Борис Штерн - Прорыв за край мира

Напомним, Алексей Старобинский опубликовал первую, хорошо проработанную версию теории космологической инфляции. Однако его работа в то время не вызвала должного резонанса. Знаменитой стала работа Алана Гута, опубликованная немного позже и содержавшая серьезную ошибку, касающуюся перехода от стадии инфляции к фридмановской горячей Вселенной. Впрочем, отечественная работа тридцатилетней давности дождалась внимания научного сообщества.

Б. Ш.:Итак, начнем с вопроса, который я уже пообещал задать в начале этой части книги: ты понимал значение своей работы, где предложил первую более-менее полную работающую модель инфляции? В том смысле, что механизм инфляции дает решение основных загадок — плоскостности и однородности Вселенной. Если понимал, то почему не написал об этом в той статье?

40.1. Алексей Старобинский.Фото 2007 года из личного архива автора

А. С.:Да, не написал. Просто считал общим местом — обо всем этом уже говорил Эраст Гли-нер чуть ли не за 10 лет до того. Увы, Глинеру не поверил никто, в том числе такие великие люди, как Зельдович и Сахаров, потому что у него была только гипотеза — ни модели, как такой режим мог реализоваться в ранней Вселенной, ни идеи, как всё это можно проверить и доказать на опыте, не было. Кроме того, ты говоришь о статье 1980 года, а была еще статья 1979 года, в которой как раз и была предложена идея, как это можно доказать: измерив спектр неоднородностей во Вселенной в больших — космологических — масштабах. Уже давно возникла гипотеза, что начальный (возникший до стадии Большого взрыва) спектр возмущений плотности материи должен быть плоским — структура Вселенной успешно моделировалась именно в этом предположении. А сценарии инфляции (тогда слово «инфляция» еще не употреблялось, использовали термин «решение де Ситтера») с очевидностью давали именно плоский спектр. Предсказание спектра возмущений куда сильнее, чем просто объяснение плоскостности и однородности Вселенной. Это объяснение к тому же во многих случаях оказывается иллюзорным, что вскоре выяснилось на примере модели Гута 1981 года.

Б. Ш.:Кстати, когда стало ясно, что космологическая инфляция дает плоский спектр возмущений? Где-то это должно было быть впервые сказано.

А. С.:Как раз в моей работе 1979 года. Правда, на более простом примере первичных гравитационных волн. Было показано, что плоский спектр становится очевидностью, если объединить две ранее высказанные идеи. Первая — о первичной стадии де Ситтера, предшествующей Большому взрыву, вторая — о том, что все наблюдаемые неоднородности в современной Вселенной происходят из квантово-гравитационных вакуумных флуктуаций в далеком прошлом.

Б. Ш.:Собственно, почему генерация гравитационных волн — более простой пример?

А. С.:Как оказалось, потому, что для расчета первичных гравитационных волн не нужно строить конкретной модели инфляционной стадии, по крайней мере, если оставаться в рамках эйнштейновской общей теории относительности — как я это и делал в 1979 году. А вот для количественно правильного расчета возмущений плотности материи уже не обойтись без последовательной и внутренне непротиворечивой модели, в которой есть не только инфляционная стадия, но и благополучный выход из нее на последующую стадию горячего Большого взрыва. Слово «благополучный» означает в данном случае, что переход между стадиями происходит без генерации больших неоднородностей.

Б. Ш.:Ты считал уже в 1980 году, что однородная плоская Вселенная как результат инфляции — общее место. Для тебя и твоего круга, может, это и было общим местом, но научная общественность о том не знала. Тогда в лучшем случае считали инфляцию чем-то экзотическим и заумным, а чаще просто не знали про нее. Все-таки Алан Гут сделал важнейшую часть задачи — занялся популяризацией и пропагандой этого механизма. Видимо, именно поэтому он считается отцом новой парадигмы.

40.2. Участники конференции в Кембридже 1982 года, посвященной теории инфляции. Алексей Старобинский — по центру над Хокингом. Слева от него — М.А. Марков. Второй справа в нижнем ряду — Алан Гут. Андрей Линде, также бывший на конференции, на фото отсутствует. Фото из личного архива Алексея Старобинского

А. С.:Конечно, пропаганда тоже необходима. Удача Гута во многом была связана с тем, что он нашел правильный язык для физиков частиц, которые составляли большую часть его аудитории. Скалярное поле, великое объединение, фазовый переход — это именно их бизнес. Но модель у него неверная — там не получается благополучный выход из инфляции. Знаешь об этом?

Б. Ш.:Да, я об этом уже написал выше, не будем повторять. Но зато всё понятно и впечатляюще. А у тебя в статье, небось, техника в основном…

А. С.:На самом деле статья достаточно простая. И короткая, всего четыре страницы. А у Гута — страниц 20.

Б. Ш.:Зато у него, вероятно, большую часть составляет легко читаемая дискуссия. Кстати, а в твоей модели как обстоит дело с выходом из инфляции?

А. С.:Выход благополучный и вполне элегантный. Тот же самый механизм квантовых флуктуаций, который дает спектр возмущений, он же обеспечивает и «выгорание» вакуума с большой плотностью энергии — его переход в частицы. Не нужно искать специального механизма, он уже есть. Это, кстати, было одной из целей — я искал не только сценарий с решением де Ситтера, но и как из него элегантней выйти в фазу Большого взрыва — горячей фридмановской Вселенной.

Б. Ш.:Ты всё говоришь про спектры возмущений и что они были главной твоей целью. Но как основополагающая работа по этой части известна статья Вячеслава Муханова и Геннадия Чибисова 1981 года — вроде бы они посчитали спектр…

А. С.:Да, а чью модель они использовали? Я уже сказал, что без последовательной модели спектр возмущений материи правильно посчитать нельзя.

Б. Ш.:Ну, твою. Правильно ли я понимаю, что плоский спектр скалярных возмущений далеко не так очевиден, как для гравитационных? И что главное достижение Муханова с Чибисовым, в том что они доказали, что и тут спектр близок к плоскому?

А. С.:Они еще описали отклонение спектра от плоского — именно то, что сейчас видят WMAP и «Планк». Тот самый параметр n s ,который, по новым данным, чуть отличается от единицы, как они и предсказали. Точнее, они получили зависимость наклона спектра N от числа раздуваний в e раз, произошедших от рождения неоднородностей до конца инфляции. Для интересующих нас возмущений, которые дали крупномасштабную структуру, N где-то в районе 50-60. То есть они родились с размерами всего на несколько порядков больше планковского и должны были увеличиться за время инфляции в е 60раз, чтобы к настоящему времени стать размером в мегапарсеки. Чтобы посчитать точный спектр, требуется довольно много технической работы, и они сделали ее быстрей меня.