Как возникла гипотеза космологической инфляции? Какими современными наблюдательными данными она подтверждается? Какими свойствами обладала Вселенная в начале инфляционной стадии? Об этом рассказывает доктор физико-математических наук Алексей Старобинский.

Космология занимается тем, что изучает структуру и историю всей Вселенной или, если сказать более точно, той части Вселенной, которую мы можем сейчас непосредственно наблюдать. За последние примерно 40 лет, начиная с того уровня, на котором космология была примерно в 1978 году, мы стали существенно больше знать о прошлом Вселенной. Если эту историю представить в самой компактной форме — примерно в такой же степени компактности, как если упростить историю человечества, перечислив только основные общественно-экономические формации: первобытно-общинную, рабовладельческую и так далее, — то если в 1978 году мы говорили о том, что история Вселенной состоит из двух частей, то сейчас мы уже говорим о четырех основных эпохах. История Вселенной за эти 40 лет стала вдвое обширней.

Самая первая стадия — инфляционная, или де-ситтеровская, — самая ранняя из известных нам стадий эволюции вселенных. Я не хочу сказать, что это самая первая стадия. В принципе, что-то было и раньше. Просто сейчас о том, что предшествовало инфляции, мы никаких определенных наблюдательных данных не имеем. Об инфляционной стадии за последние 20 лет, начиная с эксперимента COBE 1992 года, накопилось уже много наблюдательных данных, из них-то мы уверенно говорим о том, что до горячего Большого взрыва, который был известен уже с 50-х годов прошлого века, была предшествующая стадия, которая была холодной, но сверхплотной, с очень большой плотностью.

Согласно Эйнштейну, гравитационное взаимодействие можно описать как движение всего в искаженном пространстве-времени. Характерные радиусы кривизны этого четырехмерного пространства-времени были малыми в смысле характерных длин или очень большими в смысле кривизны (кривизна — обратный радиус). Речь будет идти о характерных временах порядка 10-39 секунды и расстояниях 10-29 сантиметра. Соответствующие энергии будут порядка 1014 ГэВ. В то же время на Большом адронном коллайдере достигается энергия максимум 104 ГэВ, то есть на 10 порядков меньше.

Рекомендуем по этой теме:
41460
FAQ: Вселенная до горячей стадии

Откуда мы об этом узнали? Была предложена гипотеза о том, что предшествовало стадии горячего Большого взрыва. Фактически одной из первых была моя работа 1979 года о том, что, если бы такая стадия была, то как бы это можно было проверить. Есть второй закон термодинамики: энтропия растет, в не очень четком смысле слова — если не прилагать специальных усилий, то беспорядок растет. Сейчас наша Вселенная достаточно упорядочена, что математически следует из того, что метрика пространства-времени, которая ее сейчас характеризует, может быть описана как очень симметричная, плюс на ней малая рябь, малые неоднородности с относительной безразмерной амплитудой порядка 10-5 — это число следует только из наблюдений. Эти возмущения метрики есть обобщения на случай теории Эйнштейна того самого ньютоновского гравитационного потенциала, который в школе изучается. Из того факта (это можно и более строго показать), что все-таки беспорядок растет, можно, хотя и не совсем обязательно, но естественно выдвинуть гипотезу, что по крайней мере та часть Вселенной, в которой мы находимся, в прошлом была еще более упорядоченной.

Инфляционную гипотезу можно представить в таком виде — это один из способов ее ввести, именно этот способ я использовал в своей работе 1979 года. Давайте вообще примем самую крайнюю гипотезу, что в какой-то момент времени в прошлом Вселенная была максимально симметричной, столь симметричной и красивой, насколько это возможно, насколько допускают законы физики, в частности законы квантовой механики и квантовой теории поля. Причем это утверждение должно относиться ко всему: и к гравитационному взаимодействию в терминах эйнштейновской теории гравитации или даже более сложных модифицированных теорий гравитации, которые я использовал, то есть к метрике пространства-времени; и ко всем физическим полям, которые в ней присутствуют.

Отсюда и возникает инфляционная гипотеза. Ее можно сформулировать так: давайте поищем пространство-время, обладающее столь большой степенью симметрии, сколько возможно, в частности, столь же симметричное, как и плоское пространство-время Минковского, которое, кстати, обладает 10-параметрической группой симметрии.

В смысле квантовых полей это значит, что не было никаких частиц, потому что любая частица нарушает симметрию, она дает выделенную, связанную с ней систему отсчета.

В этом смысле был вакуум по отношению ко всем частицам. Оказывается, такое пространство-время есть. Пространство Минковского для начального состояния не подходит, поскольку у него плотность энергии нулевая, а нам нужно в конце иметь положительную плотность энергии, из которой, в частности, мы состоим и сами. Но есть, оказывается, другое пространство-время, столь же симметричное — это пространство-время де Ситтера, которое является обобщением на четырехмерное пространство двухмерного гиперболоида вращения — того гиперболоида, из кусков которого построена Шуховская башня. Но там это двухмерная поверхность в трехмерном пространстве, а я говорю о четырехмерном. Оказалось, что эта гипотеза работает, и из нее есть наблюдательные следствия, именно эти следствия были измерены в экспериментах последних 20 лет.

Что это за наблюдательные следствия? Хотя частиц не было, но, согласно квантовой механике, это не значит, что не было квантовых полей. Квантовые поля, согласно принципу неопределенности Гейзенберга, не могут обращаться в ноль даже в вакуумном состоянии, где нет частиц. Эту начальную стадию я называл де-ситтеровской в 1979 году, а в 1981 году Алан Гут предложил ей имя «инфляционная стадия», которое действительно потом стало очень популярным.

Тут важно замечание, что это все-таки не абсолютно точно де-ситтеровская стадия, потому что реальная все-таки неустойчива. Истинно де-ситтеровская стадия была бы устойчивой, и она бы осталась такой, и тогда не было бы места ни для чего, что мы видим сейчас, в частности, для нас самих. Поэтому такая стадия должна быть метастабильной. То есть она должна хотя и медленно, но все-таки распадаться. Поэтому та максимальная симметрия, о которой я сказал, тоже соблюдается с точностью до этой слабой неустойчивости. Но это нестрашно, эта важная оговорка, но она не мешает сделать определенные предсказания.

В пространстве де Ситтера происходит процесс, который не происходит в плоском пространстве-времени. Поскольку это пространство-время кривое, в нем происходит процесс, аналогичный рождению пар «частица — античастица» в сильном поле, в частном случае электрического поля рождаются пары «электрон — позитрон». В метрике де Ситтера рождаются пары «частица — античастица» всех квантовых полей материи, в том числе и пары фотонов, а также пары гравитонов, но это отдельный вопрос.

Рекомендуем по этой теме:
6761
Реликтовое излучение

Специфика состоит в том, что в ускорительных экспериментах действительно имеют дело с частицами, там они регистрируются, а в космологии, оказывается, важна не частица, а уже сами флуктуации полей. В этом причина существования ответа на следующий вопрос: допустим, что выдвинута гипотеза о том, что что-то было с нашей Вселенной очень давно, — это все очень красиво, но как мы сейчас об этом узнаем и почему следы этого не затерлись?

Оказывается, и тут работает принцип причинности. Расширение Вселенной на начальной де-ситтеровской, или инфляционной, стадии происходит по экспоненциальному закону. Это закон очень быстрый. Из-за этого оказывается, что эти самые неоднородности, эти самые квантовые флуктуации (из них нас больше всего интересуют флуктуации метрики пространства-времени, то есть некие неоднородности пространства-времени) забрасываются. Созданный в одном месте, например, обобщенный гравитационный потенциал немножко больше, в другом месте — немножко меньше. Расстояние между этими точками становится настолько большим, что потом световой сигнал от одной точки до другой не успевает дойти за всю последующую эволюцию, вплоть до относительно недавнего момента.

Принцип причинности плюс только естественная гипотеза о том, что принцип причинности работает до этих энергий, по крайней мере до 1014 ГэВ, приводят к тому, что эти самые неоднородности (аналог того, чем для археологов были бы черепки с надписями), созданные на инфляционной стадии, доживают до настоящего момента. А дальше мы знаем, как их искать. Это можно делать и по распределению галактик, и, что самое точное, по особенностям в температуре реликтового излучения.

Практически оказывается, что окружающее нас реликтовое излучение, имеющее температуру примерно 2,73 кельвина, только в первом приближении изотропно.

В первом приближении его температура по разным направлениям на небесной сфере одна и та же. Но только в первом приближении. А на уровне 10-5 от этих примерно 2,7 градуса, то есть на уровне 30 микрокельвинов, она начинает отличаться. И у нас есть четкое предсказание, какие должны быть статистические свойства. Подтверждение наличия таких статистических свойств в более грубом первом приближении, которое только подтверждало общее предсказание всех инфляционных моделей, но еще не давало возможности сказать, какая из них верна, было получено в эксперименте COBE в 1992 году, примерно лет через десять после теоретического предсказания. А более точно это было сделано в экспериментах последних лет — это, во-первых, эксперимент WMAP, а потом эксперимент Planck. Эксперимент WMAP публиковал свои данные в течение нескольких последних лет, но действительно самые последние хорошие данные — это уже 2010–2011 годы, и 2013 год — это данные эксперимента Planck.

Рекомендуем по этой теме:
9312
Автограф | «Прорыв за край мира»

Не углубляясь в детали, можно показать, с какой точностью предсказаний мы работаем и как растет экспериментальная точность. Одна из самых важных величин, которые характеризуют и начальную де-ситтеровскую стадию, и флуктуации реликтового излучения, — это так называемый наклон спектра первичных возмущений. Это некая малая величина, общее предсказание инфляционного сценария, что эта величина должна быть малой. Предсказание, полученное в конкретном сценарии, в том, который я впервые предложил в 1980 году, а конкретно это число рассчитали в 1981 году Муханов и Чибисов, что это малое число равняется -0,04. Эксперимент COBE 1992 года дал результат для этого малого числа 0±0,1, то есть общее подтверждение того, что это число должно быть малым, меньше по модулю 0,1, но еще пока точность недостаточна, чтобы судить более точно. Последние данные эксперимента Planck свидетельствуют, что это число равняется -0,04±0,01. Так вы видите и точность теоретических предсказаний, и прогресс в определении уже чисел, конкретных безразмерных чисел, который произошел в экспериментальной космологии.