Маленькая книга о Большом взрыве

В ранней Вселенной интенсивность сжатия массы остается постоянной по сравнению с ее объемом. То, что спектр барионных акустических колебаний похож на упаковку Land O’Lakes, не самая очевидная истина. Тем не менее так и есть.

Что же определило размер и спектр отпечатков руки Бога?

11 Первый вывод: космическая инфляция

До сих пор мы говорили о том, что происходило во Вселенной спустя 0,0001 секунды после Большого взрыва, когда первичный нуклеосинтез уже готов был начаться. Совершенно естественным будет спросить, что же происходило с ней раньше. Здесь наш разговор приобретает более, так сказать, спекулятивный характер. Приблизительно в микросекунду после Большого взрыва горячие нейтроны и протоны должны были распасться на составные части, кварки, что и было недавно подтверждено экспериментами в коллайдере. Все же вопрос, появились ли разные новые частицы в еще более ранний промежуток времени, до сих пор остается открытым. Бозон Хиггса, скорее всего, существовал еще в первые миллиардные доли секунды после Большого взрыва. Хиггс – это знаменитая частица, придающая массу другим частицам, но, поскольку ее роль в космологическом процессе весьма вторична, мы не будем лишний раз на ней останавливаться. Конечно, первые мгновения существования Вселенной заставляют задуматься о великой и ужасной сингулярности, когда при t = 0 все рвануло, но пока давайте продолжим избегать страшилок и поразмышляем о первых мгновениях после Большого взрыва, как это делают космологи, не обращая внимания на существующие неясности.

После 1980 года умами сначала космологов, а затем и общественности овладела новая теория, что происходило во Вселенной в первые 10^-32 секунд после Большого взрыва. По причинам, которые вскоре станут понятными, она была названа инфляцией. Название было предложено ее главным поборником Аланом Гутом, хотя еще до того, как он начал говорить о ней на своих семинарах, похожие соображения были опубликованы Демосфеном Казанасом в США и Алексеем Старобинским в Советском Союзе.

По ряду причин – и не в последнюю очередь из-за названия – инфляция имела оглушительный успех: она почти сразу же стала частью стандартной космологической модели, а в учебных пособиях о ней говорилось как о чем-то бесспорном. Вот уже четыре десятилетия она остается краеугольным камнем космологического мышления. Нужно понимать, что инфляция не является теорией в том же смысле, что и, скажем, квантовая механика, подтвержденная множеством экспериментов и наблюдений. Это скорее собрание сотен моделей, чьей изначальной целью было объяснение определенных «дефектов» теории Большого взрыва в том виде, в каком мы ее описали. Дефекты, о которых мы говорим, не являются наблюдаемыми аномалиями – скорее они представляют собой головоломки теоретического или философского характера, которые не может разрешить стандартная теория Большого взрыва. По своей природе они куда ближе к проблеме соотношения фотонов к барионам из главы 6 или проблеме космологической постоянной из главы 8, чем к проблеме смещения перигелия Меркурия. Вопрос, решает ли теория инфляции эти проблемы, остается предметом еще более жарких дискуссий. Одержит ли она победу или окажется на свалке истории, будет зависеть от последующих поколений космологов.

* * *

На проблемы, для решения которых и была создана теория инфляции Вселенной, в течение долгого времени указывал Роберт Дикке. Первая из них известна как проблема плоской Вселенной. Мы уже не раз говорили о том, что реальная Вселенная, как об этом свидетельствуют наблюдения, является почти плоской. Но почему?

Хотелось бы ответить «а почему нет?», но от этого вопроса так просто не отмахнуться. Если существующая Вселенная почти плоская, ее плотность должна быть близка к критическому значению, которое отделяет «закрытую» сферическую Вселенную от «открытой», похожей на картофельный чипс из главы 4. Насколько это вероятно? Чтобы описать эту проблему наглядно, давайте предположим, что сегодняшняя плотность Вселенной составляет 99,5 % от критического значения. В таком случае мы можем сказать, что в первую секунду после Большого взрыва, то есть к моменту начала формирования элементов, плотность должна была составлять 1/10¹⁷ критического значения, а на 10^-36 доле секунды после Большого взрыва (данная цифра взята не случайно) она должна была бы равняться примерно 1/10⁵² критического значения, чтобы Вселенная формировалась как плоская. Другими словами, тонкая настройка Вселенной, в результате сделавшая ее плоской, происходила с невообразимой точностью.