Веднага след създаването си, Вселената се разширява с невероятна скорост.
Още от 30-те години на XX век астрофизиците вече са знаели, че според закона на Хъбъл Вселената се разширява, което означава, че е имала своето начало в определен момент от миналото. Така задачата на астрофизиците външно изглеждаше проста: да проследят всички етапи на разширяването на Хъбъл в обратна хронология, прилагайки съответните физически закони на всеки етап и, след като извървяха този път до края - по-точно, до самото начало - да разберем как точно се е случило всичко.
В края на 70-те години обаче няколко фундаментални проблема, свързани с ранната вселена, остават неразрешени, а именно:
- Проблем с антиматерията. Според законите на физиката материята и антиматерията имат еднакво право да съществуват във Вселената ( см.Античастици), но Вселената е почти изцяло съставена от материя. Защо се случи?
- Проблем с хоризонта.Според фоновата космическа радиация ( см.Голям взрив), можем да определим, че температурата на Вселената е приблизително еднаква навсякъде, но отделните й части (купове от галактики) не могат да бъдат в контакт (както се казва, те са били навън хоризонтавзаимно). Как стана така, че между тях се установи топлинно равновесие?
- Проблемът с изправянето на пространството.Изглежда, че Вселената има точно масата и енергията, необходими за забавяне и спиране на разширяването на Хъбъл. Защо от всички възможни маси Вселената има точно това?
Ключът към решаването на тези проблеми беше идеята, че веднага след раждането си Вселената е много плътна и много гореща. Цялата материя в него беше нажежена маса от кварки и лептони ( см.Стандартен модел), който нямаше начин да се комбинира в атоми. Различните сили, действащи в съвременната Вселена (като електромагнитни и гравитационни сили), тогава съответстват на едно поле на взаимодействие на сила ( см.Универсални теории). Но когато Вселената се разширява и охлажда, хипотетичното единно поле се разпада на няколко сили ( см.Ранна Вселена).
През 1981 г. американският физик Алън Гът осъзнава, че отделянето на силни взаимодействия от едно поле, което се случва около 10 -35 секунди след раждането на Вселената (само помислете - това са 34 нули и единици след десетичната запетая!), Това беше повратна точка в неговото развитие. Се случи фазов преходматерията от едно състояние в друго в мащаба на Вселената е явление, подобно на превръщането на водата в лед. И както когато водата замръзне, нейните произволно движещи се молекули внезапно „хващат“ и образуват строга кристална структура, така под въздействието на освободените силни взаимодействия настъпва моментално преструктуриране, своеобразна „кристализация“ на материята във Вселената.
Всеки, който е виждал как водопроводни тръби или тръби на автомобилен радиатор се спукват при силна слана, веднага щом водата в тях се превърне в лед, той знае от собствения си опит, че водата се разширява, когато замръзне. Алън Гут успя да покаже, че когато силните и слабите взаимодействия бяха разделени, във Вселената се случи нещо подобно - прекъснато разширяване. Това е разширение, наречено инфлационен, е много пъти по-бързо от обичайното разширение на Хъбъл. За около 10 -32 секунди Вселената се разшири с 50 порядъка - тя беше по-малка от протон и стана с размерите на грейпфрут (за сравнение: водата се разширява само с 10%, когато замръзне). И това бързо инфлационно разширяване на Вселената премахва два от горните три проблема, директно ги обяснява.
Решение проблеми с изправянето на пространствотоСледният пример най-ясно демонстрира: Представете си координатна мрежа, начертана върху тънка еластична карта, която след това се мачка произволно. Ако сега вземем и силно разклатим тази смачкана еластична карта на буца, тя ще се върне в плоска форма и координатните линии върху нея ще се възстановят, колкото и да я деформираме, когато сме я мачкали. По същия начин, колкото и извито да е било пространството на Вселената в момента на началото на нейното инфлационно разширяване, основното е, че след завършването на това разширение пространството е напълно сплескано. И тъй като от теорията на относителността знаем, че кривината на пространството зависи от количеството материя и енергия в него, става ясно защо във Вселената има точно толкова материя, колкото е необходимо за балансиране на разширяването на Хъбъл.
Обяснява инфлационния модел и проблем с хоризонтамакар и не толкова просто. От теорията за излъчването на черното тяло знаем, че излъчването на тялото зависи от неговата температура. По този начин можем да определим тяхната температура от емисионните спектри на отдалечени части на Вселената. Такива измервания дадоха зашеметяващи резултати: оказа се, че във всяка наблюдавана точка от Вселената температурата (с грешка в измерването до четири знака след десетичната запетая) е една и съща. Ако изхождаме от модела на обичайното разширение на Хъбъл, тогава материята непосредствено след Големия взрив трябва да се е разпръснала твърде далеч, за да се изравнят температурите. Според инфлационния модел материята на Вселената до момента t = 10 -35 секунди остава много по-компактна, отколкото по време на разширяването на Хъбъл. Този изключително кратък период беше напълно достатъчен за установяване на топлинно равновесие, което не беше нарушено на етапа на инфлационна експанзия и се запази и до днес.
Американски физик, специалист в областта на елементарните частици и космологията. Роден в Ню Брънзуик, Ню Джърси. Получава докторска степен от Масачузетския технологичен институт, където се завръща през 1986 г., ставайки професор по физика. Гут развива своята теория за инфлационното разширяване на Вселената в Станфордския университет, изучавайки теорията на елементарните частици. Той е известен с рецензията си за Вселената като „безкрайна самостоятелно сглобена покривка за маса“.
В който той накратко описва възникването и развитието на теорията за инфлационната вселена, която дава ново обяснение за Големия взрив и предсказва съществуването на много други вселени наред с нашата.
Космологията по някакъв начин е сродна на философията. Първо, от гледна точка на обширността на своя предмет на изследване, това е цялата Вселена като цяло. Второ, поради факта, че някои от помещенията в него се приемат от учените за допустими без възможност за провеждане на какъвто и да е проверителен експеримент. Трето, предсказуемата сила на много космологични теории ще работи само ако успеем да влезем в други вселени - което не може да се очаква.
От всичко това обаче изобщо не следва, че съвременната космология е толкова размахваща ръка и не съвсем научна област, в която, подобно на древните гърци, можете да лежите в сянката на дърветата и да правите хипотези за броя на измеренията на пространството -време - десет от тях или единадесет? Космологичните модели се основават на данни от наблюдения от астрономията и колкото повече от тези данни, толкова повече материал за космологични модели - които трябва да свържат и съгласуват тези данни помежду си. Трудността е, че в космологията се повдигат фундаментални въпроси, които изискват някои първоначални предположения, които се избират от авторите на моделите въз основа на личните им представи за хармонията на Вселената. В това, като цяло, няма нищо изключително: когато изграждате някаква теория, трябва да вземете някои референтни точки. Просто за космологията, която оперира в най-големите мащаби на пространството и времето, е особено трудно да ги изберем.
Първо, няколко важни определения.
Космологията е наука, която изучава свойствата на нашата Вселена като цяло. Все още обаче няма унифицирана теория, която да описва всичко, което се случва и някога се е случвало. Сега има четири основни космологични модела, които се опитват да опишат произхода и еволюцията на Вселената и всеки от тях има своите плюсове и минуси, своите привърженици и противници. Моделът Lambda-CDM се счита за най-авторитетния, макар и не безспорен. Важно е да се разбере, че космологичните модели не непременно се конкурират един с друг. Те просто могат да опишат фундаментално различни етапи на еволюция. Например Labmda-CDM изобщо не разглежда въпроса за Големия взрив, въпреки че перфектно обяснява всичко, което се случи след него.
Структура на мултивселена с мехурчета от мини вселена в нея.
Модел: Андрей Линде
Изненадващо в това е, че космологичната константа (тоест енергията на вакуума) не се променя във времето с разширяването на Вселената, докато плътността на материята просто се променя доста предвидимо и зависи от обема на пространството. Оказва се, че в ранната Вселена плътността на материята е била много по-висока от плътността на вакуума; в бъдеще, с разширяването на галактиките, плътността на материята ще намалява. Така че защо точно сега, когато можем да ги измерим, те са толкова близки по стойност един до друг?
Единственият известен начин да се обясни такова невероятно съвпадение, без да се привличат каквито и да било ненаучни хипотези, е възможен само с помощта на антропния принцип и инфлационния модел - тоест от множество съществуващи вселени животът е възникнал в една, където космологичната константа в даден момент от времето се оказва, че е равно на плътността на материята (това от своя страна определя времето, изминало от началото на инфлацията, и дава достатъчно време за образуването на галактики, образуването на тежки елементи и развитието на живот).
Друг повратен момент в развитието на инфлационния модел е публикуването през 2000 г. на статия от Бусо и Полчински, в която те предлагат да се използва теорията на струните за обяснение на голям набор от различни видове вакуум, във всеки от които космологичната константа може да вземе на различни стойности. И когато един от основателите на самата теория на струните, Леонард Съскинд, се присъедини към работата по обединяването на теорията на струните и инфлационния модел, това не само помогна за съставянето на по-пълна картина на това, което сега се нарича "антропен пейзаж на теорията на струните". “, но и по някакъв начин добави тежестта на целия модел в научния свят. Броят на статиите за инфлацията се е увеличил през годината от четири на тридесет и две.
Инфлационният модел твърди, че не само обяснява фината настройка на фундаменталните константи, но също така помага да се открият някои от основните параметри, които определят величината на тези константи. Факт е, че днес в Стандартния модел има 26 параметъра (космологичната константа беше последната открита), които определят величината на всички константи, които някога сте срещали в курса по физика. Това е доста и Айнщайн вече вярваше, че броят им може да бъде намален. Той предложи теорема, която според него в момента не може да бъде повече от вяра, че в света няма произволни константи: тя е толкова мъдро изградена, че трябва да има някакви логически връзки между привидно напълно различни величини. В инфлационния модел тези константи могат да бъдат само параметър на околната среда, който ни изглежда локално непроменен поради ефекта на инфлацията, въпреки че ще бъде напълно различен в друга част на Вселената и се определя от все още неидентифицирани, но със сигурност съществуващи наистина фундаментални параметри.
В края на статията Линде пише, че критиката към инфлационния модел често се основава на факта, че няма да можем да проникнем в други вселени в обозримо бъдеще. Следователно е невъзможно да се тества теорията и все още нямаме отговори на най-основните въпроси: Защо Вселената е толкова голяма? Защо е хомогенен? Защо е изотропна и не се върти като нашата галактика? Ако обаче погледнете на тези въпроси от различен ъгъл, се оказва, че дори и без пътуване до други мини-вселени, имаме много експериментални данни. Като размер, равнина, изотропия, хомогенност, стойността на космологичната константа, съотношението на масите на протона и неутрона и т.н. И днес единственото разумно обяснение за това и много други експериментални данни е дадено в рамките на теорията на мултивселената и следователно в модела на инфлационната космология.
, 1990. Андрей Линде
"Антропичният пейзаж на теорията на струните" 2003 г. Леонард Съскинд
Марат Мусин
Защо тридесет и трима известни учени от различни специализации, начело със Стивън Хокинг, вдигнаха оръжие срещу трима астрофизици, по какви сценарии е формирана нашата Вселена и дали инфлационната теория за нейното разширяване е вярна, сайтът разбра заедно със специалисти.
Стандартната теория за Големия взрив и нейните проблеми
Горещата теория за Големия взрив е установена в средата на 20-ти век и става общоприета няколко десетилетия след откриването на реликтовата радиация. Той обяснява много свойства на Вселената около нас и предполага, че Вселената е възникнала от някакво първоначално единично състояние (формално безкрайно плътно) и оттогава непрекъснато се разширява и охлажда.
Самото микровълново фоново излъчване - светлинно "ехо", което се роди само 380 000 години след Големия взрив - се оказа невероятно ценен източник на информация. Лъвският дял от съвременната наблюдателна космология е свързан с анализа на различни параметри на реликтната радиация. Той е доста хомогенен, средната му температура в различни посоки варира в скала от само 10 -5 и тези нехомогенности са равномерно разпределени по небето. Във физиката това свойство се нарича статистическа изотропия. Това означава, че локално тази стойност се променя, но глобално всичко изглежда същото.
Схема за разширяване на Вселената
НАСА / Научен екип на WMAP / Wikimedia Commons
Изследвайки смущенията на реликтната радиация, астрономите изчисляват с висока точност много величини, които характеризират Вселената като цяло: съотношението на обикновената материя, тъмната материя и тъмната енергия, възрастта на Вселената, глобалната геометрия на Вселената, приноса на неутрино до еволюцията на мащабна структура и други.
Въпреки „общоприетата“ теория за Големия взрив, тя имаше и недостатъци: не даде отговор на някои въпроси за произхода на Вселената. Основните от тях се наричат "проблемът с хоризонта" и "проблемът с плоскостта".
Първият е свързан с факта, че скоростта на светлината е крайна, а реликтното излъчване е статистически изотропно. Факт е, че в момента на раждането на реликтното излъчване дори светлината не е имала време да премине разстоянието между онези далечни една от друга точки в небето, откъдето я улавяме днес. Следователно не е ясно защо различните региони са толкова сходни, тъй като те все още не са успели да обменят сигнали от раждането на Вселената, причинно-следствените им хоризонти не се пресичат.
Вторият проблем, проблемът с плоскостта, е свързан с неразличимата от нула (на нивото на прецизност на съвременните експерименти) глобална кривина на пространството. Просто казано, в големи мащаби пространството на Вселената е плоско и от теорията за горещия Големия взрив не следва, че плоското пространство е по-предпочитано от другите кривини. Следователно, близостта на тази стойност до нула поне не е очевидна.
Тридесет и три срещу три
За да решат тези проблеми, астрономите са създали следващото поколение космологични теории, най-успешната от които е теорията за инфлационното разширяване на Вселената (наричана по-просто теория на инфлацията). Покачването на цените на стоките няма нищо общо с това, въпреки че и двата термина произлизат от една и съща латинска дума - инфлация- "подуване на корема".
Инфлационният модел на Вселената предполага, че преди горещия етап (това, което се счита за начало на времето в обичайната теория за Големия взрив), е имало друга ера с напълно различни свойства. По това време пространството се разширяваше експоненциално бързо благодарение на специфичното поле, което го изпълваше. За малка част от секундата пространството се е разтегнало невероятен брой пъти. Това реши и двата горни проблема: Вселената се оказа като цяло хомогенна, тъй като произлиза от изключително малкия обем, който съществуваше на предишния етап. Освен това, ако в него имаше някакви геометрични неравности, те се изглаждаха по време на инфлационната експанзия.
Много учени са участвали във формирането на теорията за инфлацията. Първите модели са предложени независимо от физика, доктор на науките от университета Корнел Алън Гът в САЩ и физик-теоретик, експерт в областта на гравитацията и космологията Алексей Старобински в СССР около 1980 г. Те се различаваха по механизми (Гут смяташе за фалшив вакуум, а Старобински смяташе за модифицирана обща теория на относителността), но доведоха до подобни заключения. Някои проблеми на оригиналните модели бяха решени от съветски физик, доктор на физико-математическите науки, служител на P.N. Лебедева Андрей Линде, който въведе концепцията за бавно променящия се потенциал (бавна инфлация)и го използва, за да обясни завършването на етапа на експоненциално разширение. Следващата важна стъпка беше да се разбере, че инфлацията не генерира идеално симетрична Вселена, тъй като е необходимо да се вземат предвид квантовите флуктуации. Това направиха съветски физици, възпитаници на Московския физико-технически институт Вячеслав Муханов и Генадий Чибисов.
Норвежкият крал Харалд награждава Алън Гут, Андрей Линде и Алексей Старобински (отляво надясно) с наградата Кавли по физика. Осло, септември 2014 г.
Norsk Telegrambyra AS / Reuters
В рамките на теорията за инфлационната експанзия учените правят проверяеми прогнози, някои от които вече са потвърдени, но една от основните - съществуването на реликтни гравитационни вълни - все още не е потвърдена. Първите опити за тяхното поправяне вече се правят, но на този етап това остава извън технологичните възможности на човечеството.
Въпреки това инфлационният модел на Вселената има противници, които смятат, че е формулиран твърде широко, дотолкова, че с негова помощ може да се получи някакъв резултат. Известно време този спор продължи в научната литература, но наскоро група от трима астрофизици IS&L (съкращението се образува от първите букви на имената на учените - Ijjas, Steinhardt и Loeb - Anna Iyas, Paul Steinhardt и Abraham Loeb ) публикува популярно научно изявление за своите претенции за инфлационна космология в Scientific American. По-специално, IS&L, позовавайки се на температурната карта на CMB, получена със сателита Planck, смятат, че теорията за инфлацията не може да бъде оценена научно. Вместо теорията за инфлацията, астрофизиците предлагат своя собствена версия за развитието на събитията: предполага се, че Вселената е започнала не с Големия взрив, а с Големия отскок - бързото компресиране на някаква "предишна" Вселена.
В отговор на тази статия 33 учени, включително основателите на теорията за инфлацията (Алан Гут, Алексей Старобински, Андрей Линде) и други известни учени, като Стивън Хокинг, публикуваха писмо с отговор в същото списание, в което категорично не са съгласни с претенциите на IS&L ...
Сайтът помоли космолози и астрофизици да коментират валидността на тези твърдения, трудностите при тълкуването на прогнозите на инфлационните теории и необходимостта от преразглеждане на подхода към теорията на ранната Вселена.
Един от основателите на теорията за инфлационната експанзия, професор по физика в Станфордския университет, Андрей Линде, смята, че твърденията са пресилени, а самият подход на критиците е несправедлив: „Ако отговорите подробно, ще получите голямо научна статия, но накратко ще изглежда като агитация. Това е, което хората използват. Накратко, лидер на критиците е Щайнхард, който в продължение на 16 години се опитва да създаде алтернатива на теорията за инфлацията, а в статиите му има грешка за грешка. Е, когато самият той не успява, тогава има желание да проклина по-популярните теории, използвайки методи, добре познати от учебниците по история. Повечето теоретици са спрели да ги четат, но журналистите много ги обичат. Физиката няма почти нищо общо с това."
Сергей Миронов, доктор по физика и математика, служител на Института за ядрени изследвания на Руската академия на науките, припомня, че научната истина не може да се роди в полемика на непрофесионално ниво. Критичната статия, според него, е написана научно и разумно, обединява различни проблеми на инфлационната теория. Отзиви като тези са от съществено значение и помагат да се предотврати вкостеняването на науката.
Ситуацията обаче се променя, когато подобна дискусия премине на страниците на популярна публикация, защото дали е правилно да се популяризира нечия научна идея по този начин е спорен въпрос. В тази връзка Миронов отбелязва, че отговорът на критиките изглежда грозен, тъй като една част от авторите му изобщо не са специалисти във въпросната област, а другата сама пише популярни текстове за инфлационния модел. Миронов обръща внимание на факта, че статията в отговора е написана така, сякаш авторите дори не са чели работата на IS&L и не са внесли никакви контрааргументи към нея. Изявленията за провокативния начин, по който е написана критиката, означава, че „авторите на отговора просто си паднаха по тролинг“.
"Зрънце истина"
Въпреки това учените, включително привържениците на инфлационния модел, признават недостатъците му. Физикът Александър Виленкин, професор и директор на Института по космология към университета Тафтс в Медфорд (САЩ), който има важен принос за формирането на съвременната теория за инфлацията, отбелязва: „Има известна истина в твърденията на Steinhardt и колегите му , но смятам, че твърденията им са силно преувеличени. Инфлацията предсказва съществуването на много региони като нашия, с първоначални условия, определени от квантовите флуктуации. Теоретично всякакви начални условия са възможни с известна вероятност. Проблемът е, че не знаем как да изчислим тези вероятности. Броят на регионите от всеки тип е безкраен, така че трябва да сравнявате безкрайни числа - тази ситуация се нарича проблем с мярката. Разбира се, липсата на една единствена мярка, изведена от фундаменталната теория, е тревожен знак."
Сергей Миронов приписва гореспоменатия набор от модели на недостатъците на теорията, тъй като това позволява да се приспособи към всякакви експериментални наблюдения. Това означава, че теорията не отговаря на критерия на Попър (според този критерий една теория се счита за научна, ако може да бъде опровергана чрез експеримент - бележка на сайта)поне в обозримо бъдеще. Също така сред проблемите на теорията Миронов се позовава на факта, че в рамките на инфлацията първоначалните условия изискват фина настройка на параметрите, което го прави в известен смисъл неестествено. Специалистът по ранната Вселена, кандидат на физико-математическите науки, служител на Научния институт Гран Сасо на Националния институт по ядрена физика (Италия) Сабир Рамазанов също признава реалността на тези проблеми, но отбелязва, че съществуването им не означава непременно, че инфлационната теория е неправилна, но редица аспекти от тях наистина заслужават по-задълбочено разбиране.
Създателят на един от първите инфлационни модели, академик на Руската академия на науките, главен изследовател на Института по теоретична физика на Руската академия на науките, Алексей Старобински, обяснява, че един от най-простите модели, който Андрей Линде предложи през 1983 г. , наистина беше опровергано. Тя прогнозира твърде много гравитационни вълни, така че Линде наскоро посочи, че инфлационните модели трябва да бъдат преразгледани.
Критичен експеримент
Астрономите обръщат специално внимание на факта, че важна прогноза, която стана възможна благодарение на теорията на инфлацията, беше прогнозата за реликтни гравитационни вълни. Олег Верходанов, експерт по анализа на реликтната радиация и наблюдателната космология, доктор на физико-математическите науки, водещ изследовател в Специалната астрофизична обсерватория на Руската академия на науките, смята тази прогноза за значим наблюдателен тест за най-простите варианти на инфлационна експанзия, докато за критикуваната теория за „Големия отскок“ такъв решаващ никакъв експеримент.
Илюстрация на теорията за големия отскок
Wikimedia Commons
Следователно ще може да се говори за различна теория само ако се наложат сериозни ограничения върху реликтните вълни. Сергей Миронов също така нарича потенциалното откриване на такива вълни сериозен аргумент в полза на инфлацията, но отбелязва, че досега тяхната амплитуда е само ограничена, което вече направи възможно отхвърлянето на някои опции, които се заменят с други, които не предвиждат твърде много силни първични гравитационни смущения. Сабир Рамазанов е съгласен с важността на този тест и освен това смята, че инфлационната теория не може да се счита за доказана, докато това явление не бъде открито чрез наблюдение. Следователно, докато ключовата прогноза на инфлационния модел за съществуването на първични гравитационни вълни с плосък спектър не е потвърдена, е твърде рано да се говори за инфлацията като физическа реалност.
"Верният отговор, от който усърдно се опитват да отклонят читателя"
Алексей Старобински разгледа подробно твърденията на IS&L. Той идентифицира три основни твърдения.
Твърдение 1. Инфлацията предсказва всичко. Или нищо.
„Правилният отговор, от който усърдно се опитват да отклонят читателя на IS&L, е, че думи като „инфлация“, „квантова теория на полето“, „модел на елементарни частици“ са много общи: те съчетават много различни модели, различаващи се по степента на сложност (например броят на видовете неутрино) ”, обяснява Старобински.
След като учените фиксират безплатните параметри, включени във всеки конкретен модел от експерименти или наблюдения, прогнозите на модела се считат за недвусмислени. Съвременният Стандартен модел на елементарните частици съдържа около 20 такива параметъра (това са основно кваркови маси, неутрино маси и техния ъгъл на смесване). Най-простият жизнеспособен инфлационен модел съдържа само един такъв параметър, чиято стойност се фиксира от измерената амплитуда на първоначалния спектър на нехомогенностите на материята. След това всички останали прогнози са недвусмислени.
Академикът уточнява: „Разбира се, може да се усложни чрез добавяне на нови термини от различно физическо естество, всеки от които ще влезе с нов свободен числов параметър. Но, първо, в този случай прогнозите няма да бъдат "нищо", а сигурни. И второ, и това е най-важното, днешните наблюдения показват, че тези термини не са необходими, при сегашното ниво на точност от порядъка на 10% няма такива!“
Твърдение 2. Малко вероятно е в разглежданите модели изобщо да настъпи инфлационен етап, тъй като в тях потенциалната енергия на инфлатона има дълго плоско „плато”.
„Твърдението е невярно“, категоричен е Старобински. „В моите работи през 1983 и 1987 г. беше доказано, че инфлационният режим в моделите от този тип е общ, тоест възниква в набор от начални условия с ненулева мярка.“ Впоследствие това беше доказано с по-строги математически критерии, с числени симулации и т.н.
Резултатите от експеримента на Планк, според Старобински, поставят под въпрос гледната точка, многократно изразявана от Андрей Линде. Според него инфлацията непременно трябва да започне от планковската плътност на материята и, започвайки от този ограничаващ параметър за класическото описание на пространство-времето, материята е разпределена равномерно. В обсъдените по-горе доказателства обаче това не се предполага. Тоест в моделите от този тип, преди етапа на инфлационно разширение, има анизотропен и нехомогенен етап от еволюцията на Вселената с по-голяма кривина на пространство-времето, отколкото по време на инфлация.
„За да стане по-ясно, нека използваме следната аналогия“, обяснява космологът. - В общата теория на относителността едно от общите решения е въртящите се черни дупки, описани от метриката на Кер. Това, че черните дупки са често срещани решения, не означава, че са навсякъде. Например, те не са в Слънчевата система и в нейната близост (за наше щастие). А това означава, че след като търсим, определено ще ги намерим. И така се случи." В случай на инфлация се случва същото - този междинен етап не присъства във всички решения, а в достатъчно широк клас от тях, така че може да възникне в една единствена реализация, тоест за нашата Вселена, която съществува в един случай. Доколко вероятно това е еднократно събитие обаче се определя изцяло от нашите хипотези за това какво е предшествало инфлацията.
Твърдение 3. Квантовият феномен „вечна инфлация”, който се среща в почти всички инфлационни модели и води до появата на мултивселената, води до пълна несигурност в прогнозите на инфлационния сценарий: „Случва се всичко, което може да се случи”.
„Твърдението е отчасти невярно, отчасти ирелевантно за наблюдаваните ефекти в нашата Вселена“, категорично признава академикът. - Въпреки че думите в кавички са заети от IS&L от рецензиите на Виленкин и Гут, значението им е изкривено. Там те стояха в различен контекст и означаваха не повече от банална забележка дори за ученик, че уравненията на физиката (например механиката) могат да бъдат решени за всякакви начални условия: някъде и някой ден тези условия се реализират.
Защо „вечната инфлация” и формирането на „мултивселената” не засягат всички процеси в нашата Вселена след края на инфлационния етап? Въпросът е, че те се появяват извън нашия светлинен конус от миналото (между другото, също и на бъдещето), ”, обяснява Старобински. Следователно не е възможно да се каже еднозначно дали те се случват в нашето минало, настояще или бъдеще. „Строго погледнато, това е вярно до експоненциално малки квантово-гравитационни ефекти, но във всички съществуващи последователни изчисления такива ефекти винаги са били пренебрегвани“, подчертава академикът.
„Не искам да кажа, че не е интересно да изследваме какво се крие извън нашия светлинен конус от миналото“, продължава Старобински, „но това все още не е пряко свързано с данни от наблюдения. Но и тук IS&L обърква читателя: ако описанието на „вечна инфлация“ е правилно, то при дадените условия в началото на инфлационния етап не възниква произвол в прогнозите (въпреки че не всички мои колеги са съгласни с това). Освен това много прогнози, по-специално спектърът на нехомогенността на материята и гравитационните вълни, възникващи в края на инфлацията, изобщо не зависят от тези начални условия “, добавя космологът.
„Няма спешна нужда от преразглеждане на основите на физиката на ранната Вселена“
Олег Верходанов отбелязва, че засега няма причина да се изоставя настоящата парадигма: „Разбира се, инфлацията има място за интерпретация – семейство модели. Но дори и сред тях можете да изберете най-подходящото за разпределението на петната на CMB картата. Досега повечето резултати от мисията на Планк са в полза на инфлацията. Алексей Старобински отбелязва, че първият модел със степента на де Ситер, който предшества горещия Големия взрив, който той предложи през 1980 г., е в добро съответствие с данните от експеримента на Планк, към който IS&L привличат. (по време на етапа на de-Sitter, който продължи около 10-35 секунди, Вселената бързо се разширяваше, вакуумното запълване, което я запълваше, изглеждаше разтеглено, без да променя свойствата си, - бележка на сайта).
Като цяло Сабир Рамазанов е съгласен с него: „Няма прогнози - гаусовата природа на спектъра на първичните смущения, отсъствието на постоянни режими на кривина, наклона на спектъра - бяха потвърдени в данните на WMAP и Planck. Инфлацията заслужено играе доминираща роля като теорията за ранната вселена. В момента няма спешна нужда от преразглеждане на основите на физиката на ранната Вселена." Космологът Сергей Миронов също признава положителните качества на тази теория: "Самата идея за инфлация е изключително елегантна, тя може да реши всички фундаментални проблеми на теорията за горещия Големия взрив с един замах."
„Като цяло резултатът от статията за IS&L е празно бърборене от началото до края“, обобщава Старобински. "Това няма нищо общо с истинските проблеми, върху които космолозите работят в момента." И в същото време академикът добавя: „Друго е, че всеки модел – като общата теория на относителността на Айнщайн, както съвременният модел на елементарните частици, така и моделът на инфлацията – не е последната дума в науката. Той винаги е само приблизителен и при някакво ниво на точност със сигурност ще се появят малки корекции към него, от които ще научим много, тъй като зад тях ще стои нова физика. Точно тези малки корекции търсят астрономите сега."
В средата на 70-те години на миналия век физиците започват да работят върху теоретични модели на Великото обединение на трите фундаментални взаимодействия - силно, слабо и електромагнитно. Много от тези модели доведоха до заключението, че много масивни частици, носещи единичен магнитен заряд, трябва да са били в изобилие малко след Големия взрив. Когато възрастта на Вселената достигна 10-36 секунди (според някои оценки, дори малко по-рано), силното взаимодействие се отдели от електрослабото и придоби независимост. В този случай точкови топологични дефекти с маса 10 15 - 10 16 по-голяма от масата на протон, който все още не е съществувал, се образуват във вакуум. Когато от своя страна електрослабото взаимодействие се раздели на слабо и се появи електромагнитен и реален електромагнетизъм, тези дефекти придобиха магнитни заряди и започнаха нов живот - под формата на магнитни монополи.
 |
Разделянето на фундаменталните взаимодействия в нашата ранна Вселена имаше характер на фазов преход. При много високи температури бяха комбинирани фундаментални взаимодействия, но при охлаждане под критичната температура не се случи разделяне (това може да се сравни с преохлаждането на водата). В този момент енергията на скаларното поле, свързана с обединението, надвишава температурата на Вселената, което надарява полето с отрицателно налягане и предизвиква космологична инфлация. Вселената започна да се разширява много бързо и в момента на нарушаване на симетрията (при температура около 10 28 К) размерите й се увеличиха 10 50 пъти. Скаларното поле, свързано с обединяването на взаимодействията, изчезна и неговата енергия се трансформира в по-нататъшно разширяване на Вселената. |
ГОРЕЩО РАЖДАНЕ |
Този красив модел представи космологията с неприятен проблем. "Северните" магнитни монополи се анихилират при сблъсък с "южните", но иначе тези частици са стабилни. Поради огромната нанограмна маса по стандартите на микросвета, скоро след раждането, те бяха принудени да забавят до нерелативистични скорости, да се разпръснат в пространството и да оцелеят до нашето време. Според стандартния модел на Големия взрив, тяхната текуща плътност трябва приблизително да съвпада с плътността на протоните. Но в този случай общата плътност на космическата енергия би била поне квадрилион пъти по-висока от реалната.
Всички опити за откриване на монополи досега са се провалили. Търсенето на монополи в железни руди и морска вода показа, че съотношението на техния брой към броя на протоните не надвишава 10 -30. Или тези частици изобщо не съществуват в нашия регион на космоса, или са толкова малко, че инструментите не могат да ги регистрират, въпреки ясния магнитен подпис. Това се потвърждава от астрономически наблюдения: наличието на монополи трябва да повлияе на магнитните полета на нашата Галактика, но това не е открито.
Разбира се, може да се предположи, че изобщо никога не е имало монополи. Някои модели за комбиниране на фундаментални взаимодействия всъщност не предписват тяхното възникване. Но проблемите с хоризонта и плоската вселена остават. Случи се така, че в края на 70-те години космологията се сблъска със сериозни препятствия, които очевидно изискват нови идеи за преодоляване.
ОТРИЦАТЕЛНО НАЛЯГАНЕ
И тези идеи не се появиха бавно. Основната беше хипотезата, според която в космическото пространство освен материя и радиация има скаларно поле (или полета), което създава отрицателно налягане. Тази ситуация изглежда парадоксална, но се среща в ежедневието. Система с положително налягане, като сгъстен газ, губи енергия, докато се разширява и охлажда. Еластичната лента, от друга страна, е в състояние с отрицателно налягане, тъй като за разлика от газа се стреми не да се разширява, а да се свива. Ако такава лента се разтегне бързо, тя ще се нагрее и нейната топлинна енергия ще се увеличи. По време на разширяването на Вселената поле с отрицателно налягане натрупва енергия, която при освобождаване е способна да генерира частици и кванти светлина.
ПЛОСКИ ПРОБЛЕМ |
АСТРОНОМИТЕ ВЕЧЕ СА СИ БИЛИ СИ СИГУРНИ, ЧЕ АКО НАСТОЯЩОТО КВЪРШО ПРОСТРАНСТВО Е ДЕФОРМИРАНО, ТОВА Е УМЕРЕНО. |
ПЛОСКИ ПРОБЛЕМ |
Отрицателното налягане може да бъде с различна величина. Но има специален случай, когато тя е равна на плътността на космическата енергия с противоположен знак. В тази ситуация тази плътност остава постоянна с разширяването на пространството, тъй като отрицателното налягане компенсира нарастващото „разреждане“ на частици и светлинни кванти. От уравненията на Фридман-Леметър следва, че Вселената в този случай се разширява експоненциално.
Хипотезата за експоненциално разширение решава и трите горепосочени проблема. Да предположим, че Вселената е възникнала от малък „мехур“ от силно извито пространство, което е претърпяло трансформация, която е надарила пространството с отрицателно налягане и по този начин го е принудила да се разширява експоненциално. Естествено, след изчезването на този натиск, Вселената ще се върне към предишното „нормално“ разширение.
РАЗРЕШАВАНЕ НА ПРОБЛЕМ
Ще приемем, че радиусът на Вселената преди достигане на експоненциала е бил само няколко порядъка по-голям от дължината на Планк, 10 -35 м. Ако в експоненциалната фаза тя нарасне, да речем, 10 50 пъти, то до края си ще достигат хиляди светлинни години. Каквато и да е разликата в параметъра на кривината на пространството от единица преди началото на разширяването, до края му той ще намалее 10 -100 пъти, тоест пространството ще стане идеално плоско!
Проблемът с монополите се решава по подобен начин. Ако топологичните дефекти, които станаха техните предшественици, са възникнали преди или дори в процеса на експоненциално разширение, тогава до края му те трябва да се отдалечат един от друг на гигантски разстояния. Оттогава Вселената се е разширила значително и плътността на монополите е спаднала до почти нула. Изчисленията показват, че дори да разгледате космически куб с ръб от милиард светлинни години, тогава с най-висока степен на вероятност няма да има нито един монопол.
Хипотезата за експоненциално разширение също предлага просто решение на проблема с хоризонта. Да предположим, че размерът на ембрионалния „мехур“, който постави основата на нашата Вселена, не надвишава пътя, който светлината е имала да измине след Големия взрив. В този случай в него може да се установи термично равновесие, което осигурява равенство на температурите в целия обем, което се запазва при експоненциално разширение. Подобно обяснение присъства в много учебници по космология, но можете и без него.
ОТ ЕДИН МЕХУР
В началото на 70-те и 80-те години няколко теоретици, първият от които е съветският физик Алексей Старобински, разглеждат модели на ранната еволюция на Вселената с кратък етап на експоненциално разширение. През 1981 г. американецът Алън Гът публикува статия, която привлича широко внимание към тази идея. Той беше първият, който осъзна, че подобно разширение (най-вероятно, завършващо на възраст от 10 -34 s) премахва проблема с монополите, с който първоначално се занимаваше, и посочва пътя за разрешаване на несъответствията с плоската геометрия и хоризонта . Гът добре нарече тази експанзия космологична инфлация и терминът стана общоприет.
ТАМ, ОТВЪД ХОРИЗОНТА |
ПРОБЛЕМЪТ ЗА ХОРИЗОНТА Е СВЪРЗАН С РЕЛИКТНА РАДИАЦИЯ ОТ ВСЯКА ТОЧКА НА ХОРИЗОНТА, КОЯТО Е ДОШЛА, ТЕМПЕРАТУРАТА МУ Е ПОСТОЯННА С ТОЧНОСТ ДО 0,001%. |
ПЛОСКИ ПРОБЛЕМ |
Но моделът на Гут все още имаше сериозен недостатък. Тя допусна появата на много инфлационни области, претърпяващи сблъсъци помежду си. Това доведе до образуването на силно неуредено пространство с нехомогенна плътност на материята и радиацията, което е напълно различно от реалното пространство. Скоро обаче Андрей Линде от Института по физика на Академията на науките (FIAN) и малко по-късно Андреас Албрехт с Пол Щайнхард от Университета на Пенсилвания показаха, че ако промените уравнението на скаларното поле, тогава всичко си идва на мястото. Оттук следваше сценарият, според който цялата ни наблюдаема Вселена възниква от един вакуумен балон, отделен от други инфлационни региони на невъобразимо големи разстояния.
ХАОТИЧНА ИНФЛАЦИЯ
През 1983 г. Андрей Линде прави друг пробив, развивайки теорията за хаотичната инфлация, която дава възможност да се обясни както съставът на Вселената, така и хомогенността на реликтната радиация. По време на инфлацията всички предишни прекъсвания в скаларното поле се разтягат до такава степен, че на практика изчезват. В последния етап на инфлацията това поле започва бързо да се колебае близо до минимума на потенциалната си енергия. В същото време се раждат в изобилие частици и фотони, които интензивно взаимодействат помежду си и достигат равновесна температура. Така че в края на инфлацията имаме плоска гореща Вселена, която след това се разширява според сценария на Големия взрив. Този механизъм обяснява защо днес наблюдаваме реликтно излъчване с незначителни температурни флуктуации, които могат да бъдат приписани на квантовите флуктуации в първата фаза на Вселената. По този начин теорията за хаотичната инфлация решава проблема с хоризонта дори без предположението, че преди началото на експоненциалното разширение зародишната вселена е била в състояние на топлинно равновесие.
Според модела на Линде, разпределението на материята и радиацията в пространството след инфлацията просто трябва да бъде почти идеално равномерно, с изключение на следите от първични квантови флуктуации. Тези флуктуации доведоха до локални флуктуации на плътността, които с течение на времето доведоха до галактически купове и космическите празнини, които ги разделят. Много е важно, че без инфлационно "разтягане" флуктуациите биха били твърде слаби и не биха могли да се превърнат в семена на галактики. Като цяло инфлационният механизъм притежава изключително мощно и универсално космологично творчество – ако щете, той се явява като универсален демиург. Така че заглавието на тази статия в никакъв случай не е преувеличение.
В мащаб от порядъка на стотни от размера на Вселената (сега тя е стотици мегапарсеки) нейният състав беше и остава хомогенен и изотропен. В мащаба на целия космос обаче хомогенността изчезва. Инфлацията спира в една област и започва в друга и така нататък до безкрай. Това е самовъзпроизвеждащ се безкраен процес, който генерира разклонен набор от светове – Мултивселената. Там едни и същи фундаментални физически закони могат да бъдат реализирани под различни форми – например вътрешноядрените сили и зарядът на електрона в други вселени може да се окажат различни от нашите. Тази фантастична картина в момента се обсъжда напълно сериозно както от физици, така и от космолози.
ИДЕИ ЗА БОРБА
„Основните идеи на инфлационния сценарий са формулирани преди три десетилетия“, обяснява Андрей Линде, един от авторите на инфлационната космология, професор в Станфордския университет. - След това основната задача беше да се разработят реалистични теории, базирани на тези идеи, но само критериите за реализъм са се променяли повече от веднъж. През 80-те години на миналия век доминиращата гледна точка беше, че инфлацията може да бъде разбрана с помощта на моделите на Великото обединение. Тогава надеждите избледняха и инфлацията започна да се тълкува в контекста на теорията на супергравитацията, а по-късно - на теорията на суперструните. Този път обаче се оказа много труден. Първо, и двете теории използват изключително сложна математика, и второ, те са проектирани по такъв начин, че е много, много трудно да се приложи инфлационен сценарий с тяхна помощ. Следователно напредъкът тук се оказа доста бавен. През 2000 г. трима японски учени със значителни затруднения получиха модел на хаотична инфлация в рамките на теорията на супергравитацията, която бях изобретил почти 20 години по-рано. Три години по-късно ние от Станфорд направихме работа, която показа фундаменталната възможност за конструиране на инфлационни модели с помощта на теорията на суперструните и обясни четириизмерността на нашия свят на нейната основа. По-конкретно, ние открихме, че по този начин е възможно да се получи вакуумно състояние с положителна космологична константа, която е необходима за задействане на инфлация. Нашият подход е успешно разработен от други учени и това допринесе значително за напредъка на космологията. Сега е ясно, че теорията на суперструните позволява огромен брой вакуумни състояния да доведат до експоненциално разширяване на Вселената.
Сега трябва да направим още една стъпка и да разберем структурата на нашата Вселена. Тези работи са в ход, но срещат огромни технически трудности и какъв ще е резултатът все още не е ясно. През последните две години аз и моите колеги работихме върху семейство хибридни модели, които разчитат както на суперструни, така и на супергравитация. Има напредък, вече сме в състояние да опишем много неща от реалния живот. Например, ние сме близо до разбирането защо плътността на вакуумната енергия сега е толкова ниска, която е само три пъти по-голяма от плътността на частиците и радиацията. Но трябва да продължим напред. Очакваме с нетърпение резултатите от наблюденията от космическата обсерватория на Планк, която измерва спектралните характеристики на CMB с много висока разделителна способност. Възможно е показанията на нейните инструменти да поставят под ножа цели класове инфлационни модели и да дадат тласък на развитието на алтернативни теории.
Инфлационната космология може да се похвали с редица забележителни постижения. Тя предсказа плоската геометрия на нашата Вселена много преди астрономите и астрофизиците да потвърдят този факт. До края на 90-те години се смяташе, че при пълно отчитане на цялата материя на Вселената, числената стойност на параметъра Ω не надвишава 1/3. Откриването на тъмната енергия беше необходимо, за да се увери, че тази стойност е практически равна на единица, както следва от инфлационния сценарий. Температурните флуктуации на CMB бяха предвидени и техният спектър беше изчислен предварително. Има много такива примери. Няколко пъти са правени опити за опровергаване на инфлационната теория, но никой не успява. Освен това, според Андрей Линде, през последните години се е развила концепцията за множество вселени, чието формиране може да се нарече научна революция: „Въпреки своята незавършеност, тя става част от културата на ново поколение на физици и космолози“.
ВИНАГИ С ЕВОЛЮЦИЯ
„Инфлационната парадигма сега се прилага в много варианти, сред които няма признат лидер“, казва Александър Виленкин, директор на Института по космология към университета Тафтс. - Има много модели, но никой не знае кой е правилният. Затова не бих говорил за някакъв драматичен напредък, постигнат през последните години. И все още има достатъчно трудности. Например, не е напълно ясно как да се сравнят вероятностите от събития, предвидени от конкретен модел. Във вечната вселена всяко събитие трябва да се случи безброй пъти. Така че, за да изчислите вероятностите, трябва да сравните безкрайностите, което е много трудно. Има и нерешен въпрос за настъпването на инфлацията. Най-вероятно не можете без него, но все още не е ясно как да стигнете до него. И все пак инфлационната картина на света няма сериозни конкуренти. Бих я сравнил с теорията на Дарвин, която в началото също имаше много несъответствия. Тя обаче нямаше алтернатива и в крайна сметка спечели признанието на учените. Струва ми се, че концепцията за космологична инфлация ще се справи перфектно с всички трудности.
Един от фрагментите от първата микросекунда от живота на Вселената изигра огромна роля в нейната по-нататъшна еволюция.
Загуба на комуникация Реликтовата радиация, която сега виждаме от Земята, идва от разстояние от 46 милиарда светлинни години (в съпътстваща скала), след като е пътувала малко под 14 милиарда години. Въпреки това, когато тази радиация започна своето пътуване, Вселената беше само на 300 000 години. През това време светлината може да измине път, съответно, само 300 000 светлинни години (малки кръгове), а двете точки на илюстрацията просто не могат да комуникират една с друга - космологичните им хоризонти не се пресичат.
Алексей Левин
Концептуалният пробив стана възможен благодарение на една много красива хипотеза, родена в опитите да се намери изход от три сериозни несъответствия на теорията за Големия взрив – проблемът за плоската вселена, проблемът за хоризонта и проблемът с магнитните монополи.
Рядка частица
В средата на 70-те години на миналия век физиците започват да работят върху теоретични модели на Великото обединение на трите фундаментални взаимодействия - силно, слабо и електромагнитно. Много от тези модели доведоха до заключението, че много масивни частици, носещи единичен магнитен заряд, трябва да са били в изобилие малко след Големия взрив. Когато възрастта на Вселената достигна 10-36 секунди (според някои оценки, дори малко по-рано), силното взаимодействие се отдели от електрослабото и придоби независимост. В този случай точкови топологични дефекти с маса 10 15 -10 16 по-голяма от масата на протон, който все още не е съществувал, се образуват във вакуум. Когато от своя страна електрослабото взаимодействие се раздели на слабо и се появи електромагнитен и реален електромагнетизъм, тези дефекти придобиха магнитни заряди и започнаха нов живот - под формата на магнитни монополи.
Реликтовото излъчване, което сега виждаме от Земята, идва от разстояние от 46 милиарда светлинни години (в съпътстваща скала), след като е пътувало малко по-малко от 14 милиарда години. Въпреки това, когато тази радиация започна своето пътуване, Вселената беше само на 300 000 години. През това време светлината може да пътува, съответно, само 300 000 светлинни години (малки кръгове), а двете точки на илюстрацията просто не могат да комуникират помежду си – космологичните им хоризонти не се пресичат.
Този красив модел представи космологията с неприятен проблем. "Северните" магнитни монополи се анихилират при сблъсък с "южните", но иначе тези частици са стабилни. Поради огромната нанограмна маса по стандартите на микросвета, скоро след раждането, те бяха принудени да забавят до нерелативистични скорости, да се разпръснат в пространството и да оцелеят до нашето време. Според стандартния модел на Големия взрив, тяхната текуща плътност трябва приблизително да съвпада с плътността на протоните. Но в този случай общата плътност на космическата енергия би била поне квадрилион пъти по-висока от реалната.
Всички опити за откриване на монополи досега са се провалили. Търсенето на монополи в железни руди и морска вода показа, че съотношението на техния брой към броя на протоните не надвишава 10 -30. Или тези частици изобщо не съществуват в нашия регион на космоса, или са толкова малко, че инструментите не могат да ги регистрират, въпреки ясния магнитен подпис. Това се потвърждава от астрономически наблюдения: наличието на монополи трябва да повлияе на магнитните полета на нашата Галактика, но това не е открито.
Плосък проблем
Астрономите отдавна са убедени, че ако сегашното космическо пространство е деформирано, то е доста умерено. Моделите на Фридман и Леметр ни позволяват да изчислим каква е била тази кривина малко след Големия взрив, за да бъде в съгласие със съвременните измервания. Кривината на пространството се оценява с помощта на безразмерния параметър Ω, който е равен на съотношението на средната плътност на космическата енергия към нейната стойност, при която тази кривина става равна на нула, а геометрията на Вселената, съответно, става плоска. Преди четиридесет години вече нямаше никакво съмнение, че ако този параметър се различава от единството, то не повече от десет пъти в една или друга посока. От това следва, че една секунда след Големия взрив се е различавала от единица нагоре или надолу само с 10 -14! Тази фантастично фина настройка произволна ли е или физическа? Ето как американските физици Робърт Дике и Джеймс Пийбълс формулират проблема през 1979 г.
Разбира се, може да се предположи, че изобщо никога не е имало монополи. Някои модели за комбиниране на фундаментални взаимодействия всъщност не предписват тяхното възникване. Но проблемите с хоризонта и плоската вселена остават. Случи се така, че в края на 70-те години космологията се сблъска със сериозни препятствия, които очевидно изискват нови идеи за преодоляване.
Отрицателно налягане
И тези идеи не се появиха бавно. Основната беше хипотезата, според която в космическото пространство освен материя и радиация има скаларно поле (или полета), което създава отрицателно налягане. Тази ситуация изглежда парадоксална, но се среща в ежедневието. Система с положително налягане, като сгъстен газ, губи енергия, докато се разширява и охлажда. Еластичната лента, от друга страна, е в състояние с отрицателно налягане, тъй като за разлика от газа се стреми не да се разширява, а да се свива. Ако такава лента се разтегне бързо, тя ще се нагрее и нейната топлинна енергия ще се увеличи. По време на разширяването на Вселената поле с отрицателно налягане натрупва енергия, която при освобождаване е способна да генерира частици и кванти светлина.
Локалната геометрия на Вселената се определя от безразмерния параметър Ω: ако е по-малък от единица, Вселената ще бъде хиперболична (отворена), ако е повече, ще бъде сферична (затворена) и ако е точно равна на единица, ще е плосък. Дори много малки отклонения от единството във времето могат да доведат до значителна промяна в този параметър. Илюстрацията в синьо показва графика на параметъра за нашата Вселена.
Отрицателното налягане може да бъде с различна величина. Но има специален случай, когато тя е равна на плътността на космическата енергия с противоположен знак. В тази ситуация тази плътност остава постоянна с разширяването на пространството, тъй като отрицателното налягане компенсира нарастващото „разреждане“ на частици и светлинни кванти. От уравненията на Фридман-Леметър следва, че Вселената в този случай се разширява експоненциално.
Хипотезата за експоненциално разширение решава и трите горепосочени проблема. Да предположим, че Вселената е възникнала от малък „мехур“ от силно извито пространство, което е претърпяло трансформация, която е надарила пространството с отрицателно налягане и по този начин го е принудила да се разширява експоненциално. Естествено, след изчезването на този натиск, Вселената ще се върне към предишното „нормално“ разширение.
Разрешаване на проблем
Ще приемем, че радиусът на Вселената преди достигане на експоненциала е бил само няколко порядъка по-голям от дължината на Планк, 10 -35 м. Ако в експоненциалната фаза тя нарасне, да речем, 10 50 пъти, то до края си ще достигат хиляди светлинни години. Каквато и да е разликата в параметъра на кривината на пространството от единица преди началото на разширяването, до края му той ще намалее 10 -100 пъти, тоест пространството ще стане идеално плоско!
Проблемът с монополите се решава по подобен начин. Ако топологичните дефекти, които станаха техни предшественици, са възникнали преди или дори в процеса на експоненциално разширение, тогава до края му те трябва да се отдалечат един от друг на гигантски разстояния. Оттогава Вселената се е разширила значително и плътността на монополите е спаднала почти до нула. Изчисленията показват, че дори да разгледате космически куб с ръб от милиард светлинни години, тогава с най-висока степен на вероятност няма да има нито един монопол.
Хипотезата за експоненциално разширение също предлага просто решение на проблема с хоризонта. Нека предположим, че размерът на ембрионалния „мехур“, който постави основата на нашата Вселена, не надвишава пътя, който светлината е имала да измине след Големия взрив. В този случай в него може да се установи термично равновесие, което осигурява равенство на температурите в целия обем, което се запазва при експоненциално разширение. Подобно обяснение присъства в много учебници по космология, но можете и без него.
От един балон
В началото на 70-те и 80-те години няколко теоретици, първият от които е съветският физик Алексей Старобински, разглеждат модели на ранната еволюция на Вселената с кратък етап на експоненциално разширение. През 1981 г. американецът Алън Гът публикува статия, която привлича широко внимание към тази идея. Той беше първият, който осъзна, че подобно разширение (най-вероятно, завършващо на възраст от 10 -34 s) премахва проблема с монополите, с който първоначално се занимаваше, и посочва пътя за разрешаване на несъответствията с плоската геометрия и хоризонта . Гът добре нарече тази експанзия космологична инфлация и терминът стана общоприет.
Нормалното разширяване при скорости, по-малки от скоростта на светлината, води до факта, че цялата Вселена рано или късно ще бъде в нашия хоризонт на събитията. Инфлационното разширяване със скорости, много по-бързи от скоростта на светлината, доведе до факта, че само малка част от Вселената, образувана по време на Големия взрив, е достъпна за нашето наблюдение. Това ни позволява да решим проблема с хоризонта и да обясним една и съща температура на реликтовата радиация, идваща от различни точки на небето.
Но моделът на Гут все още имаше сериозен недостатък. Тя допусна появата на много инфлационни области, претърпяващи сблъсъци помежду си. Това доведе до образуването на силно неуредено пространство с нехомогенна плътност на материята и радиацията, което е напълно различно от реалното пространство. Скоро обаче Андрей Линде от Института по физика на Академията на науките (FIAN) и малко по-късно Андреас Албрехт с Пол Щайнхард от Университета на Пенсилвания показаха, че ако промените уравнението на скаларното поле, тогава всичко си идва на мястото. Оттук следваше сценарият, според който цялата ни наблюдаема Вселена възниква от един вакуумен балон, отделен от други инфлационни региони на невъобразимо големи разстояния.
Хаотична инфлация
През 1983 г. Андрей Линде прави друг пробив, развивайки теорията за хаотичната инфлация, която дава възможност да се обясни както съставът на Вселената, така и хомогенността на реликтната радиация. По време на инфлацията всички предишни прекъсвания в скаларното поле се разтягат до такава степен, че на практика изчезват. В последния етап на инфлацията това поле започва бързо да се колебае близо до минимума на потенциалната си енергия. В същото време се раждат в изобилие частици и фотони, които интензивно взаимодействат помежду си и достигат равновесна температура. Така че в края на инфлацията имаме плоска гореща Вселена, която след това се разширява според сценария на Големия взрив. Този механизъм обяснява защо днес наблюдаваме реликтно излъчване с незначителни температурни флуктуации, които могат да бъдат приписани на квантовите флуктуации в първата фаза на Вселената. По този начин теорията за хаотичната инфлация решава проблема с хоризонта дори без предположението, че преди началото на експоненциалното разширение зародишната вселена е била в състояние на топлинно равновесие.
Според модела на Линде, разпределението на материята и радиацията в пространството след инфлацията просто трябва да бъде почти идеално равномерно, с изключение на следите от първични квантови флуктуации. Тези флуктуации доведоха до локални флуктуации на плътността, които с течение на времето доведоха до галактически купове и космическите празнини, които ги разделят. Много е важно, че без инфлационно "разтягане" флуктуациите биха били твърде слаби и не биха могли да се превърнат в ембриони на галактиките. Като цяло инфлационният механизъм притежава изключително мощно и универсално космологично творчество – ако щете, той се явява като универсален демиург. Така че заглавието на тази статия в никакъв случай не е преувеличение.
В мащаб от порядъка на стотни от размера на Вселената (сега тя е стотици мегапарсеки) нейният състав беше и остава хомогенен и изотропен. В мащаба на целия космос обаче хомогенността изчезва. Надуването спира в една водна зона и започва в друга и така до безкрай. Това е самовъзпроизвеждащ се безкраен процес, който генерира разклонен набор от светове – Мултивселената. Там едни и същи фундаментални физически закони могат да бъдат реализирани под различни форми – например вътрешноядрените сили и зарядът на електрона в други вселени може да се окажат различни от нашите. Тази фантастична картина в момента се обсъжда напълно сериозно както от физици, така и от космолози.
Разширяващата се сфера демонстрира решението на проблема за плоската вселена в рамките на инфлационната космология. С нарастването на радиуса на сферата избраната област от нейната повърхност става все по-плоска. По абсолютно същия начин експоненциалното разширяване на пространство-времето по време на инфлационния етап доведе до факта, че нашата Вселена вече е почти плоска.
Битка на идеи
„Основните идеи на инфлационния сценарий са формулирани преди три десетилетия“, обяснява Андрей Линде, един от авторите на инфлационната космология, професор в Станфордския университет. - След това основната задача беше да се разработят реалистични теории, базирани на тези идеи, но само критериите за реализъм са се променяли повече от веднъж. През 80-те години на миналия век доминиращата гледна точка беше, че инфлацията може да бъде разбрана с помощта на моделите на Великото обединение. Тогава надеждите избледняват и инфлацията започва да се тълкува в контекста на теорията на супергравитацията, а по-късно - на теорията на суперструните. Този път обаче се оказа много труден. Първо, и двете теории използват изключително сложна математика, и второ, те са проектирани по такъв начин, че е много, много трудно да се приложи инфлационен сценарий с тяхна помощ. Следователно напредъкът тук се оказа доста бавен. През 2000 г. трима японски учени със значителни затруднения получиха модел на хаотична инфлация в рамките на теорията на супергравитацията, която бях изобретил почти 20 години по-рано. Три години по-късно ние от Станфорд направихме работа, която показа фундаменталната възможност за конструиране на инфлационни модели с помощта на теорията на суперструните и обясни четириизмерността на нашия свят на нейната основа. По-конкретно, ние открихме, че по този начин е възможно да се получи вакуумно състояние с положителна космологична константа, която е необходима за задействане на инфлация. Нашият подход е успешно разработен от други учени и това допринесе значително за напредъка на космологията. Сега е ясно, че теорията на суперструните позволява огромен брой вакуумни състояния да доведат до експоненциално разширяване на Вселената.
Сега трябва да направим още една стъпка и да разберем структурата на нашата Вселена. Тези работи са в ход, но срещат огромни технически трудности и какъв ще е резултатът все още не е ясно. През последните две години аз и моите колеги работихме върху семейство хибридни модели, които разчитат както на суперструни, така и на супергравитация. Има напредък, вече сме в състояние да опишем много неща от реалния живот. Например, ние сме близо до разбирането защо плътността на вакуумната енергия сега е толкова ниска, която е само три пъти по-голяма от плътността на частиците и радиацията. Но трябва да продължим напред. Очакваме с нетърпение резултатите от наблюденията от космическата обсерватория на Планк, която измерва спектралните характеристики на CMB с много висока разделителна способност. Възможно е показанията на нейните инструменти да поставят под ножа цели класове инфлационни модели и да дадат тласък на развитието на алтернативни теории.
Космологичният модел на инфлация, който решава много от несъответствията на теорията за Големия взрив, твърди, че за много кратко време размерът на балона, от който се е образувала нашата Вселена, се е увеличил с 10-50 пъти. След това Вселената продължи да се разширява, но с много по-бавна скорост.
Инфлационната космология може да се похвали с редица забележителни постижения. Тя предсказа плоската геометрия на нашата Вселена много преди астрономите и астрофизиците да потвърдят този факт. До края на 90-те години се смяташе, че при пълно отчитане на цялата материя във Вселената, числената стойност на параметъра не надвишава 1/3. Откриването на тъмната енергия беше необходимо, за да се увери, че тази стойност е практически равна на единица, както следва от инфлационния сценарий. Температурните флуктуации на CMB бяха предвидени и техният спектър беше изчислен предварително. Има много такива примери. Няколко пъти са правени опити за опровергаване на инфлационната теория, но никой не успява. Освен това, според Андрей Линде, през последните години се е развила концепцията за множество вселени, чието формиране може да се нарече научна революция: „Въпреки своята незавършеност, тя става част от културата на ново поколение на физици и космолози“.
Заедно с еволюцията
„Инфлационната парадигма сега се прилага в много варианти, сред които няма признат лидер“, казва Александър Виленкин, директор на Института по космология към университета Тафтс. - Има много модели, но никой не знае кой е правилният. Затова не бих говорил за някакъв драматичен напредък, постигнат през последните години. И все още има достатъчно трудности. Например, не е напълно ясно как да се сравнят вероятностите от събития, предвидени от конкретен модел. Във вечната вселена всяко събитие трябва да се случи безброй пъти. Така че, за да изчислите вероятностите, трябва да сравните безкрайностите, което е много трудно. Има и нерешен въпрос за настъпването на инфлацията. Най-вероятно не можете без него, но все още не е ясно как да стигнете до него. И все пак инфлационната картина на света няма сериозни конкуренти. Бих я сравнил с теорията на Дарвин, която в началото също имаше много несъответствия. Тя обаче нямаше алтернатива и в крайна сметка спечели признанието на учените. Струва ми се, че концепцията за космологична инфлация ще се справи перфектно с всички трудности.
