На информационном ресурсе применяются рекомендательные технологии (информационные технологии предоставления информации на основе сбора, систематизации и анализа сведений, относящихся к предпочтениям пользователей сети "Интернет", находящихся на территории Российской Федерации)

Свежие комментарии

  • Владимир
    Риск снижается, но все равно в итоге приводит к 100 % смертности.Инфаркт миокарда ...

Андрей Линде: от хаотической инфляции до супергравитации

Андрей Линде

Сорок лет назад в печати появилась статья старшего научного сотрудника Физического института АН СССР (а ныне — профессора Стэнфордского университета) Андрея Дмитриевича Линде «Хаотическая инфляция», которой было суждено стать одним из важнейших вкладов в теоретическую космологию XX века. По случаю пусть и не вполне круглого, но всё же юбилея этой замечательной работы я попросил ее автора поделиться с аудиторией «Элементов» своими воспоминаниями о возникновении и развитии инфляционной космологии и рассказать о ее прогрессе в нашем столетии.

Большой взрыв и его проблемы

Изложение нашей беседы нуждается в информационной подготовке, которая сейчас и воспоследует.

В работе Андрея Линде представлена новая концепция сверхбыстрого расширения Вселенной на самой ранней стадии ее истории, которое с легкой руки американского физика и космолога Алана Харви Гута за пару лет до этого получило эффектное название космической инфляции (A. D. Linde, 1983. Chaotic Inflation). Она позволила устранить целый ряд слабостей предшествующих теорий такого расширения, развитых в работах Гута и Линде, Алексея Старобинского, Пола Стейнхардта и еще нескольких ученых. Модель хаотической инфляции также стала началом формирования принципиально нового понимания ключевых механизмов эволюции Вселенной, которое без большой задержки сделалось основой большинства теоретических исследований в этой важнейшей области космологии. А число таких исследований уже с середины 1980-х годов быстро выросло. Как отметил Алан Гут на конференции по проблемам экспериментальной проверки теории инфляции, состоявшейся в конце 1990 года, ежегодное число журнальных статей по инфляционной космологии после 1983 года в среднем составило не менее полутора сотен.

Вручение премии Кавли 2014 года

Теория космической инфляции возникла не на пустом месте. У нее были предшественники и в классической физике, начиная со сценария экспоненциального расширения пространства, опубликованного в 1917 году голландским астрономом Виллемом де Ситтером (см. De Sitter universe), и в некоторых версиях теории квантовых полей, развитых во второй половине прошлого века. Однако главным стимулом к ее созданию стало переосмысление основных положений модели горячей Вселенной, известной также как модель Большого взрыва. Ее фундамент был заложен на рубеже 1940–50-х годов трудами профессора Университета Джорджа Вашингтона Георгия Антоновича Гамова и его ассистентов. Предложенный ими сценарий эволюции Вселенной и синтеза химических элементов из протонов и нейтронов на ее ранней стадии полтора десятка лет считался чисто теоретической конструкцией. Однако акции этого сценария резко подскочили в результате открытия в 1964 году (и опубликованного на следующий год) предсказанного на его основе реликтового космического излучения, после чего он быстро превратился в практически общепринятую космологическую концепцию. Детальную историю создания теории Большого взрыва, включая описание первой сотни миллионов лет космической эволюции, сделанное на базе ее современной версии, можно найти в моей статье Джордж и его команда: к 70-летию горячей модели Вселенной («Элементы», 26.01.2016).

Важность коррекции модели Большого взрыва кроется не в ней самой, а в необходимости правильно определить временные границы ее применения. Она вполне надежно работает для всех возрастов Вселенной, превышающих 10−6 секунды. Более того, ее можно без особой потери достоверности сдвинуть в прошлое до времен порядка 10−12–10−11 секунды, то есть, до эпохи отделения слабого взаимодействия от электромагнитного (стоит отметить, что сразу после этого «включилось» поле Хиггса и частицы обрели массу). Если учесть, что возраст Вселенной сейчас оценивается приблизительно в 13,8 миллиардов лет, придется признать, что мы имеем дело с поистине уникальной теоретической конструкцией.

Но вернемся к микросекундной Вселенной. Согласно модели Большого взрыва, она была заполнена частицами огромных энергий и потому была чрезвычайно горячей — температура фотонного газа тогда составляла около 10 триллионов градусов Кельвина (или, в энергетических единицах, 1 ГэВ). С течением времени Вселенная расширялась (при этом в разные эпохи с неодинаковыми скоростями) и, соответственно, охлаждалась. Не буду вдаваться в детали, вновь отошлю читателей к своей статье о работах группы Гамова. В общем, теория Большого взрыва «приняла к рассмотрению» нашу Вселенную в сверх-сверхнагретом состоянии и вполне успешно довела ее до нынешнего космического холода (напомню, что температура реликтового излучения, которую принято отождествлять со средней температурой космического пространства, сейчас составляет всего лишь 2,7255 K).

Но значит ли это, что Вселенная уже в момент рождения (точнее, сразу после него) была еще плотнее и горячее, — точнее, неизмеримо плотнее и горячее? В 1970-е годы космологи примерно так и полагали. Тогдашние версии модели Биг-Бэнга позволяли подсчитать, что через 10−43 секунды после рождения Вселенной та часть Большого Космоса, которая сегодня доступна наблюдениям, имела размеры порядка миллиметра. С другой стороны, одна только барионная компонента полной массы наблюдаемой части Вселенной оценивается в 1053 килограммов, и вроде бы трудно представить, как Природе удалось ее упаковать в столь крохотном пузырьке пространства. Возможно, кому-то такие заключения и казались фантастическими, но, как ни странно, массового недоверия они не вызывали.

Впрочем это затруднение еще не самое серьезное — в конце концов, оно больше апеллирует к эмоциям, нежели к физике. Однако теория горячей Вселенной встретилась с куда более значительными проблемами, о которых сейчас и пойдет речь.

Первая проблема заключается в следующем. Астрономы уже давно уверились в том, что если нынешнее космическое пространство и деформировано, то довольно умеренно. Созданные еще в 1920-е годы очень схожие космологические модели Александра Фридмана и Жоржа Анри Леметра позволяют вычислить, какой должна была быть эта искривленность вскоре после Большого взрыва, чтобы находиться в согласии с современными измерениями. Кривизна пространства оценивается с помощью безразмерного параметра Ω, равному отношению средней плотности космической энергии к тому ее значению, при котором эта кривизна делается равна нулю, а геометрия Вселенной, соответственно, становится плоской. Полвека назад уже не было сомнений, что если этот параметр и отличается от единицы, то не больше, чем в десять раз в ту или иную сторону. Согласно неумолимой математике космологических моделей, отсюда следует, что через одну секунду после Большого взрыва он мог быть больше или меньше единицы лишь на 10−14! Возникает естественный вопрос: такая фантастически точная «настройка» случайна или обусловлена физическими причинами? Именно так в 1979 году эту задачу сформулировали американские физики Роберт Дикке и Джеймс Пиблс (а Дикке задумался над ней еще на десяток лет раньше).

Второе затруднение связано с реликтовым излучением. Сейчас точными измерениями доказано, что из какой бы точки горизонта оно ни пришло, его температура постоянна с точностью до тысячной доли процента. В 1970-е годы этих данных еще не было, но астрономы и тогда полагали, что такие колебания не превышают одной десятой процента.

В этом и состояла загадка. Кванты микроволнового излучения разлетелись по Космосу приблизительно через 380 тысяч лет после Большого взрыва. Если Вселенная всё время эволюционировала по Фридману — Леметру, то фотоны, пришедшие на Землю с участков небесной сферы, разделенных угловым расстоянием более двух градусов, были испущены из областей пространства, которые тогда не могли иметь друг с другом ничего общего. Между ними лежали расстояния, которые свет попросту не успел бы преодолеть за всё время тогдашнего существования Вселенной — на формальном жаргоне, их космологические горизонты не пересекались. Поэтому у них не было возможности установить друг с другом тепловое равновесие, которое почти точно уравняло бы их температуры. Но если эти области ничего не знали друг о друге, как они оказались практически одинаково нагреты? Если это и совпадение, то опять-таки уж больно странное.

Третья проблема совсем из другой оперы. С середины 1970-х годов физики начали работать над теоретическими моделями Великого объединения трех фундаментальных взаимодействий — сильного, слабого и электромагнитного. Многие из них приводили к выводу, что вскоре после Большого взрыва должны были в изобилии рождаться очень массивные частицы, несущие одиночный магнитный заряд — магнитные монополи. Предполагаемый механизм их рождения был описан в 1974 году Александром Поляковым и Герардом 'т Хоофтом, и он довольно экзотичен. Когда возраст Вселенной достиг 10−36 секунды (по другим оценкам, несколько раньше), а ее температура составила 1014 ГэВ, сильное взаимодействие отделилось от электрослабого и обрело самостоятельное существование. Теория требует, чтобы при этом в вакууме образовались точечные топологические дефекты с массой, в 1015–1016 большей, нежели масса тогда еще не существовавшего протона. Когда в свою очередь разделилось электрослабое взаимодействие и появился настоящий электромагнетизм (напомню, что это случилось примерно через 10−12 секунды после рождения Вселенной, когда ее температура составляла порядка 100 ГэВ, или 1015 К), они обрели магнитные заряды и начали новую жизнь в виде магнитных монополей.

Эта красивая модель поставила тогдашнюю космологию перед малоприятной проблемой. «Северные» магнитные монополи обязаны аннигилировать при столкновении с «южными» (подобно тому, как электроны аннигилируют при встрече с позитронами), но в остальном эти частицы стабильны. Из-за своей огромной по меркам микромира массы нанограммового масштаба они были обязаны вскоре после рождения замедлиться до нерелятивистских скоростей, рассеяться в пространстве и сохраниться до наших времен. Согласно сценарию Большого взрыва, их нынешняя плотность должна приблизительно совпадать с плотностью протонов. Но в этом случае общая плотность космической энергии как минимум в квадриллион раз превышала бы реальную.

Точности ради следует отметить, что все попытки обнаружить монополи до сих пор завершались неудачей. Как показал поиск этих частиц в железных рудах и морской воде, отношение их числа к числу протонов не превышает 10−30. Так что либо магнитных монополей вообще нет в нашей области пространства, либо их плотность настолько мала, что наши приборы не в состоянии их зарегистрировать, несмотря на четкую магнитную подпись. Это подтверждают и астрономические наблюдения: наличие монополей должно сказываться на магнитных полях нашей Галактики, а этого тоже не обнаружено.

Итак, к началу 1980-х годов космологи осознали, что модель Большого взрыва (при всей своей элегантности и несомненном соответствии с реальным положением дел во Вселенной почти во все космологические эпохи!) все же требует корректировки. Было столь же очевидно, что эта процедура должна обеспечить применимость модели (точнее, ее модифицированной версии) к описанию временных интервалов, лежащих совсем близко ко всё еще таинственному моменту рождения Мироздания. А для этого, как всегда и случается в Большой Науке, требовались принципиально новые — и, возможно, революционные — теоретические прозрения.

Экспонента всё превозмогает!

И такие прозрения не замедлили появиться. Главной из них была гипотеза, согласно которой на самой ранней стадии существования Вселенной (а возможно, и позднее) в ней существовало скалярное поле (или поля), создающее отрицательное давление (скалярность поля означает, что его кванты были бесспиновыми бозонами, подобно бозонам поля Хиггса). Наличие отрицательного давления кажется парадоксом, однако оно встречается и в повседневной жизни. Система с положительным давлением, например сжатый газ, при расширении теряет энергию и охлаждается. Эластичная лента, напротив, пребывает в состоянии с отрицательным давлением — ведь, в отличие от газа, она стремится не растянуться, а сжаться. Если такую ленту быстро вытянуть в длину, она нагреется, и ее тепловая энергия возрастет. При расширении Вселенной поля с отрицательным давлением (их обычно именуют инфлатонными) тоже копят энергию, которая, высвобождаясь, нагревает всю Вселенную.

Отрицательное давление, вообще-то, может иметь различную величину. Однако существует особый случай, когда оно равно плотности космической энергии с обратным знаком. При таком раскладе эта плотность остается постоянной при расширении пространства, поскольку отрицательное давление полностью компенсирует растущее «разрежение» частиц и световых квантов. Из уравнений Фридмана — Леметра следует, что Вселенная в этом случае расширяется экспоненциально, раз за разом удваивая радиус за одинаковые промежутки времени. К слову, именно такую Вселенную в 1917 году теоретически построил де Ситтер.

Гипотеза экспоненциального расширения, в принципе, позволяет разрешить все три вышеназванные проблемы теории Большого взрыва. Предположим, что Вселенная возникла из крошечного пузырька сильно искривленного пространства, который претерпел превращение, наделившее пространство отрицательным давлением и тем заставившим его расширяться по экспоненте. Естественно, что после зануления этого экзотического давления Вселенная возвратится к прежнему «нормальному» расширению.

Будем считать, что радиус Вселенной перед выходом на экспоненту всего на несколько порядков превышал планковскую длину, 10−35 метра. Если в экспоненциальной фазе он вырастет, скажем, в 1050 раз (а такая оценка почти наверняка сильно занижена — например, согласно опубликованным 10 лет назад результатам наблюдений на космическом телескопе «Кеплер», в фазе инфляции коэффициент расширения пространства составил 1078), то к ее концу достигнет как минимум многих тысяч световых лет. Можно показать, что, каким бы ни было отличие параметра Ω от единицы до расширения, к его концу оно уменьшится почти до нуля. Как бы сильно пространство ни было искривлено в начале, инфляция сделает его почти идеально плоским (или, как еще говорят, евклидовым).

Аналогично решается проблема магнитных монополей. Если топологические дефекты, ставшие их предшественниками, возникли до или даже в процессе экспоненциального расширения, то к его концу они должны отдалиться друг от друга на исполинские расстояния. С тех пор Вселенная еще изрядно расширилась, и плотность монополей дополнительно упала. Вычисления показывают, что даже если исследовать космический кубик с ребром в миллиард световых лет, то там с высочайшей степенью вероятности не найдется ни единого монополя.

Гипотеза экспоненциального расширения подсказывает и простое избавление от проблемы горизонта. Предположим, что размер зародышевого пузырька, положившего начало нашей Вселенной, не превышал пути, который успел пройти свет после Большого взрыва до возникновения пузырька. В этом случае в нем могло установиться тепловое равновесие, обеспечившее равенство температур по всему объему, которое сохранилось при экспоненциальном расширении. Подобное объяснение присутствует во многих учебниках космологии, однако без него можно обойтись — но об этом в следующем разделе.

Поиск причин

В начале 1980-х годов несколько теоретиков (первым был Алексей Старобинский) рассмотрели модели ранней эволюции Вселенной с короткой стадией экспоненциального расширения. В 1981 году Алан Гут опубликовал работу, которая привлекла к этой идее всеобщее внимание. Главным образом он хотел разрешить загадку отсутствия магнитных монополей — собственно космология его тогда интересовала меньше. Гут понял, что подобное расширение (скорее всего, завершившееся на отметке в 10−34 секунды) не только снимает эту проблему, но и указывает путь к радикальному устранению неувязок с плоской геометрией и горизонтом. Как я уже отметил, именно Гут назвал сверхбыстрое расширение пространства космологической инфляцией, и этот термин был беспрекословно принят его коллегами.

Однако же модель Гута имела серьезный недостаток. Она допускала возникновение множества инфляционных областей, которые претерпевали столкновения друг с другом, сопровождающиеся большим выделением энергии. Это вело к формированию сильно неупорядоченного космоса с неоднородной плотностью вещества и излучения, который совершенно не похож на наше реальное пространство. Однако вскоре Андрей Линде в Москве, а позже Андреас Альбрехт (Andreas J. Albrecht) с Полом Стейнхардтом в Филадельфии показали, что если изменить теорию скалярного поля, то всё встанет на свои места. Отсюда следовал сценарий, по которому вся наблюдаемая Вселенная возникла из одного вакуумного пузыря, отделенного от других таких же пузырей непредставимо большими расстояниями. Каждый такой пузырь на заре своего существования претерпевает фазу инфляционного расширения, которое увеличивает его радиус на десятки или сотни порядков. Мы этих областей, конечно, не видим, поскольку их свет дойдет до нашей части Вселенной через триллионы или квадриллионы лет. Даже если «наш» пузырь столкнется с соседним, световые сигналы от этого катаклизма всё равно затеряются в океане времени. Эту теоретическую конструкцию Андрей Линде в написанной в 1981 году и опубликованной на следующий год статье назвал новым сценарием для инфляционной Вселенной (A. D. Linde, 1982. A new inflationary universe scenario: A possible solution of the horizon, flatness, homogeneity, isotropy and primordial monopole problems).

В 1983 году Линде совершил очередной прорыв, разработав теорию хаотической инфляции, сорокалетний юбилей которой мы имеем честь отмечать. Она значительно ослабила требования к тем скалярным полям, включение которых может запускать инфляционные процессы. Оказалось, что полей с нужными качествами может быть много больше по сравнению с предшествующими моделями. Поэтому теория хаотической инфляции позволила сильно улучшить прежние объяснения структуры Вселенной и однородности реликтового излучения. Из нее вытекает, что в ходе инфляции любые предшествующие неоднородности скалярного поля растягиваются настолько, что практически исчезают. На завершающем этапе инфляции это поле сильно ослабевает и вблизи минимума своей потенциальной энергии начинает быстро осциллировать. За счет выделенной при этом энергии в изобилии рождаются частицы и фотоны, которые интенсивно взаимодействуют друг с другом и достигают равновесной температуры. Так что по окончании инфляции мы имеем плоскую горячую Вселенную, которая затем эволюционирует уже по сценарию Большого взрыва. В результате инфляционная космология позволила сдвинуть датировку Большого взрыва примерно к 10−34 секунды. Это уже совсем близко к началу нашего Мироздания, но всё же не самое начало!

Теория хаотической инфляции убедительно объясняет, почему сегодня мы наблюдаем почти однородное реликтовое излучение с мизерными, но всё же ненулевыми угловыми вариациями температуры. Эти колебания порождены квантовыми флуктуациями скалярного поля в первой фазе существования Вселенной. Теория хаотической инфляции также разрешила проблему горизонта даже без допущения, что до начала экспоненциального расширения зародышевая вселенная пребывала в состоянии теплового равновесия.

Модель хаотической инфляции оказалась способна и на большее. Из нее следует, что распределение вещества и излучения в пространстве после завершении инфляции просто обязано быть почти идеально однородным, за исключением только что упомянутых следов первичных квантовых флуктуаций. Эти флуктуации породили локальные неоднородности плотности материи, которые со временем дали начало галактическим скоплениям и разделяющим их космическим пустотам. Очень важно, что без инфляционного растяжения пространства флуктуации оказались бы слишком слабыми и не смогли бы стать зародышами галактик. В общем, инфляционный механизм в хаотической модели обладает чрезвычайно мощной и универсальной креативностью — если угодно, предстает в качестве вселенского демиурга.

В масштабах порядка сотых долей величины наблюдаемой нами части Вселенной (в настоящее время это сотни мегапарсек) ее состав был и остается однородным и изотропным. Однако на шкале всего Космоса однородность исчезает. Как позже показал Линде, инфляция делается вечной, она прекращается в одной области и начинается в другой — и так далее до бесконечности (A. D. Linde, 1986. Eternally Existing Self-Reproducing Chaotic Inflationary Universe). Этот самовоспроизводящийся бесконечный процесс порождает ветвящееся множество миров, которое называют Мультивселенной. Поскольку они отличаются друг от друга различными значениями базовых скалярных полей, фундаментальные физические законы могут там реализоваться в различных ипостасях. К примеру, внутриядерные силы и заряд электрона в разных вселенных могут оказаться отличными от наших. Эту фантастическую картину на полном серьезе обсуждают и физики, и космологи.

Подводя итоги

Инфляционная космология может похвастаться немалым числом замечательных достижений. Она предсказала плоскую геометрию нашей Вселенной задолго до того, как этот факт удостоверили астрономы и астрофизики. Вплоть до конца 1990-х годов считалось, что при полном учете всего вещества Вселенной численная величина параметра Ω не превышает 1/3. Понадобилось открыть темную энергию, чтобы удостовериться, что эта величина практически равна единице, как и следует из инфляционных сценариев. Также были предсказаны вариации температуры реликтового излучения и заранее вычислен их спектр. Подобные примеры можно приводить еще и еще. Попытки опровергнуть инфляционную теорию предпринимались неоднократно, но это никому так и не удалось.

И еще одну вещь необходимо подчеркнуть со всей определенностью. В последние годы сложилась концепция множественности вселенных, формирование которой вполне можно назвать научной революцией. Несмотря на свою незавершенность, она становится частью культуры нового поколения физиков и космологов.

Признавая все эти успехи, я всё же закончу свое введение призывом к осторожности. Инфляционная парадигма реализована сейчас во множестве вариантов, среди которых нет признанного лидера. Моделей много, но никто не может с уверенностью выбрать единственно правильную или хотя бы наилучшую. Говоря о гигантском прогрессе в создании инфляционной космологии, надо как минимум учитывать, что она всё еще далека от концептуальной финализации. Например, пока что не решена проблема начала инфляции. Скорее всего, без него не обойтись, но еще не понятно, как к нему подобраться.

И всё же у инфляционной картины мира сейчас нет серьезных конкурентов. Я бы сравнил ее с атомно-молекулярной теорией вещества, которая поначалу тоже имела множество неувязок и дырок, а «всего лишь» полтораста лет назад вообще не пользовалась особым доверием ученых. Однако прогресс физики и химии привел к тому, что к началу XX века она завоевала полное признание. Позволю себе выразить надежду, что и концепция космологической инфляции прекрасно справится со своими трудностями.

Надеюсь, благосклонные читатели простят мне столь затянувшееся введение. Я вовсе не стремился продемонстрировать эрудицию, а просто хотел помочь лучшему пониманию беседы с Андреем Дмитриевичем Линде. К ней и перейдем.


— Андрей, давайте начнем с начала. Как случилось, что Вы включились в исследования в области теоретической космологии?

Давид Абрамович Киржниц

А. Л.: Это произошло постепенно. В 1971 году я окончил физфак МГУ и поступил в аспирантуру Физического института имени Лебедева. Моим научным руководителем и Учителем в самом полном смысле слова был блестящий физик-теоретик Давид Абрамович Киржниц. Как известно, к началу 1970-х годов физика элементарных частиц приросла моделью электрослабого взаимодействия, построенной несколькими годами раньше на основе калибровочной теории Янга — Миллса. В 1972 году Киржниц заметил и глубоко проанализировал очень нетривиальную аналогию между этой моделью и микроскопической квантовой теорией сверхпроводимости, развитой в середине 1950-х годов американскими физиками Джоном Бардиным, Леоном Купером и Джоном Шриффером. Сверхпроводимость любого материала разрушается выше его критической температуры, когда тепловые колебания кристаллической решетки приводят к испарению бозе-конденсата куперовских пар. В модели электрослабого взаимодействия таких пар, конечно, нет, но имеется скалярное поле Хиггса, благодаря которому слабое и электромагнитное взаимодействие обретают независимое существование. Киржниц предположил, что при очень высоких температурах хиггсовское поле претерпевает фазовый переход и тоже как бы испаряется, в результате чего различия между этими двумя взаимодействиями полностью исчезают.

Эту идею мы и стали вместе разрабатывать. В итоге мы пришли к выводу, что в самой ранней Вселенной слабые и электромагнитные взаимодействия мало отличались друг от друга. Ситуация изменилась, когда электромагнитное взаимодействие действительно отделилось от слабого именно в результате фазового перехода. Этот переход стал возможен лишь после того, как температура Вселенной понизилась до порога, когда пространство стало заполняться полем Хиггса. Пару лет нам никто не верил, но в 1974 году еще трое физиков, включая одного из создателей электрослабой модели, Стивена Вайнберга, не только подтвердили наши основные выводы, но и придали им дополнительное развитие.

Сотрудничество с Киржницем также дало и ненаучный результат, для меня уж никак не менее важный. На семинаре Теоретического отдела ФИАН, где он докладывал нашу работу, я встретил замечательного физика-теоретика Ренату Каллош, которая через два года стала моей женой. Сейчас она, как и я, занимает профессорскую кафедру в Стэнфорде.

— Завязка истории просто замечательная. Ну и что было дальше?

А. Л.: В середине 1970-х мы с Киржницем обнаружили, что фазовый переход, о котором шла речь, в определенных условиях относится к первому роду, наподобие конденсации пара в воду или кристаллизации воды в лед. Это означает, что он может надолго задержаться в результате эффекта, аналогичного замедлению образования льда в переохлажденной жидкости. В переохлажденном вакууме тоже можно застрять, что приведет к экспоненциальному расширению пространства. А потом нестабильный вакуум распадается, и во Вселенной появляются быстро растущие пузыри, заполненные скалярным полем, в чем-то похожие на пузырьки пара в кипящей жидкости. Поначалу они расширяются независимо, но в конце концов сталкиваются и сливаются друг с другом. Однако при переохлаждении вакуума конечным итогом таких столкновений должно стать рождение сильно неоднородной Вселенной, ничем не напоминающей наш собственный мир. Эти процессы мы с Геннадием Чибисовым изучили в 1978 году, но писать о них не стали — на что нам была нужна такая Вселенная? Тем тогда дело и кончилось.

— Так это именно что тогда. А потом наступили 1980-е годы, которые и привели к рождению инфляционной парадигмы.

А. Л.: Нужно сказать, что первая модель инфляции была построена Старобинским еще до Гута, в 1980 году. У нас она сразу обрела большую популярность, в частности очень понравилась Сахарову. Но она казалась довольно сложной и к тому же не ставила своей целью одним махом решить кучу космологических проблем, обсуждавшихся Гутом. В результате в этом направлении поначалу работали только в России, на Западе о модели Старобинского знали меньше.

— И к чему привели эти усилия?

А. Л.: Модель Старобинского удалось модифицировать и использовать, причем вполне конструктивно. Как обнаружили в 1981 году Чибисов с Вячеславом Мухановым, на ее основе можно показать, что квантовые флуктуации, возникающие во время инфляции, приводят к рождению таких неоднородностей в распределении космической материи, которые могут становиться зародышами формирования галактик. Вот это была фундаментальная вещь, причем совершенно неожиданная. Но в то время огромное значение этого результата, который был важным шагом к пониманию крупномасштабной структуры Вселенной, еще не было осознано. Наверное, не пришло еще его время.

— А затем в 1981 году состоялось пришествие знаменитой статьи Алана Гута Inflationary Universe: A Possible Solution to the Horizon and Flatness Problems, где экспоненциальное расширение пространства впервые было названо инфляцией. И у него, как и у Вас с Киржницем и Чибисовым, такое расширение связывалось с переохлаждением ранней Вселенной, которое надолго задержало квантовый фазовый переход.

А. Л.: Да, именно так. Помню, что мне позвонил Лев Борисович Окунь и спросил: «Андрей, а Вы уже читали работу Гута, где рассказано, как можно объяснить однородность и размер Вселенной?». Я сказал: «Нет, не читал, но давайте я Вам объясню, почему такие объяснения не работают». У меня для такого ответа были все основания. У Гута экспоненциально расширяющиеся пузыри сталкивались так же, как и у нас с Чибисовым, так что Вселенная в конце концов получалась очень неоднородной. Я примерно представлял себе логику его модели и потому знал, что эта проблема непременно возникнет. Позднее, прочтя статью Гута, я заметил, что он и сам это понимает. Не случайно в самом конце он отметил, что решился на публикацию в надежде, что другие ученые заинтересуются его моделью и найдут способы устранить нежелательные последствия предложенного сценария космической инфляции.

— И что же Вы подумали, когда сами ознакомились со статьей Гута?

А. Л.: Признаюсь, было очень жалко, что его механизм не работает. Идея-то ведь замечательная — избавиться от нерешенных проблем теории горячей Вселенной на основе единого физического механизма. Жалко было ее отбрасывать, тем более что у Гута было много общего с моим подходом. Я туда-сюда, пытаюсь посмотреть, как это можно улучшить, — и ничего не выходит. Я к тому же тогда загремел в больницу, внезапно проявилась язва двенадцатиперстной кишки — возможно, отчасти и после эмоционального стресса из-за проблемы, которая казалась неразрешимой.

А летом 1981 года я вдруг понял, как с этой проблемой можно расправиться. Оказалось, что фазовый переход с распадом нестабильного вакуума иногда способен рождать стабильную фазу не сразу, а, так сказать, обходным путем. Это возможно, если начальное значение скалярного поля внутри пузыря мало и растет очень медленно. Если такое положение дел сохранится достаточное время, пузыри долго не будут сталкиваться, а внутреннее пространство каждого пузыря будет расти экспоненциально. Если я сижу в одном из таких пузырей, то для меня он и будет единственной Вселенной практически бесконечных размеров. Эта Вселенная для меня окажется идеально однородной. И даже если на бесконечно далекой границе моего пузыря произойдут какие-то неприятности из-за столкновения с соседом, я этого попросту не замечу.

Когда я всё это понял, то просто ахнул. Ведь идея-то очень простая, как же раньше до нее никто не дошел. Было это поздно ночью, жена спала. Я вытащил телефон в коридор, чтобы ее не будить, и побежал звонить Рубакову, говорю ему: «Валера, вот тут такое дело с космической инфляцией, ты не знаешь, кто-нибудь в эту сторону думал?» Он отвечает: «Нет, никогда не слышал». Мы с ним всё пообсуждали, я разбудил жену и говорю: «Рената, кажется, теперь я знаю, как родилась наша Вселенная».

— Как Вы помните, когда-то Эрнест Резерфорд сказал своим ассистентам, что теперь он знает, как устроен атом. Так что Вы в хорошей компании. Но ведь еще нужно было, чтобы о Вашем результате узнали не только Валерий Анатольевич Рубаков и Ваша супруга.

А. Л.: Да, конечно. Я несколько месяцев получал разрешение на публикацию статьи о новом сценарии и отправил ее в Physics Letters B только в октябре. Она вышла в свет уже в 1982 году, но препринты я заранее послал многим специалистам.

А дальше было вот что. В июне 1982 года Стивен Хокинг организовал в Кембридже конференцию по космологии. Из Советского Союза туда приехали Старобинский, Игорь Новиков, еще много хороших людей, я тоже туда попал. Это была лучшая конференция в моей жизни, столько там было интересного. Но одновременно, как ни странно, и худшая. За пару месяцев до нее Старобинский на конференции в Тарту сделал доклад с утверждением что те неоднородности плотности, которые возникают в моей модели новой инфляции, слишком велики, так что теория нереалистична. Когда мы приехали в Кембридж, об этом еще никто не знал, а Хокинг даже объявил, что там всё в порядке. Но потом в ходе дебатов выяснилось, что прав-то был Старобинский. Так что его результат сохранил свою ценность, а Хокингу пришлось срочно посылать исправления к своей статье. Эту историю сейчас никто не знает, кроме участников конференции.

Андрей Линде с А. Д. Сахаровым и Стивеном Хокингом

В общем, у меня были причины возвращаться из Англии в Москву не в лучшем настроении. И вот после этого я и придумал свою хаотическую Вселенную. Сейчас даже трудно вспомнить, как именно это случилось. Знаете, как бывает — ходишь, ходишь, думаешь, и вдруг начинает получаться. Оказалось, что можно обойтись и без сверхвысоких температур, и без ложного вакуума, и без фазовых переходов. Можно даже работать с самым простым скалярным полем, имеющим потенциальную энергию, квадратично зависящую от величины поля, как у обычного гармонического осциллятора.

Более того, всё работает, даже если потенциальная энергия скалярного поля зависит от его величины очень сложно. Нужно только, чтобы при некоторых значениях скалярного поля эта зависимость не была слишком крутой, то есть, чтобы потенциал был достаточно плоским. Тогда скалярное скатывается с пологой горки медленно, и за это время Вселенная успевает экспоненциально сильно раздуться и стать плоской и однородной.

Это условие выполняется для многих потенциалов, но обычно нарушается рядом с минимумом потенциала. Если в какой-то части Вселенной в момент ее рождения поле сидело рядом с минимумом, то эта часть оставалась маленькой. А те части Вселенной, где поле сидело высоко, становились экспоненциально большими, гораздо больше видимой части Вселенной.

Тут стоит сделать одно техническое пояснение. Большой потенциал скалярного поля не только приводит к началу инфляции, но и обеспечивает ее продолжительность. Это самосогласованный эффект — чем быстрее Вселенная расширяется, тем больше она хочет продолжать расширяться. Выражаясь иначе, чем выше потенциал поля, тем лучше оно тормозит свое собственное падение к минимуму потенциальной энергии. Формально это связано с тем, что в уравнении для динамики скалярного поля присутствует член, подобный тому, который описывает эффект трения в уравнении движения твердого тела в вязкой жидкости. Очень важно, что этот механизм работает для обширного класса космологических моделей со скалярными полями. Вот это было действительно неожиданно.

В этом и состоит суть нового сценария. В его простейшем варианте начальное распределение поля во Вселенной может быть хаотическим и неоднородным, но вскоре после инфляции основная часть объема Вселенной становится состоящей из однородных экспоненциально больших частей, созданных инфляцией. Выходит, что порядок в окружающем нас мире мог возникнуть даже из полнейшего беспорядка. Отсюда и название — хаотическая инфляция.

Но в действительности даже и эта картина Вселенной, подобной лоскутному одеялу, не обязательна. Весь мир в начальный момент мог состоять из одного лоскутка минимального (то есть планковского) размера и с массой меньше миллиграмма. Если в одном таком кусочке удовлетворялись нужные для инфляции условия, то этого вполне достаточно для того, чтобы описать весь наш мир.

В настоящее время практически все инфляционные модели основаны на идеях, близких к тем, которые я сейчас описал. В частности, те, кто сейчас продолжают развивать инфляционную космологию, почти никогда не возвращаются к старым идеям о том, что инфляция происходила за счет переохлаждения после космологических переходов в теориях Великого объединения. Но не все об этом знают — по какой-то причине большинство учебников всё ещё описывают идеи, которые были оставлены 40 лет назад.

Компьютерные симуляции флуктуаций скалярного поля

— Я думаю, что с хаотической инфляцией мы покончили. Не поговорить ли о вечной?

А. Л.: Зачатки этой теории существовали уже в 1982 году, но основная часть появилась четырьмя годами позже, в 1986 году. Тогда я считал, что по части инфляционных сценариев всё уже известно и больше открывать нечего. Модель хаотической инфляции и так очень хорошо работала. Подобрав тот или другой конкретный потенциал, ее можно было приспособить к описанию любых желаемых ситуаций. Так что казалось, что всё закончено и можно писать книгу с изложением полученных результатов. В добавок ко всему, в это время на целый год закрыли организацию, которая давала разрешение на публикацию статей в международных журналах. Ну вот я и решил написать книгу.

Но работа оказалась невыносимо тяжелой. Я очень не люблю переделывать то, что уже десять раз сказал и написал в других местах. К тому же компьютеров тогда не было, приходилось перепечатывать тексты на машинке и вносить изменения с помощью ножниц и клея. От всего этого я страшно устал, возможно даже, что впал в депрессию, хотя тогда эта мысль мне в голову не приходила. Валялся в постели, как настоящий больной, трудно было заставить себя встать и что-нибудь сделать, и это продолжалось не меньше пары зимних месяцев.

И вдруг мне позвонили из ФИАНа и предложили прочитать в Италии несколько популярных лекций по астрономии. Это было странно, обычно с поездками возникали проблемы, а тут они сами просят. Но в этот раз мне не хотелось тратить на это время и силы, тем более что в астрономии я никакой не специалист. Попытался отговориться плохим самочувствием, так от меня потребовали справку. Что делать, я попросил Ренату съездить в ФИАН и попросить заведующего теоротделом Гинзбурга подписать такую бумажку. Он, конечно, хохотал, но справку выдал. А через два дня — новый звонок с вопросом: «Вы только сейчас больны или же хотите сказать, что вообще не сможете никуда ездить?». Я понял, что дело плохо, как бы не стать невыездным на всю жизнь.

— Да, в начале 86 года такие опасения были не беспочвенными.

А. Л.: Именно так. Ладно, я поехал на такси в больницу Академии Наук, там мне всего за день сделали кучу анализов и выдали справку о полном здоровье. Дома я потратил субботу и воскресенье на подготовку бумаг для поездки, в понедельник поехал в ФИАН, перепечатал их у машинистки, получил нужные подписи и всё отнес человеку, который мне звонил. При этом моя слабость никуда не делась, пришлось потом три дня отлеживаться в постели.

— Веселая история. А что было дальше?

А. Л.: Дальше был новый звонок из ФИАНа. Мне сказали, что итальянцы просят прислать текст лекции, чтобы в Риме с ним могли ознакомиться и заранее распространить. Я, конечно, спросил о сроке, а мне ответили: «Лучше завтра». Представляете ситуацию? Я с прошлого года мучаюсь и не могу ничего написать, а тут от меня требуют подготовить текст, который уже на следующий день уйдет диппочтой в Италию. Я стал мучительно думать, в мозгу что-то повернулось, и буквально через полчаса у меня в голове сложилась теория вечно существующей хаотической Вселенной.

— Классический пример мгновенного озарения в результате сильного стресса. В истории науки не такой уже редкий.

А. Д.: Я сам был тогда в шоке. Стал проверять, перевывел результат двумя способами и только тогда поверил, что это не шутка. Я понял, что в этой теории возможны гигантские квантовые флуктуации, которые способны забросить поле обратно на горку, что приводит к новой стадии инфляции. Вероятность этого мала, но те части Вселенной, которым повезет, будут вознаграждены экспоненциально большим ростом объема. И затем некоторые части из только что раздувшихся областей Вселенной могут опять подскочить. И если это произойдет, процесс может продолжаться бесконечно.

Более того, огромные флуктуации всех других полей могут эффективно привести к рождению великого множества различных миров. Дело в том, что в теориях нового поколения может существовать много других скалярных полей, а их потенциалы могут иметь много разных минимумов. В каждом из таких минимумов физические процессы идут по-разному, как если бы там работали другие законы физики. Огромные квантовые флуктуации могут забросить нас в любой из них. Поэтому всё пространство в результате инфляции разобьется на огромные области, если угодно, локальные вселенные, которые будут эволюционировать практически независимо и в которых законы физики будут разными. Это была ошеломляющая картина.

Конечно, я понял, что за полчаса ничего не напечатаю и отослал в ФИАН какой-то старый текст. Но вот через месяц, когда дело дошло до отъезда, у меня уже были готовы три статьи с детальным описанием этого сценария. А вернувшись из Италии, я обнаружил, что совершенно здоров.

— А другие в этом направлении думали?

А. Л.: Сама возможность вечного раздувания пространства была известна уже давно. Ее рассматривали и Гут, и Стейнхардт, и Александр Виленкин. Да я и сам кое-что сделал, и в том, что я написал в 1982 году, уже присутствовала картина Вселенной, разбитой на разные части с разными свойствами. Но раньше такие сценарии работали только для моей старой модели, от которой пришлось отказаться. То, что этот механизм может работать в простейших вариантах хаотической инфляции, было для меня полной неожиданностью.

— То есть, если я правильно понял, это можно считать продолжением и развитием хаотической инфляции, ее следующей ступенью?

А. Л.: Да, это верно. Переход к вечной инфляции стал возможен только после того, как мы изучили хаотическую инфляцию гораздо полнее, чем раньше. Так что книжку опять пришлось переписывать, опять резать и клеить, но в этот раз я делал это с удовольствием.

— Что произошло с тех пор — и происходит сейчас?

А. Л.: Дальше нужно было объединить инфляцию с реалистическими теориями всех фундаментальных взаимодействий. Например, встает вопрос — можно ли связать инфляцию с той или иной версией теории Великого объединения? Речь идет об обширном семействе моделей, которые рассматривают сильное, слабое и электромагнитное взаимодействия как проявления какого-то общего для них всех закона природы — или, выражаясь иначе, единой общей симметрии. Предполагается, что эта симметрия начинает работать при чрезвычайно высоких энергиях, которые на много порядков превышают энергии самых мощных ускорителей элементарных частиц. Энергии этого масштаба достигались на самом раннем этапе эволюции Вселенной.

Встает естественный вопрос: можно ли ввести в теории Великого объединения те потенциалы скалярных полей, которые так хорошо работают в сценарии вечной инфляции. Само по себе это несложно, но аппетит приходит во время еды. Можно ли это сделать также и в суперсимметричных теориях? Но если встать на этот путь, придется соответствующим образом обобщать общую теорию относительности, переходя к теории супергравитации. Но в этой теории потенциалы скалярных полей часто оказываются слишком крутыми. В простейших вариантах этих теорий вообще не было места инфляции — и как преодолеть это препятствие?

Эту проблему удалось решить, но уже в нашем столетии. Хороший механизм инфляционной теории с супергравитацией впервые построили трое японских ученых — Кавасаки, Ямагучи и Янагида — в 2000 году. Им удалось получить в контексте супергравитации тот самый квадратичный потенциал классического осциллятора, о котором я уже рассказывал. Но ведь есть и другие потенциалы, их нельзя отбрасывать с порога.

Вот этой проблемой мы с Ренатой и занялись. И обнаружили, что, если несколько изменить подход японцев, можно будет получить любой потенциал, который нам захочется. Для меня это был еще один радостный момент после создания теории вечной инфляции.

— Так и хочется спросить: это еще не конец истории?

А. Л.: Ни в коем случае. Потом пришла теория суперструн. В 2003 году мы с Ренатой и еще двумя соавторами нашли способ стабилизировать вакуумные состояния в этой теории. Но этого было мало. До сих пор непонятно, есть ли в теории суперструн физически разумные вакуумные состояния и можно ли с ее помощью решать проблемы космологии. Это очень сложные вещи, над ними думают уже двадцать лет, но пока без вполне определенных результатов. Мнения тех, кто работает в этой области, расходятся: кто-то верит в конечный успех, кто-то нет. Некоторые уже устали и отмигрировали в другие области физики — скажем, в теорию сверхпроводимости или в квантовую теорию информации.

Вот примерно так сейчас обстоят дела. Для дальнейшего прогресса в понимании инфляции нужна полная реалистическая теория всех фундаментальных взаимодействий, но до нее пока далеко.

— Тогда будем надеяться на будущее. А сейчас давайте поговорим об экспериментальном обосновании теории инфляции — точнее, о ее подтверждении посредством наблюдений. В своем введении я отметил, что она позволила убедительно разрешить три главные затруднения теории горячей Вселенной — проблему плоской геометрии пространства, проблему горизонта и проблему магнитных монополей. Но это ведь объяснение уже известных вещей, а не открытие нового. Это как с эйнштейновской Общей теорией относительности, которая задним числом объяснила выявленное еще в середине XIX века аномальное вращение орбиты Меркурия, но зато точно предсказала до того никогда не наблюдавшееся отклонение звездного света в поле тяготения Солнца. Оно было впервые обнаружено двумя английскими экспедициями при наблюдении солнечного затмения 29 мая 1919 года, всего через три с половиной года после того, как Альберт Эйнштейн сформулировал свою теорию. Как известно, их результаты мгновенно стали мировой сенсацией и куда серьезней повлияли на признание ОТО, нежели устранение меркурианской аномалии.

А. Л.: Теория инфляции действительно объяснила однородность и изотропность Вселенной, а также близость ее геометрии к геометрии евклидова пространства. Она также объяснила, почему Вселенная такая огромная. Эти факты уже были известны из астрономических наблюдений, но раньше считалось, что они не только необъяснимы, но и не нуждаются в объяснении. Логика тут была простой: есть только одна копия Вселенной, и незачем заниматься метафизикой. Теперь мы знаем, что все эти факты имеют простое объяснение. За 43 года с начала создания инфляционной космологии другого убедительного объяснения не было найдено, несмотря на многочисленные попытки.

Инфляционная теория к тому же сделала целый ряд предсказаний, которые были подтверждены посредством анализа спектров микроволнового реликтового излучения (МРИ). Оно с конца прошлого века активно изучалось с помощью стратосферных и космических радиотелескопов, которые измеряли его интенсивность и поляризацию. Эти измерения, в особенности выполненные космическими обсерваториями имени Вилкинсона (WMAP) и Планка (Planck), дали богатейшую информацию и для космологии, и для астрофизики.

Вот несколько примеров. Как утверждает большинство моделей инфляции, неоднородности плотности и давления, возникшие за счет квантовых флуктуаций на стадии экспоненциального расширения пространства, должны быть адиабатическими. Данные с обеих космических обсерваторий это подтвердили. Кроме того, эти данные позволили выявить антикорреляцию между неоднородностями температуры и поляризации МРИ, которая также была предсказана инфляционными моделями. Наконец, космические измерения позволили с очень высокой степенью точности доказать, что пертурбации МРИ имеют, как это называется на техническом языке, почти плоский спектр. Это означает, что они почти одинаковы на всех пространственных масштабах, измеренных в логарифмической шкале. Такой результат тоже следует из большинства инфляционных сценариев. Он был впервые предсказан Мухановым и Чибисовым в 1981 году. Они также предсказали, что спектр должен немножко отличаться от абсолютно плоского.

Степень плоскостности измеряется численным параметром, который принято обозначать \(n_s\). Для идеально плоского спектра он в точности равен единице. Информация с «Планка» позволила установить, что \(n_s=0{,}965\). Представляете, какая ювелирная точность?

— Вполне представляю. А как насчет предсказаний, которые пока еще не подтверждены?

А. Л.: Они тоже имеются. Согласно инфляционной парадигме, на стадии экспоненциального расширения Вселенной возникали тензорные деформации метрики пространства-времени — иначе говоря, первичные гравитационные волны. Теория утверждает, что эти волны должны были вполне конкретным образом влиять на поляризацию реликтового излучения, и такие эффекты в принципе можно обнаружить. Если бы их удалось выявить в наблюдениях, теория космологической инфляции обрела бы еще одно весомое подтверждение. Такое открытие также позволило бы определить ключевые параметры инфляционной эпохи и тем самым сделать выбор между различными моделями инфляции. В начале 2014 года о таком открытии объявила коллаборация ученых, которые работали на радиотелескопе BICEP2, расположенном вблизи Южного полюса. Ее сообщение вызвало большой интерес, но позднее было признано не вполне достоверным и фактически дезавуировано. Так что вопрос пока остается открытым.

— И насколько это важно?

А. Д.: Конечно, было бы замечательно обнаружить в спектрах МРИ предсказанные следы тензорных возмущений. Это дало бы важнейшую информацию о состоянии Вселенной в ту эпоху, когда энергетические масштабы физических процессов на десять порядков превышали энергию Большого адронного коллайдера. Но теория космической инфляции переживет и нулевой результат, ведь у нее хватает других подтверждений. Также не исключено, что такие следы попросту слишком слабы, чтобы их можно была заметить на современных радиотелескопах. Многие инфляционные сценарии это вполне допускают. К тому же команда проекта BICEP обещает лет через пять значительно увеличить точность своих измерений. Посмотрим, что у них получится. Но не исключено, что ждать придется и дольше.

— И наконец — чем Вы занимались в последние годы?

А. Д.: За последние 10 лет мы с Ренатой опубликовали больше пятидесяти работ, посвященных интеграции хаотической инфляции с супергравитацией. Мы также построили целое семейство инфляционных моделей, с которыми хорошо согласуются и данные с «Планка», и возможность иметь различные амплитуды гравитационных волн. Мы назвали эту концепцию альфа-аттрактором, или космологическим аттрактором. Это слово выбрано потому, что такие модели дают одинаковые космологические предсказания для параметра \(n_s\), почти независимо от свойств потенциала скалярных полей. Хотя в принципе можно даже менять значения параметра \(n_s\), если этого потребуют новые данные наблюдений — это непросто, но возможно в так называемой гибридной инфляции. Интересно, что для развития этих моделей пришлось привлечь гиперболическую геометрию, которую также называют геометрией Лобачевского. Кстати, оказалось, что одна из этих моделей имеет такой же потенциал, как модель Старобинского, предложенная в 1980 году. Так что иногда совершенно разные подходы могут привести к сходным результатам.

Ограничения инфляционных моделей

Инфляционная космология продолжает быстро развиваться. Достаточно сказать, что за последние десять лет не менее 95 процентов предшествующих моделей ушли в архив в результате потока новых наблюдательных данных. Физика элементарных частиц росла еще быстрее до экспериментального открытия бозона Хиггса. Но создание новых ускорителей необычайно дорого и занимает много времени. А вот потенциал прогресса космологии и астрофизики всё еще далеко не исчерпан. Я надеюсь, что в течение следующих десяти-двадцати лет мы сможем обнаружим в этих областях науки что-то безумно интересное.

— Очень оптимистичное заключение. Желаю Вам всяческих успехов, и огромное спасибо за беседу.


Заключение: почкование вселенных

Даже создатели инфляционной космологии не берутся с уверенностью утверждать, какие физические факторы изначально запустили экспоненциальное расширение. В литературе в разное время было предложено более полусотни объяснений этого процесса, и до консенсуса, судя по всему, еще далеко. Но именно потому, что теоретики пока не выяснили механизм инфляции, они не могут гарантировать того, что он сработал всего однажды и с тех пор навеки остановился. Иначе говоря, если уж инфляция однажды произошла, почему не предположить, что она может случаться многократно?

Именно эта идея и лежит в основе предложенного Андреем Линде сценария вечной инфляции, чьи основные черты стоит напомнить. Он предполагает, что квантовые флуктуации, подобные тем, которым мы обязаны существованием нашего мира, могут самопроизвольно и случайно происходить в любом количестве, если для этого возникают подходящие условия. Они способны давать начало инфляционным процессам, в ходе которых рождаются всё новые и новые локальные вселенные. Не исключено, что и наше мироздание вышло из флуктуационной зоны, сформировавшейся в мире-предшественнике. Точно так же можно допустить, что когда-нибудь и где-нибудь в нашей собственной Вселенной возникнет флуктуация, которая «выдует» юную вселенную совершенно другого рода, также способную к подобному космологическому «деторождению». Можно даже пойти дальше и построить модель, в которой инфляционные вселенные возникают непрерывно, отпочковываясь от своих родительниц и находя для себя собственное место. Как говорится в одной из статей Андрея Линде, Космос «состоит из множества раздувающихся шаров, которые дают начало таким же шарам, а те, в свою очередь, рождают подобные шары в еще больших количествах, и так до бесконечности».

Но и это не всё. Спонтанные флуктуации скалярного поля, которые запускают инфляционный процесс, могут случаться в неодинаковых формах. Это означает, что «холодные» постинфляционные вселенные отнюдь не копируют друг друга. Речь идет даже не о том тривиальном различии, что они могут развиваться из разных начальных условий и поэтому проходят неодинаковую эволюцию. Вполне можно допустить, что в них устанавливаются различные физические законы (или, как частный случай, одни и те же законы, но с различными значениями фундаментальных констант, таких, как массы частиц и постоянная тонкой структуры). Теория струн даже позволяет считать, что эти вселенные не обязательно обладают лишь тремя пространственными осями, число измерений может быть и другим.

В общем, просматривается следующий сценарий. Спонтанные квантовые флуктуации первичного скалярного поля приводят к возникновению исполинских регионов, которые в своей совокупности и составляют Мультивселенную (к слову, по рождению это не физический термин, его когда-то придумал английский писатель-фантаст Майкл Муркок). Флуктуация, которая рождает данный регион, выступает в качестве его «персонального» Большого взрыва. Наша Вселенная принадлежит этой совокупности, но не имеет в ней какого-то особого статуса. Отдельные вселенные «вложены» в единый пространственно-временной континуум, но разнесены в нем настолько, что никак не чувствуют присутствия друг друга. В общем, это сценарий абсолютного равноправия бесконечно рождающихся творений Большого Космоса. И, как писал прекрасный поэт Вадим Шефнер:

Средь множества иных миров
Есть, может, и такой,
Где кот идет с вязанкой дров
Над бездною морской.

Лет пятнадцать назад, только-только познакомившись с Андреем Линде, я послал ему эти строки. Он сказал: «А почему бы и нет?» И в самом деле, почему?

Алексей Левин

Adblock test (Why?)

Ссылка на первоисточник

Картина дня

наверх