Газета Троицкий Вариант - Газета Троицкий Вариант # 47

Старобинский:Да, но сегодня под Вселенной понимается некая хотя и громадная, но всё-таки часть. Обозримая часть чего-то ещё большего — либо мультивселенной, либо метавселенной. А кроме нашей Вселенной сейчас — как математическое предсказание — существует ещё множество вселенных. Но космология именно нашей Вселенной состоит из двух частей: изучение настоящего состояния Вселенной и изучение её прошлого. Космология ранней Вселенной носит археологический характер.

- Может, палеонтологический?

Старобинский:Или так. Мы по всяким найденным в космосе артефактам — «костям» — пытаемся восстановить историю мира. И так мы двигаемся шаг за шагом вперёд в прошлое. Примерно до 1980 г. была известна стадия Большого взрыва, когда вещество было очень горячим. Большой шаг заключался в том, что в биографии нашей Вселенной удалось открыть новую стадию, это как если бы палеонтологи открыли новую эру. Новая стадия Вселенной по времени была очень короткой, но по своему значению крайне важной. Однако мы можем видеть пока только конец этой стадии. И вот сейчас мы размышляем о том, а нельзя ли пойти в её начало?

- Что происходило на этой стадии?

Старобинский:Инфляционная стадия подразумевала, что на раннем этапе Большого взрыва Вселенная расширялась с ускорением. В результате произошла инфляция, которая съела или сгладила все первоначальные образования вещества. Конечно, гипотезы о существовании инфляции уже были. Но как проверить? Я по этому поводу всегда вспоминаю мысль Бора, который сказал: если идея глубокая, то идея, ей противоположная, — тоже глубокая. Мысль о том, что в развитии Вселенной была инфляционная стадия, — действительно глубокая идея. Но мысль о том, что такой стадии не было, не менее глубокая. Поэтому и опровергнуть её тяжело. Значит, для доказательства инфляции надо было во Вселенной найти те «кости», которые от неё остались.

- И как же выглядят эти космологические «кости»?

Старобинский:Что такое найти в грунте кость в буквальном смысле? Это значит, что среди песка или почвы наткнуться на неоднородность. Было предположение, что такие же неоднородности со специфической структурой во Вселенной от инфляции обязательно остались. Предсказание заключалось ещё и в том, что от той инфляционной стадии должно было остаться приблизительно одинаковое количество как больших, так и малых «костей». Это следовало из максимальной симметрии начальной стадии: эти возмущения (или неоднородности) существуют во всех масштабах и их амплитуда во всех масштабах, одна и та же. И это значит, что свойство этих не-однородностей можно охарактеризовать одним числом, а именно их амплитудой. Но и это ещё было грубое предсказание.

- Удалось показать большее? Старобинский:Да, более точным

было предсказание о том, что количество разных «костей» чуточку отличается, причём больших «костей» должно быть логарифмически больше, чем маленьких. Таким образом, стало понятно, что же именно нужно искать во Вселенной, чтобы проверить существование инфляционной стадии. Это привело нас от чисто теоретических рассуждений в область практических астрофизических экспериментов. И действительно, подтверждение этому было найдено. Достаточно редкий случай в астрофизике, когда теория не объясняет уже нечто открытое, а, наоборот, теория предсказывает, а ищут уже то, что эта теория предсказала. Первое, грубое подтверждение наших предсказаний астрономы получили в 1992 г. в эксперименте COBE, а более точное — в эксперименте WMAP.

- Вячеслав, похожа ли Ваша деятельность со Старобинским на игру в бадминтон без сетки — когда смысл в том, чтобы партнёр отбил?

Муханов:Ну конечно же! Лёша придумал хорошую модель, а мы с Чибисовым догадались, что квантовые флуктуации могут отвечать за образование структур во Вселенной, и посчитали их спектр в этой модели.

- Чем была хороша модель Старобинского?

Муханов:В предыдущей работе мы уже доказали, что для усиления квантовых флуктуаций нам нужна стадия ускоренного расширения Вселенной, но у нас под рукой не было хорошей модели, где можно было бы надёжно посчитать, какой же спектр в результате получится. Лёшина модель оказалась именно той моделью, которая нам была нужна, и позволяла посчитать детальную картину неоднородностей (флуктуаций), без которых сегодняшнего мира не было бы. Идея состояла в том, что первоначальные неоднородности, каковыми бы они ни были, полностью сглаживались на этой стадии. То, чего эта стадия не могла устранить, так это квантовые флуктуации, существование которых неизбежно благодаря самому фундаментальному принципу квантовой физики — принципу неопределённости Гейзенберга. Мы показали, что на стадии ускоренного расширения Вселенной фундаментальные неизбежные квантовые неоднородности усиливаются ровно настолько, насколько это нужно для того, чтобы впоследствии из них получились галактики и другие структуры во Вселенной. Без них наша Вселенная напоминала бы собой пустыню.