1. ОСНОВНІ ПОЛОЖЕННЯ
2. КЛАСИЧНЕ ОПИС ТЕОРІЇ ІНФЛЯЦІЇ: ОСТАННІЙ РИВОК ЗРОСТАННЯ
3. НЕ ДУЖЕ ХОРОША
4. ЦЕ МАЛО БУТИ ТАК
5. БЕЗДНА БЕЗКІНЕЧНОСТІ

У теорії, що представляє собою основу всієї сучасної космології, можливо, приховані глибокі суперечності. Всесвіт без інфляційної стадії? Можливий перегляд концепції стрімкого роздування ранньому Всесвіті (відзначено жовтим) в епоху, що прямувала за Великим вибухом.

Близько 30 років тому Алан Гут (Alan Guth), будучи ще кандидатом наук, провів серію семінарів в прискорювальної центрі в Стенфорді, на яких ввів в лексикон космології слово «інфляція». Цей термін означає епоху стрімкого експоненціального розширення Всесвіту, що мав місце на ранніх етапах її розвитку, в перші миті після Великого вибуху. Один з семінарів Гута відбувся в Гарварді, де справив сильне враження на багатьох фахівців в області астрофізики, теорії відносності та фізики частинок, в тому числі і на автора цієї статті, теж тоді ще молодого і повного ентузіазму кандидата наук. Сучасна теорія інфляції - одна зі сфер найбільш активної діяльності космологов і джерело цікавих відкриттів і теорій.

ОСНОВНІ ПОЛОЖЕННЯ

Ідея космологічної інфляції настільки глибоко вкоренилася в свідомості вчених, що приймається як доведена. Відповідно до цієї концепції, рання Всесвіт піддалася різкого експоненціального розширення, яке і визначило глобальну однорідність і площинність нашого сучасного світу.

Однак засновники і деякі розробники теорії інфляції вважають, що ця концепція може бути спочатку помилкова. Для початку інфляції Всесвіт повинна володіти малоймовірними умовами. Крім того, інфляція відбувається вічно, виробляючи нескінченну кількість різноманітних світів, з чого випливає, що ця теорія не може давати точних прогнозів.

Активно ведуться наукові суперечки. Діапазон пропозицій - від поправок до теорії інфляції до заміни її на іншу концепцію.

Розумне підстава інфляційної теорії - виявити слабкі сторони в теорії Великого вибуху. Основна ідея моделі Великого вибуху полягає в тому, що наш Всесвіт повільно розширюється (з уповільненням) і остигає з моменту свого народження, тобто приблизно 13,7 млрд років. Такий процес розширення і охолодження здатний пояснити безліч деталей в структурі сучасної нам Всесвіту, якщо вона почала свою еволюцію при строго певних умовах. Одне з найважливіших з них полягає в тому, що наш Всесвіт повинна була бути практично абсолютно однорідною - за винятком зовсім невеликих неоднорідностей в масі і енергії. Крім того. Всесвіт повинна була бути геометрично плоскою (трехмерно евклідової. - Прим. Пер.), Що означає, що промені світла і шляхи рухомих об'єктів не викривлялися тканиною простору-часу.

Але чому рання Всесвіт була такою однорідною і плоскою? Такі особливі початкові умови здаються дуже малоймовірними. Міркування про цю проблему і породили концепцію Гута. Навіть якщо Всесвіт на самому початку свого існування володіла великими неоднородностями мас і енергій, то подальше різке експоненціальне розширення могло б їх згладити. Після закінчення інфляіонного періоду Всесвіт могла б продовжувати розширюватися вже по інерції, в повній згоді з теорією Великого вибуху і вже володіючи необхідними умовами для формування зірок і галактик, щоб, розвиваючись, породити спостерігається нами сьогодні стан.

Запропонована ідея була така проста і приваблива, що вчені всього світу сприйняли її як практично вже доведену. Однак за майже 30-річний період свого розвитку теорія інфляції зазнала змін. Поряд з її прихильниками з'явилися і її противники. Більшість сприймають теорію інфляції як якусь відправну точку своїх власних досліджень, не піклуючись про фундаментальне обґрунтуванні цієї теорії і сподіваючись, що її здаються суперечності незабаром будуть дозволені. Однак проблеми теорії інфляції вперто продовжують чинити опір всім зусиллям наукової спільноти.

Автор цієї статті, який вніс вклад в розвиток як теорії інфляції, так і конкурентних їй теорій, спробує дати якусь об'єктивну оцінку стану теорії інфляції на сьогоднішній день, наводячи аргументи за і проти.

На захист теорії космологічної інфляції

Теорія космологічної інфляції настільки добре відома, що має сенс зупинитися лише на деяких її особливостях і важливих деталях. Інфляцію породжує інфляційна енергія особливого типу, яка разом з гравітаційними силами змусила ранній Всесвіт стрімко розширитися за дуже короткий проміжок часу. Екстремально велика щільність інфляційної енергії володіє незвичайним властивістю - вона практично не змінюється при розширенні. Найбільш же дивовижне її властивість полягає в тому, що гравітаційне поле інфляційної енергії володіє не тяжінням, а відвернути, яке і обумовлює таке швидке розширення нашого світу.

Можна запропонувати багато джерел подібної інфляційної енергії. Основна версія - існування якогось скалярного поля, в разі інфляції званого «інфлатонним». Скалярні поля широко відомі у фізиці елементарних частинок: так, знаменитий бозон Хіггса, який намагаються отримати на Великому адронному колайдері в CERN, - переносник одного з передбачаються теорією скалярних полів.

КЛАСИЧНЕ ОПИС ТЕОРІЇ ІНФЛЯЦІЇ: ОСТАННІЙ РИВОК ЗРОСТАННЯ

Згідно астрономічними спостереженнями, наш Всесвіт розширюється 13,7 млрд років. Але що ж відбувалося в ранньому Всесвіті, ще недоступною нашими спостереженнями, в перші миті після її народження? Основна теорія, що описує цю саму ранню стадію, - теорія космологічної інфляції. В ході інфляції Всесвіт експоненціально розширюється, різко збільшується в розмірах. Таке стрімке розширення здатне практично повністю згладити всі були раніше неоднорідності простору-часу і, таким чином, добре пояснює спостережувану сьогодні Всесвіт. Що залишилися після інфляційної стадії невеликі неоднорідності послужили основою формування зірок і галактик

Подібно до всіх полях, поле інфлатонним має певної напруженістю в кожній точці простору-часу. Ця напруженість визначає, як інфлатонним взаємодіє з іншими полями. Під час фази інфляційного розширення напруженість поля інфлатонним майже всюди постійна. Залежно від сили цього поля воно володіє деякою кількістю потенційної енергії. Зв'язок між напруженістю поля і енергією можна проілюструвати графіком, який для поля інфлатонним є кривою: спочатку майже горизонтальну (плато), потім згинається вниз і знову піднімається вгору. Якщо початкова напруженість поля приймає якесь значення, що належить плато, то в міру руху по кривій напруженість і енергія поля будуть падати. Рівняння для еволюції поля такі ж, як рівняння руху кульки, скачується по схилу в ямку; профіль схилу - крива потенційної енергії.

Потенційна енергія поля інфлатонним - можлива причина прискореного розширення нашого Всесвіту. У процесі такого розширення неоднорідності розподілу речовини Всесвіту згладжуються, вона стає плоскою. За час, що дорівнює $ 10 ^ {- 33} $, поле зберігає постійне значення, і Всесвіт встигає «роздутися» в $ 10 ^ {25} $ раз в усіх напрямках. Стадія інфляційного розширення закінчується, коли величина поля інфлатонним переходить з горизонтальної ділянки кривої до похилого. При «скачуванні» поля його енергія зменшується. У нижній точці такого скочування вся потенційна енергія поля інфлатонним переходить в знайомі нам форми енергії: в темну матерію, в звичайну матерію з велику кінетичну енергію і в випромінювання, що заповнюють сучасну нам Всесвіт, яка переходить в стадію розширення за інерцією. На цій стадії формується великомасштабна структура.

НЕ ДУЖЕ ХОРОША

Вважається, що інфляція породила величезний простір, в якому природним шляхом виникають спостерігаються сьогодні структури. Однак якщо крива енергії інфляції не має досить характерним профілем (отриманим шляхом підгонки одного або багатьох параметрів моделі, які охоплюють далі лямбда), то результат такої інфляції може бути «поганим», тобто в результаті дуже великий обсяг простору може отримати занадто високу щільність енергії, отже, не відповідає спостереженням розподіл галактик. Перебираючи всі можливі значення $ \ lambda $, вчені зробили висновок, що «погана інфляція» більш імовірна, ніж «хороша»

Інфляція згладжує початкові неоднорідності, але не повністю. За рахунок квантових ефектів зберігаються невеликі неоднорідності. Відповідно до законів квантової фізики, поле інфлатонним не може всюди в просторі володіти однією і тією ж напруженістю, існують випадкові флуктуації цього поля. Їх наявність призводить до того, що стадія інфляційного розширення закінчується в різних частинах Всесвіту не в один і той же час, і температура різних областей Всесвіту теж злегка розрізняється. Ці неоднорідності і послужили зародками утворення зірок і галактик - в абсолютно однорідною Всесвіту ніяких структур утворитися не могло б. Передбачення теорії інфляції полягає в тому, що такі неоднорідності мають масштабної инвариантностью. Іншими словами, вони не залежать від розміру областей, в яких формуються, вони однакові на всіх масштабах.

Концепція інфляції може бути коротко сформульована трьома основними положеннями. По-перше, інфляція неминуча. З часів Гута численні дослідження в теоретичній фізиці тільки зміцнили вчених в думки про існування в ранньому Всесвіті скалярних полів, «відповідають» за інфляційний розширення. Величезна кількість таких полів з'являються у всіляких варіантах теорії об'єднання всіх фізичних взаємодій, наприклад в теоріях суперструн. Вважається, що в хаотичної ранньому Всесвіті принаймні одне з таких полів повинно було б мати умовами, необхідними для інфляції.

ЦЕ МАЛО БУТИ ТАК

Вважається, що інфляція відбувається незалежно від початкових умов, в яких знаходилася Всесвіт. Недавні теоретичні дослідження показали інше. З усіх можливих початкових умов лише крихітна їхня частка може привести до однорідної і плоскою Всесвіту, яку ми спостерігаємо. Переважна ж частина останніх не потребує стадії інфляції для реалізації зазначених спостережуваних умов. Таким чином, мізерно мала частина всіх можливих початкових умов розвитку Всесвіту веде до однорідного і плоскому світу шляхом інфляційного розширення

По-друге, гіпотеза інфляції може пояснити спостережувану однорідність і площинність сучасному Всесвіті. Ніхто не знає, якими саме геометричними параметрами і яким ступенем однорідності володіла Всесвіт відразу після Великого вибуху. Інфляція зробила ці питання несуттєвими, оскільки хоч би якими були початкові умови, інфляційний розширення здатне їх згладити узгодженим з спостереженнями чином. По-третє, що є найбільш сильний аргумент, інфляційна гіпотеза добре пророкує спостереження. Наприклад, велика кількість спостережень космічного мікрохвильового фону реліктового випромінювання і дані щодо розподілу галактик підтверджують, що просторові варіації енергії ранньому Всесвіті були практично масштабно-інваріантними.

Проти теорії космологічної інфляції

Перші сигнали того, що з теорією інфляції не все в порядку, - невеликі відмінності передбачень цієї теорії і реальних спостережних даних. Існування відмінностей підриває саму логічну основу всієї теорії. Чи справді теорія працює в ідеальній відповідності зі спостережними даними, як це було заявлено в 80-х рр. минулого століття? Чи можна розцінювати передбачення теорії інфляції тих років як передбачення сучасної теорії інфляції? Відповідь на обидва ці питання: немає.

Наведемо аргументацію таких відповідей. Розглянемо твердження про те, що у Всесвіті інфляційна стадія неминуча. Якщо це дійсно так, то народжується закономірне міркування: адже більш імовірна реалізація «поганий інфляції», ніж «хорошою інфляції». Під першим терміном будемо розуміти такий період прискореного розширення ранньому Всесвіті, чиї наслідки в сучасному Всесвіті знаходяться в явному протиріччі з даними спостережень. Наприклад, неприйнятні занадто великі розкид температури. Для того щоб теорія добре узгоджувалася з даними спостережень, відмінності, наприклад, між «хорошими» і «поганими» теоретичними значеннями на точної спостережної кривої потенційної енергії повинні бути дуже малі. Теоретичні значення контролюються великим набором параметрів моделі. У типовій інфляційної моделі ця різниця має бути близько $ 10 ^ {- 15} - нуль з 15 знаками після коми. Гірше підігнана інфляційна модель, нуль з 12, або десятьма, або вісьмома знаками після коми може вже бути «поганий інфляцією», в якій ступінь прискорення така ж (або більше), але температурні перепади більше спостережуваних.

Ми можемо ігнорувати проблеми моделей «поганий інфляції», оскільки вони явно несумісні, наприклад, із зародженням життя у Всесвіті. Іншими словами, навіть якщо десь і можуть виникати великі перепади температури, ми все одно ніколи не зможемо їх спостерігати. Апеляція до таких міркувань породжується так званим антропним принципом. Однак в даному випадку такі аргументи не застосовуються. Великі перепади температур могли б вплинути на більше число зірок і галактик, і Всесвіт могла б бути більш населеною, ніж спостерігається. Непрямі слідства говорять нам, що у Всесвіті все-таки не було великих перепадів температур.

Не тільки «погана інфляція» більш імовірна, ніж «хороша інфляція», але світ взагалі без інфляції більш імовірний, ніж світ з якої б то не було інфляцією. Вперше така думка була висловлена ​​Роджером Пенроуз (Roger Penrose) в 80-х рр. минулого століття. Вчений застосував термодинамічні принципи, подібні до призначеним для опису конфігурацій атомів і молекул газу, для підрахунку всіх можливих початкових конфігурацій поля інфлатонним і гравітаційних полів. Деякі з таких початкових даних ведуть до наявності інфляційного розширення з утворенням практично однорідного розподілу речовини в плоскому просторі-часі. Інші початкові умови призводять до однорідної і плоскою всесвіту - без інфляційного розширення. Причому обидва безлічі таких початкових умов невеликі - іншими словами, шанси отримати плоску однорідну всесвіт малі в будь-якому випадку. Крім того, отримання плоскої всесвіту без інфляції набагато більш імовірно, ніж отримання плоскої всесвіту шляхом інфляційного розширення.

Ризик вічної інфляції

Інший метод дослідження ранньому Всесвіті, що приводить до схожих результатів, заснований на екстраполяції історії Всесвіту з її сучасного стану назад в часі з використанням відомих фізичних законів. Результати такого методу можуть бути різні, тобто екстраполяція не єдиний: взявши в якості початкових умов сучасну Всесвіт, плоску і однорідну в середньому, ми можемо отримувати різні ланцюжки подій в минулому. Згідно моделювання, проведеного в 2008 р Гері Гиббонсом (Gary Gibbons) з Кембриджа і Нейлом тюрків (Neil Turok) з Інституту теоретичної фізики в Онтаріо, переважна більшість екстраполювати в минуле послідовностей подій не володіють інфляційної стадією, що узгоджується з висновками Пенроуза. З одного боку, обидва сценарії можливого розвитку нашого Всесвіту без інфляції здаються йдуть врозріз з інтуїцією, тому що плоска і згладжена Всесвіт малоймовірна, а інфляція - як раз той механізм, який необхідний для реалізації подібного стану. З іншого боку, зазначені гідності інфляції виявляються сильно зіпсованим її власними малоймовірними початковими умовами. Таким чином, якщо по можливості взяти до уваги всі доступні нам чинники, то виходить, що Всесвіт ймовірніше приходить до сьогоднішнього стану без інфляційної стадії.

Много фізиків и космологи вважають наведені аргументи неспроможності. Реальні спостереження и експеримент всегда вагоміші будь-якіх теоретичного міркувань, а варіант інфляційної Теорії, сформульованій в 1980-х рр., Знаходиться відповідно до сьогоднішніх космологическими спостереження. Однако Перші варіанти інфляційної Теорії були много в чому недосконалі, надаючі вчений за великим Рахунка только якісну картину Розширення Всесвіту, и до сьогоднішнього дня інфляційні моделі Неодноразово переглядалось. Який же моделі найкраще відповідають в результаті спостережні дані?

Зміна світогляду настала після введення Андрієм Лінде в космологію поняття «вічна інфляція» - раз почавшись, вона ніколи не закінчиться. Така концепція заснована на поєднанні законів квантової фізики і законів прискореного розширення Всесвіту. Коли інфляція наближається до завершення, квантові флуктуації трохи запізнюються. Якщо в деякій області простору такі флуктуації досить малі, то інфляція в цій області закінчується. Однак оскільки флуктуації випадкові, знайдуться області, де флуктуації виявляються досить великими для того, щоб привносити істотну затримку закінчення інфляційної стадії. Останні області вкрай рідкісні, тому у читача може закрастися думка, чи не варто ігнорувати їх взагалі. Відповідь негативна, оскільки ці області інфляційно розширюються, продовжують стрімко рости і в лічені миті зупиняють розширення тих областей, в яких інфляція вже закінчилася. В результаті виходить гігантський простір інфляційно розширюється світу, в якому плавають крихітні острівці, заповнені гарячим речовиною і випромінюванням. Більш того, інфляційно зростаючі області породжують інфляційно зростаючі області, кожна з яких представляє собою свій власний світ, замкнуту всесвіт. Якщо вас ще не збила з пантелику така картина, не хвилюйтеся, далі буде гірше.

Острівці речовини не однакові. Відповідно до законів квантової теорії, якісь з них сильно неоднорідні, інші навпаки занадто згладжені. Неоднорідність схожа на згаданий вище сценарій «поганий інфляції», проте причини появи таких неоднорідностей різні. «Погана інфляція» відбувається тому, що параметри, які контролюють вигляд кривої, графіка потенційної енергії, занадто великі. Тепер же неоднорідність може виникнути за рахунок вічної інфляції і випадкових квантових флуктуацій безвідносно до величинам описують модель параметрів.

Для більш точних кількісних оцінок слово «деякі» слід замінити на «нескінченне число». У світі з вічної інфляцією нескінченне число острівців будуть мати властивості, які ми спостерігаємо, але нескінченне ж число не будуть ними володіти. Цю ідею добре сформулював творець теорії інфляції Алан Гут: «У світі з вічної інфляцією все, що може трапитися, трапляється, причому трапляється нескінченне число разів».

Правило наш Всесвіт або виключення? У нескінченній множині острівців, кожен з яких є окремий всесвіт, на це питання важко відповісти. Уявіть, що у вас є ящик, в якому поміщені білі і чорні кулі, і ви витягуєте їх по одному. Якщо відомо, скільки білих і скільки чорних куль було спочатку, то ви завжди можете однозначно сказати, який з них з більшою ймовірністю ви витягнете. Однак якщо їх нескінченну кількість, то ситуація різко змінюється. Так, ви можете, дістаючи кулі, сортувати їх, щоб одному чорному відповідав один білий, і тоді вам буде здаватися, що і тих і інших в ящику порівну. Але ви можете сортувати їх і так, щоб на один чорний кулю доводилося по десять білих - і тоді ваша інтуїція підкаже вам, що білих більше. Теорія множин дає відповідь, що в разі порівняння двох нескінченностей невірні обидва припущення. Таким чином, не можна сказати, поява якого кулі буде більш ймовірним. З цієї причини неможливо припустити, яка всесвіт буде найбільш імовірною, «типовою». А ось зараз прийшов час збити вас з пантелику по-справжньому. Що означають слова про те, що теорія інфляції дає точні прогнози - наприклад про те, що наш Всесвіт однорідний або що вона має масштабно інваріантними флуктуаціями, - якщо все одно все, що повинно статися, коли-небудь буде і трапиться нескінченне число разів? А якщо теорія не дає тестованих передбачень, як же космологи можуть стверджувати, що теорія узгоджується зі спостереженнями, що вони постійно робили досі?

Міра наших помилок

Теоретики підозрюють про такі проблеми, але незважаючи на чверть століття активної роботи з моменту появи теорії інфляції, вчені не втрачають надію вирішити всі проблеми і зберегти цю плідну концепцію.

Пропонуються теорії, альтернативні вічної інфляції, - наприклад, взагалі позбавити еволюцію всесвіту яких би то ні було нескінченностей. Однак нескінченність - природний наслідок інфляції і квантової фізики. Щоб уникнути нескінченностей, модель Всесвіту повинна бути дуже чутлива до початкових особливих умов, а поле, що генерує інфляцію, - мати особливе рівнянням стану. Інфляція повинна відбуватися таким чином, щоб закінчуватися всюди в просторі до того, як квантові флуктуації отримали б можливість її продовжити. Однак такі вимоги порушують саму концепцію інфляції, яка слабо чутлива до станів, колишнім до її початку.

БЕЗДНА БЕЗКІНЕЧНОСТІ

Вважається, що теорія інфляції дає точні прогнози про будову нашого Всесвіту, що підтверджуються спостереженнями. Чи действительно це так? Раз розпочавшись, інфляція триває за рахунок еволюції квантових флуктуацій. Як тільки інфляція закінчується, народжується замкнутий світ, подібний до нашого, який продовжує розширюватися. Наш світ не типовий, існує велика кількість молодших всесвітів. Фактично утворюється нескінченне число світів з нескінченним різноманітністю властивостей. Все, що може реалізуватися, реалізується в одному зі світів. Теорія, яка передбачає всі, не передвіщає нічого

Ще одна альтернативна стратегія має на увазі, що подібні нашого Всесвіту острівці речовини і випромінювання виступають як найкращий результат інфляції. Захисники такої моделі вводять в розгляд так звану міру, особливе правило, згідно з яким кожен світ має імовірнісним вагою, визначальним, який з них краще. Аналогія з чорними і білими кульками така, що ми зобов'язані, наприклад, на кожні три білих брати по п'ять чорних куль. Поняття заходи - необґрунтоване припущення, що інфляція сама по собі нічого не пояснює і не передбачає.

Гірше того, заходи, рівноправні з точки зору теорії, призводять до різних висновків. Наприклад, міра об'єму, згідно з якою всесвіти-острівці повинні володіти імовірнісним вагою згідно зі своїми розмірами. На перший погляд, такий параметр розумний. Інтуїтивна ідея, що лежить в основі інфляції, полягає в тому, що інфляційний розширення пояснює спостережувані однорідність і площинність за рахунок створення надвеликих обсягів простору. На жаль, введення такої міри об'єму помилково. Дійсно, уявіть собі два типи областей: острівці-всесвіти, подібні до нашої, і інші острівці, що сформувалися пізніше, після того як інфляція збільшилася. За швидкістю експоненціального зростання більш пізні області займуть значно більші обсяги. Так, молодші всесвіти, ніж наша, найкращими є. Згідно міру обсягу, народження нашого Всесвіту виявляється дуже малоймовірним.

Ентузіасти використання заходів не здаються: перед тим як використовувати вигадані ними заходи, вони проводять їх тестування, щоб в результаті ймовірність утворення нашого Всесвіту стала б прийнятно великий. Нехай навіть одного разу і буде досягнутий успіх. Однак потім доведеться вводити інший принцип для перевірки того, чому цей захід краще всіх інших, потім наступний принцип для вибору такого принципу - і т.д.

Альтернативний підхід -Залучення антропного принципу. При виборі заходів покладається, що наш Всесвіт типовий острівець в інфляційному море. Антропний принцип, навпаки, вважає, що ми живемо в дуже нетиповому світі, що володіє мінімальними умовами для існування життя. Сенс антропного принципу в тому, що умови у всіх типових всесвітів-острівцях несумісні з утворенням галактик, зірок або інших структур, які необхідні для зародження життя. Навіть якщо типові всесвіти-острівці займають набагато більші обсяги, ніж світи, подібні до нашого, вони повинні бути проігноровані, тому що ми цікавимося тільки тими областями, в яких може жити людина. На жаль, в рамках цієї ідеї умови в нашому Всесвіті для проживання людини повинні бути хоча б мінімально сприятливі, а це не так: наш Всесвіт більш плоска, гладенька і масштабно інваріантної, ніж це потрібно для життя. Більш типові острівці, наприклад ті, що молодші, ніж наш світ, майже однаково придатні для населеності і при цьому набагато більш численні.

Нехай платять ті, хто зволікає

У світлі запропонованих аргументів помилково уявлення про те, що дані спостережень в космології перевіряють основні передбачення інфляційної теорії. Все, що ми можемо сказати, це що сучасні спостережні дані підтверджують передбачення найпростішої інфляційної моделі, запропонованої в 1983 р, але ця теорія - не те ж саме, що сучасна інфляційна космологія. У простій теорії передбачається, що інфляція на базі тільки класичної фізики передбачає еволюцію Всесвіту. Однак правильна картина полягає в тому, що інфляція утворюється за законами квантової фізики і все, що може трапиться, трапляється. Але якщо інфляційна теорія не може давати точних прогнозів, в чому її сенс?

Проблема в тому, що режим відкладання кінця інфляції не просто не «збитковий», а навпаки, навіть кращий. Області, в яких затримується закінчення інфляційної стадії, продовжують прискорене експоненціальне розширення. В ідеальній ситуації будь-яка така область буде розширюватися з уповільненням або навіть стискатися. Частина, що залишилася простору тоді складалася б з областей, в яких інфляція закінчилася і, таким чином, наша спостерігається Всесвіт належала б до їхнього числа.

В якості альтернативи інфляційної космології автор статті і його колеги запропонували теорію, звану циклічної. Відповідно до цієї теорії, Великий вибух - не початок простору і часу (див .: Венеціано Г. Міф про початок часів, ВМН, № 8, 2004 ), А всього лише «відскік» попередньої фази стиснення при переході до нової фази розширення, що супроводжується народженням речовини і випромінювання. Теорія циклічна, тому що через мільярди років Всесвіт знову стиснеться і станеться новий відскік. Ключова ідея цієї теорії в тому, що згладжування відбувалося до Великого вибуху, в епоху стиснення попередньої фази. Все запізнілі області продовжують стиснення, в той час як інші області вже роблять відскік і починають розширення - таким чином, перші області порівняно малі і ними можна знехтувати.

Згладжування при стисканні має наглядові слідства. Під час будь-якої згладженої фази, неважливо, в теорії інфляції або в циклічної теорії, квантові флуктуації генерують малі, випадково поширювані спотворення простору-часу, відомі як космологічні гравітаційні хвилі, які можуть залишати слід в анізотропії фонового мікрохвильового реліктового випромінювання. Амплітуда цих хвиль пропорційна щільності енергії. Інфляція могла б початися, коли Всесвіт володіла максимальною щільністю, а еквівалентний процес в циклічної Всесвіту міг би статися, коли Всесвіт був практично порожній - таким чином, що передбачаються наглядові знаки у цих двох теорій повинні бути істотно різні. Звичайно, циклічна теорія відносно нова і може містити багато своїх проблем, але вона показує, що в принципі існують альтернативи, позбавлені проблем вічної інфляції.

Отже, були представлені докази за і проти теорії інфляції. Деякі вчені вважають, що міркування, що висловлюються проти, підривають її основи і що вона вимагає радикально перегляду. Інші ж вважають, що потрібно всього лише доопрацювання вихідної теорії інфляції.

Остаточне рішення долі інфляційної теорії дадуть результати спостережень. У найближчі кілька років будуть оприлюднені дані про гравітаційних хвилях, отримані з досліджень анізотропії реліктового випромінювання: виявлення гравітаційних хвиль могло б підтримати теорію інфляції. Багато дослідників тяжіють до альтернативних концепцій, подібним циклічної теорії, яка передбачає ненаблюдаемо малий сигнал від гравітаційних хвиль. Майбутнє покаже, яка з теорій вірна, і яка доля очікує наш Всесвіт.

Переклад: О.С. Сажина

ПРО АВТОРА

Пол Стейнхарт (Paul Steinhardt) - директор Центру теоретичної науки в Прінстоні, член Національної академії наук, лауреат премії ім. П. Дірака (2002) за внесок в розвиток теорії космологічної інфляції.

ДОДАТКОВА ЛІТЕРАТУРА

1. The Inflationary Universe. Alan
   Guth. Basic Books, 1998..
2. Quantum Cosmology, Inflation, and the Anthropic Principle. Andrei Lindc in Science and Ultimate Reality: Quantum Theory, Cosmology and Complexity. Edited by John D. Barrow, Paul CW Davies and Charles L. Harper, Jr. Cambridge University Press, 2004.
3. Endless Universe: Beyond the Big Bang. Paul J. Steinhardt and Neil Turok. Doubleday, 2007.
4. The Measure Problem in Cosmology. GW Gibbons and Neil Tbrok in Physical Review D, Vol. 77, No. 6, Paper No. 063516; March 2008.
5. Народження Всесвіту // ВМН, № 7, 2005.