Мичио Каку - Параллельные миры

Однако возникли серьезные проблемы. Астрономы были не слишком очарованы теорией Гута, поскольку в ней зияла пробоина; она давала неверный прогноз со. Тот факт, что со относительно близка к 1, мог объясняться теорией инфляции. Однако инфляционная теория шла намного дальше и предсказывала, что со (или со плюс л) должна в точности равняться 1, что соответствовало плоской Вселенной. В следующие годы по мере того, как накапливалось все больше экспериментальных данных о расположении темной материи во Вселенной, значение со несколько сдвинулось, поднявшись с 0,1 до 0,3. Но это значение все еще было потенциально опасным для теории инфляции. Хотя в течение следующего десятилетия физики посвятили теории инфляции более трех тысяч работ, для астрономов она оставалась странной. Им казалось, что имеющиеся у них данные исключают возможность инфляции Вселенной.

Некоторые астрономы жаловались, что физики, занимающиеся теорией частиц, настолько захвачены красотой теории инфляции, что готовы пренебречь экспериментальными фактами. (Астроном Роберт Киршнер из Гарварда писал: «Эта «инфляционная» теория звучит безумно. Тот факт, что ее серьезно воспринимают люди, которые пользуются заслуженным авторитетом, не превращает ее автоматически в правильную». Роджер Пенроуз из Оксфорда назвал теорию инфляции «модой, которую специалисты, занимающиеся физикой высоких энергий, навязали космологам. Даже муравьеды думают, что их детеныши прекрасны».)

Сам же Гут верил: рано или поздно подтвердится, что Вселенная плоская. Но его и вправду беспокоил тот факт, что в изначальной картине наблюдался маленький, но очень серьезный недостаток, который и до сих пор не до конца объяснен. Теория инфляции идеально подходила для решения глубоких космологических проблем. Проблема заключалась в том, что Гут не знал, как «выключить» инфляцию.

Представьте, что вы поставили на огонь чайник и температура воды в нем подходит к точке кипения. Как раз перед тем, как закипеть, она мгновенно переходит в состояние высокой энергии. Она стремится закипеть, но не может, потому что для образования пузырьков ей требуется какая-то неравномерность, инородное тело. Но когда пузырек образуется, он быстро переходит в состояние низкой энергии чистого вакуума, и чайник наполняется пузырьками. В конце концов пузырьки становятся такими большими, что сливаются, пока чайник не наполняется однородным паром. Когда все пузырьки сливаются, фаза перехода воды в пар завершена.

В изначальной картине Гута каждый пузырек представлял из себя частичку нашей Вселенной, расширяющейся из вакуума. Но когда Гут провел расчеты, он обнаружил, что пузырьки не сливаются должным образом, тем самым оставляя Вселенную невероятно комковатой. Иными словами, по его теории оставался полный чайник пузырьков пара, которые никогда не сольются вместе, чтобы образовать полный чайник однородного пара. Чайник кипящей воды Гута, казалось, никогда не превратится во Вселенную сегодняшнего дня.

В1981 году Андрей Линде из Института П. Н. Лебедева в России, а также Пол Дж. Штайнхардт и Андреас Альбрехт из Пенсильванского университета нашли способ разрешить эту загадку, поняв, что если одиночный пузырекложного вакуума будет расширяться достаточно долго, то в конце концов он заполнит весь «чайник» и создаст однородную Вселенную. Иными словами, наш мир может быть побочным продуктом одиночного пузырька, который расширился и заполнил Вселенную. Тогда не понадобилось бы большое количество пузырьков, которые должны слиться и заполнить чайник однородным паром. Достаточно было бы одиночного пузырька, при условии, что он расширялся бы достаточно долго.

Вернемся к аналогии с плотиной и ложным вакуумом. Чем шире плотина, тем больше времени понадобится воде, чтобы ее прорвать. Если стена плотины достаточно толстая, то время, нужное воде, чтобы пройти сквозь плотину, может быть произвольно долгим. Если Вселенная может расшириться в 10 50раз, то у одиночного пузырька достаточно времени решить проблемы горизонта, плоскостной Вселенной и монополя. Иными словами, если процесс туннелиро-вания достаточно замедлен, то Вселенная расширяется достаточно долго, чтобы стать плоской и чтобы по ней распространились моно-поли. Но это все же не решает вопрос: какой механизм может продлить инфляцию такого большого масштаба?

В конце концов, эта трудная проблема стала известна как «проблема мягкого выхода», то есть как расширять Вселенную достаточно долго, чтобы один-единственный пузырек смог образовать целиком всю Вселенную. За несколько лет было предложено по крайней мере 50 различных способов решения «проблемы мягкого выхода». (Это обманчиво простая задача. Я сам пытался найти несколько решений. Было относительно легко создать расширение умеренных масштабов в ранней Вселенной. Но чрезвычайно трудно заставить Вселенную расшириться в 10 50раз. Конечно, можно просто вписать цифру 10 50, но это будет искусственно и натянуто.) Иными словами, общепринятым было мнение, что процесс инфляции решает проблему монополя, горизонта и плоскостности Вселенной, но никто точно не знал, что вызвало инфляцию и что ее остановило.