Борис Штерн - Прорыв за край мира

Б. Ш.:Ты имеешь в виду вечную инфляцию? Что область с одним и тем же вакуумом успевает расшириться и дает много одинаковых вселенных?

А. С.:Да, можно нарисовать это вот таким образом:

Рис. 40.4

Здесь светлый фон — раздувающееся пространство с одним и тем же вакуумом, каким он был в самом начале. Серые «заливы» — новые вселенные, образовавшиеся в одинаковых условиях.

Б. Ш.:Но ведь возможны еще фазовые переходы после окончания инфляции. Например, если был фазовый переход, связанный с великим объединением, и если в нем задействовано несколько скалярных полей, то результат такого фазового перехода может случайным образом влиять на физику.

А. С.:В принципе это может быть и так. Вопрос о возникновении разных вариантов физики при фазовых переходах надо задавать физикам частиц, и ответить на него они пока не могут. Может быть так, а может быть, и нет. Но в любом случае есть бесконечное число вселенных, в которых физика в момент окончания инфляции одинакова. Всё, что касается компактификации дополнительных измерений или образования бран, уже произошло раньше, до горлышка, из которого разворачивается этот куст вселенных.

Б. Ш.:Да, очень интересно! Действительно, вечная инфляция дает пучки родственных вселенных. В голову не приходило, а ведь очевидно! Но вернемся к истории. В восьмидесятых наблюдения давали слишком однородную карту реликта — сначала думали, что неоднородности должны быть на уровне 10 -3, их не оказалось. Потом изобрели темную материю, позволившую обойтись неоднородностями контраста 10 -5, но наблюдения Парийского на РАТАН-600 прошли и этот уровень, ничего не обнаружив. Это обеспокоило очень многих. В частности, помню доклад Андрея Линде 1986 года — он говорил, что ситуация с однородностью реликта уже тревожная, и если верхний предел опустится еще чуть-чуть, то будет совсем плохо. Плохо в том смысле, что невозможно объяснить образование галактик — космологию ждет тупик. Как ты тогда воспринимал эту проблему, она тебя тоже напрягала?

А. С.:Пожалуй, нет. Я просто не верил в результат Парийского. Видимо, у меня есть чутье, каким данным стоит верить, каким — нет, и оно мне подсказывало, что результат неверен.

Потом мы вместе с Парийским в 1992 году взяли его данные и нашли-таки в них флуктуации на нужном уровне — авторы эксперимента сначала просто не смогли извлечь эти неоднородности из данных.

Б. Ш.:А как ты воспринял открытие темной энергии в 1998 году? Твое чутье что-нибудь подсказывало по этому поводу? Тебя это порадовало?

А. С.:Порадовало, но не удивило. Тут дело даже не в чутье, а в косвенных свидетельствах, которые были и раньше. Если современная постоянная Хаббла H 0 , больше 60 км/с/мегапарсек, то космологическая постоянная просто необходима, чтобы свести концы с концами. Иначе Вселенная оказывается моложе некоторых звезд. По поводу постоянной Хаббла долгое время шли споры. Аллан Сэндэйдж и Густав Тамманн твердо стояли на том, что значение Н 0 находится в районе 50 км/с/мегапарсек — при таком значении не возникает никаких противоречий. Но со временем всё больше данных указывало на то, что Н 0 около 70-75 км/с/мегапарсек. И когда по сверхновым увидели, что Вселенная расширяется с ускорением, и одновременно измерили, что Н 0 действительно находится в этом диапазоне, все восприняли это как должное. Всё встало на свои места.

Б. Ш.:А как ты отнесся к открытию акустического пика, а потом и нескольких пиков? Я в то время, в 1990-х — начале 2000-х, был вне этой темы, но задним числом акустические пики поразили меня до глубины души.

А. С.:Меня это тоже порадовало, но я ждал, что теория подтвердится и здесь. Так что особого удивления не было.

Б. Ш.:Есть ли сейчас люди (я имею в виду серьезных исследователей), которые настроены против теории инфляции?

А. С.:Есть. Например, Пол Стейнхардт. Он привык мыслить в терминах скалярного поля, где потенциал выражается степенью: V ~ ф α. Новые данные, а именно наклон спектра и верхний предел на гравитационные волны, ставят под сомнение такую возможность.

Четвертая степень отброшена с гарантией, вторая степень противоречит данным на уровне 2,5 сигма — т. е. поставлена под сомнение. Остается линейная зависимость, но она не очень естественна. Другая трудность теории инфляции, про которую часто говорят, — начальные условия. Чтобы запустить процесс, требуется большое и более-менее однородное поле в области размером нескольких горизонтов. Но это не очень большая трудность.