Маленькая книга о Большом взрыве

С этим связана следующая трудность. По идее, инфляция должна была бы растянуть квантовые колебания до таких размеров, чтобы они отразились в реликтовом излучении. На данный момент у нас нет никакого механизма перехода от квантовой теории к классической. Действительно: если бы инфляция продолжалась хоть немного дольше, чем нужно для решения космологических проблем, то можно было бы показать, что в самом начале длина волн колебаний составляла менее 10^-33 см. Это очень малая величина. Это масштаб длины, называемый

планковской длиной, на котором законы классической физики перестают действовать, уступая место квантовой теории гравитации. Но поскольку в настоящее время этой теории не существует, нам стоит со скепсисом относиться к рассуждениям о том, что произошло в эпоху квантовой гравитации.

Однако давайте на мгновение допустим, что инфляционные модели действительно воспроизводят квантовое поведение. По всей Вселенной квантовые поля колеблются случайным образом, причем большие флуктуации значительно уступают маленьким по количеству, но тем не менее случаются. В процессе инфляции большая флуктуация, где-нибудь во Вселенной, может переместить энергию поля вверх по кривой с рис. 18. Инфляция в этой области возрастает до тех пор, пока флуктуация не исчезнет. По мере того как «пузырь» инфляции раздувается, появляется все больше флуктуаций. Они производят такие же пузыри, которые, в свою очередь, раздуваются еще сильнее, и так до бесконечности. Инфляция – буквально вечный процесс. Образуется в результате крайне неравномерная ситуация, с разной инфляцией в разных дочерних Вселенных. Если в одних случаях инфляционная теория может разрешить существующие космологические проблемы, то в других – нет.

Описанная выше мультивселенная является неизбежным следствием инфляционной парадигмы. Подробнее мы поговорим о ней в главе 15, а пока для нас важно понять, что концепция мультивселенной, столь популярная в наши дни, связана с серьезными концептуальными трудностями. Предположим, у нас есть задача: оценить вероятность, с которой космологические проблемы в данной Вселенной будут решены. Если мы действительно имеем дело с бесконечным количеством Вселенных, это будет, мягко говоря, не просто. Когда мы наобум метаем дротики в мишень, которая на 25 % окрашена желтым и на 75 % – черным, интуиция подсказывает нам бить по черной области в три раза чаще, чем по желтой. Даже если мы будем иметь дело с бесконечно широкой мишенью, мы все еще будем чувствовать, что по черному бить нужно в три раза чаще, и действительно сможем определить вероятность в достаточной степени правильно.

Но в случае если наша мишень содержит бесконечное множество неповторяющихся цветов, вероятность попадания в один выбранный цвет почти равна нулю. А теперь предположим, что у нас есть бесконечное множество оттенков зеленого, представляющих все условия, необходимые для инфляции, но также и бесконечное количество красных, желтых, желто-зеленых и прочих оттенков. Тогда будет ли вероятность попадания в один из оттенков зеленого выше нуля?

Как и в случае черно-желтой мишени, мы должны иметь основания сказать: «для мишени конечных размеров вероятность попадания в зеленый в три раза выше, чем в фиолетовый

» и подтвердить, что и для бесконечной мишени это утверждение будет оставаться верным.

Похожую дилемму ставит перед нами инфляционная теория. Если нас интересует, с какой вероятностью может возникнуть Вселенная, в которой вышеописанные космологические проблемы будут решены, нам нужно понять, при каких условиях (цветах) это наиболее возможно. Дело в том, что нет ни одного общепринятого способа сделать это. Космологи Гарри Гиббонс и Нил Турок пришли к выводу, что в большинстве вселенных уровень инфляции недостаточно высок, чтобы эти проблемы разрешились. Математик Роджер Пенроуз пошел дальше. Уравнения инфляции в точности повторяют уравнения Ньютона: если мы знаем, что происходит в настоящий момент, мы можем спрогнозировать будущее и реконструировать прошлое. В то же время, если представить современную Вселенную неоднородной и искривленной (в гораздо более неровном и искривленном, чем допускают данные наблюдений, виде), а затем экстраполировать уравнения на период, предшествующий инфляции, мы получим ряд условий, которые, в соответствии с нашими построениями, не позволят Вселенной стать плоской, а инфляции устранить их. Более того, Пенроуз утверждает, что такие неравные исходные условия намного более вероятны, чем альтернативные мягкие, и приходит к выводу, что в ходе инфляции просто не могла возникнуть Вселенная, напоминающая ту, в которой мы с вами живем.

* * *