Космическая инфляция

Раз похожие правила приложимы ко всей Вселенной, значит, когда в огненном шаре Большого взрыва сложились физические законы, все во Вселенной было взаимосвязано. Одно из объяснений состоит в том, что через долю секунды после Большого взрыва ранняя Вселенная внезапно расширилась на много порядков, а затем ее размеры менялись минимально.

Вселенная обширна. Но глубокий космос выглядит примерно одинаково во всех направлениях. Астрономы смотрят на север и видят миллиарды пятен галактик, рассыпанных в черноте. Смотрят на юг — и видят примерно то же самое. Траектории отдельных галактик могут меняться, но их количества в разных частях неба сравнимы. Но это необязательно должно быть так.

Поскольку свет движется с определенной конечной скоростью, свет далекой галактики достигает нас через некоторое время. Для близких звезд эта задержка составляет годы, а для самых дальних известных объектов она может достигать миллиардов лет. Если вообразить расширение Вселенной в обратном порядке — с учетом закона Хаббла и приблизительного возраста старейших звезд, — можно прикинуть, что Вселенной примерно 14 миллиардов лет. А значит, если она действительно велика и расширяется, где-то далеко должны быть галактики, свет от которых еще не дошел до нас — если на это требуется 15 миллиардов лет или больше.

Скрытые глубины

Область Вселенной, куда может добраться свет, называется причинно-связанной. Передача информации внутри нее возможна со скоростью света. Например, объекты, которые могли бы посылать сигнал на Землю, должны в силу ограниченного возраста Вселенной лежать внутри сферы радиусом 14 миллиардов световых лет. Но в только что родившейся Вселенной у света не было времени, чтобы пройти хоть сколько-нибудь значительное расстояние. Разные части космоса не могли знать друг о друге. И, тем не менее, теперь мы видим, что они очень похожи. Как одна часть Вселенной узнала, на что похожа другая?

Эта загадка известна как «проблема горизонта», где горизонт — самая далекая видимая нам часть Вселенной. Ее решение — модель инфляции: сразу после Большого взрыва Вселенная прошла фазу, где резко раздулась. До этого вся наблюдаемая Вселенная была достаточно мала, чтобы зародыши будущих галактик могли обмениваться энергией в космическом супе, — так содержимое космоса уравновесилось. После инфляции расширение Вселенной стабилизировалось, но разные области оказались отрезаны друг от друга. Инфляционную модель развил в 1981 году американский физик Алан Гут. Эта модель не только разрешила проблему горизонта, но и дала ответы на другие загадки об однородности Вселенной.

Алан Гут.

«Говорят, что бесплатных обедов не бывает. Но сама Вселенная — грандиозный бесплатный обед» Алан Гут, из очерка «Рассуждения о происхождении материи, энергии и энтропии во Вселенной» (1983)

Гладкость

Одна из загадок — относительная гладкость Вселенной. Галактики разбросаны в космосе достаточно равномерно, а не скученны, как пятна на леопардовой шкуре. Иными словами, в распределении галактик много кротовых холмиков, а не горстка горных массивов. По сути, любая галактика, похоже, выросла там, где была слегка повышенная плотность космической материи, гравитационно стянув вещество. Теория инфляции предполагает, что статистические свойства этих зародышей были продиктованы вероятностями квантовой механики: в энергии горячей молодой Вселенной, пока она была мала, возникали небольшие колебания.

Другое свойство, которое не обязано быть таковым, но присуще всей Вселенной, — ее геометрия. Согласно общей теории относительности Альберта Эйнштейна, массивные объекты могут искажать пространство-время. Если представить пространство-время как резиновое полотно, каждая массивная галактика или звезда делает в нем вмятину, и лучи света изгибаются вокруг нее. В глобальном масштабе, если бы космос содержал достаточное количество массы, пространство-время могло бы изогнуться вокруг самого себя, формируя шар, внутри которого лучи света сошлись бы и циркулировали бесконечно. В другом крайнем случае, если бы расширение Вселенной взяло верх над тяготением, лучи света должны были расходиться.

Альберт Эйнштейн

Если бы траектории лучей света искажались из-за массивных объектов в космосе, на ночном небе был бы полный беспорядок. Может, мы даже видели бы повторяющиеся узоры — или, по крайней мере, искажения, как в кривом зеркале. Но мы в основном ясно видим далекие объекты, а значит, свет везде беспрепятственно проходит по прямой. Астрономы говорят, что геометрия Вселенной «плоская» — параллельные лучи остаются параллельными независимо от проходимого ими расстояния.

Монополи

Другая загадка, которую теоретически разрешает инфляция, — отсутствие магнитных монополей во Вселенной. Магниты, включая знакомые нам железные, имеют северный и южный полюса, соединенные магнитным полем. Но некоторые теории ранней Вселенной предсказывают, что в том пекле могли сформироваться частицы, обладающие лишь одним полюсом. Их никто не видел, а значит, они, должно быть, очень редки — или уже исчезли. Похоже, их рассеял внезапный рост Вселенной.

В целом космическая инфляция объясняет, почему Вселенная сохраняет свои свойства на больших расстояниях. Теория утверждает, что Вселенная — единая система, характеристики которой были заданы в первые мгновения Большого взрыва (всего через 10^-35 секунд после него), до того, как она стала чересчур громоздкой. От малых размеров и причинной связанности Вселенная расширилась необычайно быстро, со скоростью больше скорости света, многократно умножаясь всего за доли секунды. Легкие изменения плотности сгладились, и установилось тонкое равновесие тяготения и расширения, которое мы наблюдаем до сих пор.

Теория инфляции имела успех, но отношение к ней остается противоречивым. Некоторым физикам, включая Роджера Пенроуза, не нравится, что Вселенная должна была быть в некоем особом состоянии, чтобы выдать этот уникальный рывок роста. Пенроуз работает над другими моделями, в которых Большой взрыв лишь один из прецедентов творения в целой серии вселенских рождений и смертей. Другие ищут необычные особенности в микроволновом фоне космоса и в распределении галактик, которые можно было бы противопоставить выводам инфляционной теории. Но на данный момент инфляция — это полезное и широко принятое объяснение.

Роджер Пенроуз