Стивен Вайнберг - Первые три минуты [litres]

Какой бы она ни была в современную эпоху, есть веские основания полагать, что в начале расширения она была высокой. Дело в том, что Вселенная, увеличиваясь и охлаждаясь, испытала несколько фазовых переходов вроде превращения воды в лед при температуре ниже 0 °C (см. главу 7). В точке такого перехода значения различных полей, пронизывающих «пустое» пространство, меняются скачком – значит, скачком меняются и энергия, и соответствующая плотность вакуума. Если некоторые поля приходят в равновесие не сразу, то возникает избыток вакуумной энергии, заставляющий Вселенную расширяться быстрее.

В начале 1980-х гг. теоретики обратили на такие фазовые переходы пристальное внимание. Было замечено: благодаря возникающему стремительному расширению, известному как инфляция, можно решить много старых космологических проблем. Скажем, с конца 1970-х было известно, что в процессе фазовых переходов в больших количествах должны появляться магнитные монополи. В реальности же сегодня во Вселенной таковых не наблюдается: их концентрацию значительно снижает как раз инфляция. Что еще более важно, в инфляционных космологических моделях решается (по крайней мере, частично) парадокс с высокой однородностью реликтового излучения. Два луча, разделенные на небесной сфере углом в 2 градуса, в момент излучения (когда Вселенной было всего около миллиона лет) должны были находиться на таком большом расстоянии, что никакой сигнал от одного из них, распространяющийся со скоростью света, не достиг бы другого. Но тогда почему почти на всей небесной сфере одинаковая температура? Как объяснить, что разница температуры точек, разнесенных на 7°, настолько мала, что для ее регистрации понадобилось запускать в космос COBE? [7] СОВЕ – спутник, космическая обсерватория, основной задачей которой было изучение реликтового фона Вселенной. В инфляционных моделях времени, проведенного Вселенной в стадии инфляции, оказывается достаточно, чтобы выровнять распределения вещества и энергии и привести к формированию высокооднородного микроволнового фона.

Существуют самые разнообразные версии инфляции. По одной из них, последняя появляется не в результате затянувшегося фазового перехода, а вырастает из квантовой флуктуации какого-либо поля. Вакуумная энергия после этого с больших значений скатывается к малым, а пространство раздувается до немыслимых размеров. В этой модели наш мир поперечником в несколько миллиардов световых лет, населенный облаком разлетающихся от нас галактик, есть лишь одна из мини-вселенных в огромной подлинной Вселенной, которая постоянно воспроизводит все новые и новые мини-вселенные.

Инфляция дает два ключевых предсказания. Во-первых, плотность мироздания должна быть близка к критической. Во-вторых, неоднородности в микроволновом фоне, которые, согласно инфляции, являются усиленными квантовыми флуктуациями, должны обладать характерным «плоским» спектром на угловых масштабах больше 2°. Оба эти предсказания подтверждаются наблюдениями. Плотность Вселенной близка к критическому значению (или, может быть, даже равна ему), а неоднородности реликтового излучения действительно согласуются с плоским спектром. К сожалению, оба эти предсказания делались и в рамках других моделей – причем еще до того, как была разработана теория инфляции. Пока не ясно, сможем ли мы когда-нибудь найти ее подтверждения при помощи астрономических наблюдений. Впечатляющий прогресс, начавшийся в наблюдательной космологии с 1977 г., подвел экспериментальную базу под стандартную теорию Большого взрыва. Однако тут же возникла пропасть между фантазиями теоретиков и тем, что именно астрономы могут узнать из наблюдений.

То же самое можно сказать и о физике элементарных частиц. Начиная с 1977 г. блестящие открытия в ней следовали одно за другим. Самое значительное – это, пожалуй, обнаружение W- и Z-бозонов, переносчиков слабого взаимодействия. Как следствие, рассеялись все сомнения в правильности стандартной модели электромагнитных, слабых и сильных взаимодействий. В частности, триумфальное шествие «асимптотически свободной» теории сильных взаимодействий лишило смысла наши рассуждения в главе 7 о максимальной температуре в 2 триллиона градусов (10 12K). При более высоких температурах нуклоны диссоциируют на кварки, поэтому вещество во Вселенной представляет собой газ из кварков, лептонов и фотонов. Очередные трудности встречаются теперь только при температуре 100 миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов градусов (10 32K), когда гравитация по интенсивности сравнивается с остальными силами. У теоретиков нет недостатка в идеях по поводу того, что происходит при столь экстремальных температурах, но напрямую проверить эти идеи в эксперименте пока не представляется возможным.