будет размер причинно связанной области на тот момент. За период инфляции пространство расширилось в 1026 раз. В результате после окончания инфляционной стадии размеры причинно связанной области были более 1 м [55] Коэффициент 1026 был определен из условия, что размеры причинно связанной области на момент окончания инфляции были больше, чем область, соответствующая нынешнему космологическому горизонту. . Понятно, что эти оценки не могут заменить подробное рассмотрение распространения света на разных стадиях эволюции Вселенной, но из него следует тот же вывод: все реликтовое излучение исходит из причинно связанных областей.

Это также решает третью проблему. Предположим, что какие-то экзотические частицы родились либо вместе с Вселенной, либо до начала инфляционной стадии. Пусть одна из таких частиц попала в наши 10–26 м (это все еще существенно меньше размеров атомного ядра). Тогда в настоящий момент мы имеем все ту же одну экзотическую частицу внутри космологического горизонта, т. е. в части Вселенной, доступной для наблюдения. Вот только радиус этого горизонта теперь 40 млрд св. лет. Это явно исключает возможность ее наблюдения. Это же относится и к другим экзотическим объектам, например белым дырам или голым сингулярностям.

Вполне понятно, что космологи не могли пройти мимо теории, одним махом решающей большую часть существующих проблем. Первый вариант теории инфляции был предложен в 1980 г. американским физиком Аланом Гутом. Однако теория Гута обладала рядом недостатков; в частности, одним из ее следствий были большие вариации плотности. Другой вариант теории инфляции, свободный от этой проблемы, был предложен в 1982 г. советским физиком Андреем Линде и независимо американскими физиками Андреасом Альбрехтом и Паулем Штейнхардтом. В дальнейшем эта теория была развита Алексеем Старобинским, Стивеном Хокингом, Вячеславом Мухановым и Геннадием Чибисовым, а также рядом других ученых.

Основной вопрос, необходимый для теории инфляции, – определить фактор, игравший роль эффективной космологической постоянной в период инфляции. Подобно классической эйнштейновской космологической постоянной, этот фактор должен обеспечивать дополнительную плотность энергии Вселенной. При этом при инфляционном расширении эта плотность практически не менялась. Как было показано в разделе 2.7.4, для настоящей космологической постоянной эта плотность строго сохраняется. Но, в отличие от Λ-члена Эйнштейна, этот фактор должен исчезнуть к концу инфляционной стадии. Можно предложить много различных вариантов такого фактора, которые практически не будут отличаться по своим проявлениям. В частности, это связано с тем, что инфляция хорошо «заметает за собой следы», так что очень трудно в постинфляционный период определить причину инфляции. Основные отличия между различными механизмами инфляции проявляются в том, каким образом Вселенная выходила из этой стадии.

Самый первый вариант инфляции, предложенный Гутом, предполагал, что в ранней Вселенной произошел переход от состояния «ложного» вакуума в «истинный» вакуум, имеющий меньшую плотность энергии. С тех пор Вселенная пребывает в состоянии «истинного» вакуума.

Проиллюстрируем понятие «ложного» и «истинного» вакуумов с помощью простой аналогии. Представьте себе пруд, наполненный водой, и канаву рядом. Дно пруда выше, чем дно канавы. Таким образом, потенциальная энергия воды, находящейся в канаве, ниже, чем воды в пруду. В этой картинке вода соответствует Вселенной, высота – ее плотности энергии, пруд представляет собой состояние ложного вакуума, а канава соответствует истинному вакууму.

Существует некоторое возвышение земли между ними (плотина), которое не дает воде просто перетечь из пруда в канаву. Тем не менее вода может либо медленно просачиваться через плотину, либо прорваться сквозь эту дамбу. В первом случае переход происходит медленно и постепенно, во втором случае он будет быстрым и внезапным. В обоих случаях, если есть сколь угодно слабая утечка или малейший шанс прорыва, через достаточно длительное время вся вода окажется в канаве. Точно так же наша Вселенная может перейти из состояния ложного вакуума в состояние истинного. При этом какое-то время Вселенная проведет в состоянии ложного вакуума, в этот период плотность ее энергии будет больше, чем в конечном состоянии. Эта дополнительная плотность энергии и будет работать временно исполняющим обязанности космологической постоянной, но недолго.

Если говорить еще точнее, то картина может выглядеть чуть иначе. Состояния истинного и ложного вакуума могут меняться в процессе эволюции Вселенной. Скажем, сразу после Большого взрыва Вселенная находилась в состоянии, соответствующем минимуму плотности энергии вакуума. По мере ее расширения и понижения температуры появилось другое состояние, в котором плотность энергии вакуума через некоторое время стала меньше, чем в исходном состоянии Вселенной. Переход в него мог произойти либо путем квантового туннелирования, либо в виде классического перехода. Проиллюстрируем это на примере, в котором «ложный» и «истинный» вакуум отличаются величиной некоего скалярного поля [56] Скалярное поле — это поле какого-либо параметра, имеющего величину, но не имеющего направления, например температуры или давления. .

Пусть плотность энергии вакуума W зависит от некоего скалярного поля φ. Зависимость W(φ) всегда симметрична относительно знака φ, но ее форма зависит и от температуры. При сверхвысоких температурах эта зависимость, показанная на рис. 3.5, качественно похожа на параболу и имеет минимум в точке φ = 0.

При понижении температуры (по-прежнему очень высокой, существенно превышающей шуточные оценки температуры в аду [57] Физическую оценку температуры в аду (на английском) можно найти на сайте https://www.lhup.edu/~dsimanek/hell.htm. ) эта зависимость может превратиться в зависимость, в котором глобальный минимум соответствует ненулевому значению параметра φ. Понятно, что будет два минимума, соответствующих значениям φ = ± φ0. Есть два варианта перехода в это состояние, схематически изображенные на рис. 3.6 и 3.7. В первом варианте исходный минимум φ= 0 остается локальным минимумом. В этом случае Вселенная может перейти в новое состояние только путем квантового туннельного перехода, так как между двумя минимумами есть потенциальный барьер. Во втором варианте исходный минимум становится локальным максимумом, и тогда Вселенная может «скатиться» в любой из двух минимумов классическим образом.