Лев Шильник - Космос и хаос. Что должен знать современный человек о прошлом, настоящем и будущем Вселенной

Пространство реальной Вселенной на больших расстояниях, сравнимых с горизонтом частиц, как уже говорилось, практически плоское. Разумеется, это не исключает участков локальной кривизны, особенно вблизи крупных тяготеющих масс, но в космологических масштабах отклонение геометрии нашего мира от геометрии Евклида совершенно ничтожно. Геометрия пространства самым непосредственным образом связана с величиной, обозначаемой греческой буквой ?, которая является отношением средней плотности вещества нашего мира к критической плотности. Если ? равна единице, то наша Вселенная – идеально плоская структура. Если Y больше единицы (плотность нашего мира выше критической), то Вселенная по достижении некоторого максимального радиуса начнет сжиматься под действием гравитации. В этом случае рано или поздно Большой взрыв сменится Большим крахом (или Большим хрустом), а Вселенная вновь обратится в точку и пропадет в сингулярности. Если ? меньше единицы (плотность Вселенной ниже критической), мир будет расширяться неограниченно долго, а плотность вещества станет постепенно падать.

Измерения, проведенные в последние годы, показали, что эта величина очень близка к единице, хотя, вероятнее всего, не равна ей в точности (измерения пока еще не вполне надежны). Вот тут-то и встает в полный рост пресловутая проблема плоскостности. Зная приблизительную величину параметра ?, можно без большого труда рассчитать, какими должны быть начальные условия очень ранней Вселенной, чтобы привести к сегодняшним наблюдаемым значениям. И сразу же обнаруживаются форменные чудеса. Процитируем М. В. Сажина, автора увлекательной книги «Современная космология в популярном изложении»:

Возьмем параметр ? примерно равным единице, скажем, 0,5 или 1,5. Посмотрим теперь, каким он должен быть в различные эпохи эволюции Вселенной, которые были до нашей эпохи. В эпоху рекомбинации отличие Q от единицы уже не должно превышать 0,001. Большее отличие привело бы к тому, что сегодня ? равнялось бы 10 или, скажем, 0,1, что легко измеримо. В эпоху нуклеосинтеза отличие Y от единицы не должно превышать 0,00000000000000001. В более раннюю эпоху кварк-глюонной плазмы отличие Q от единицы «пряталось» в 21 знаке после запятой. В планковский момент (это самое начало нашего мира, о котором мы еще поговорим. – Л. Ш.) это отличие выражалось величиной 10-60. Откуда могут взяться такие начальные условия?

Другими словами, складывается впечатление, что исходные параметры были подогнаны с небывалой точностью: в противном случае мы ни за какие коврижки не сумели бы получить сегодняшней величины показателя ?. Неслучайно некоторые астрофизики говорят о тонкой настройке параметра плотности. Что и говорить, картина неприятная, заставляющая всерьез задуматься о творце всего сущего. Между тем строгой науке как-то не к лицу заниматься пустопорожними рассуждениями о высшем разуме. Это удел философов и богословов. Но есть ли возможность не отдать космологию на откуп теологам?

Спешу вас, читатель, успокоить – такую возможность нам в полной мере дает инфляционный сценарий рождения Вселенной, о котором уже давно пора поговорить подробнее. Он легко и непринужденно снимает и проблему горизонта, и проблему плоскостности, и кучу других проблем, под грузом которых изнемогала классическая модель Большого взрыва.

Итак, что же такое космологическая инфляция и чем она отличается от стандартного расширения, которое мы продолжаем наблюдать сегодня в виде красного смещения в спектрах далеких галактик? Инфляция – это период катастрофически быстрого раздувания пространства в начальной фазе жизни нашей Вселенной. Сказать, что это раздувание было стремительным и мимолетным – ничего не сказать. Его продолжительность укладывается в исчезающе малые сроки: инфляция началась, когда возраст Вселенной составлял 10-43секунды, а закончилась, когда он достиг 10-37секунды. В начале инфляции размер Вселенной был чуть больше 10-33см, что сопоставимо с планковской длиной, а в момент ее окончания равнялся примерно 0,1 см (в других инфляционных сценариях эта величина колеблется от одного до тридцати сантиметров), то есть ее диаметр вырос по меньшей мере в 1027раз.

Легко видеть, что первоначальное расширение юной Вселенной происходило со скоростью, многократно превышающей скорость света, поскольку планковские длина и время связаны между собой: за 10-43секунды свет успевает пройти расстояние не больше, чем 10-33см. Неужто мы наконец опровергли самого Эйнштейна? Не будем спешить, читатель. В действительности никакого противоречия здесь нет и в помине, ибо теория относительности ограничивает скоростью света только перемещение материальных тел, но ровным счетом ничего не говорит о скорости расширения самого пространства как такового. Пока частицы вещества продолжают двигаться со скоростями меньшими, чем скорость света, объемлющему их пространству позволительно пухнуть сколь угодно быстро: скорость его раздувания ограничена только лишь количеством доступной энергии, обеспечивающей упомянутое раздувание.

Между прочим, введение одного-единственного дополнительного параметра – инфляционного расширения по экспоненте – автоматически разрешает проклятую проблему горизонта. В свое время мы постулировали, что горизонт всегда растет быстрее, чем увеличивается расстояние между двумя точками (или двумя частицами) в пространстве. Однако вскоре после рождения Вселенной это условие, очевидно, не выполнялось. Вообразим себе крошечную юную Вселенную порядка планковской длины – чуть более 10-33см. Внутри этого домена еще до начала инфляции успели установиться термодинамическое равновесие и причинная связь. Когда наступает фаза инфляции, пространство стремительно разгоняется, буквально пухнет как на дрожжах, в результате чего микроскопическая однородная область почти мгновенно чудовищно вырастает в размерах. Объем домена растет значительно быстрее, чем расстояние горизонта. К моменту окончания инфляции он составляет примерно 1 см3, и внутри этой области Вселенная является «гладкой», без заметных контрастов плотности, температуры и давления. В дальнейшем инфляция сменяется стандартным расширением, и горизонт частиц продолжает неторопливо расти, достигая к нашему времени величины порядка 1028см. При этом все частицы, заполняющие наблюдаемую часть Вселенной, еще до начала инфляции успели установить между собой причинную связь. Домен, разросшийся в ходе стандартного расширения, сохраняет то состояние, которое сформировалось во время инфляции. Космологи говорят, что вся современная Вселенная находится внутри одной причинно-связанной области.

Аналогично решается и проблема плоскостности. Сегодня пространство нашей Вселенной практически плоское, но до эпохи инфляции параметр ? мог ощутимо отличаться от единицы в любую сторону. Какой бы ни была кривизна мира вблизи точки «ноль», в финале мы все равно получим почти плоскую модель, потому что инфляционное распухание выглаживает контрасты плотности. Это легко увидеть на простом примере. Предположим, что параметр плотности до начала инфляции был заметно больше единицы (? › 1). Тогда мы получаем топологию замкнутого пространства, то есть Вселенная эквивалентна поверхности сферы. При раздувании шара его радиус растет, и если выбрать на его поверхности достаточно маленькую область, ее кривизна будет практически неотличима от нуля. В конце концов, поверхность Земли представляется нам совершенно плоской. Если же вспомнить, что в некоторых моделях инфляции (о различных инфляционных сценариях мы поговорим чуть ниже) первоначальный крошечный домен, сопоставимый с планковской длиной, раздувается до астрономической величины 101000см, то наблюдаемая Вселенная (или Метагалактика), диаметр которой примерно равен 1028см, будет составлять ничтожную часть гигантской Мегавселенной. Понятно, что в этом случае микроскопическая область, не превышающая Ю-1000части исполинского шара, будет восприниматься как идеально плоская. Таким образом, нет никакой необходимости постулировать особые начальные условия, которые впоследствии обеспечили почти нулевую кривизну Вселенной. Параметр плотности мог принимать любые значения около точки «ноль», так как всеобъемлющая инфляция неминуемо выгладит все неровности и сделает пространство практически плоским.