В 1980‐х и 1990‐х гг. космологи, осуществлявшие обратную экстраполяцию теорий Большого взрыва, в целом были согласны с тем, что по прошествии первых 10^-36 секунды, но не раньше, частицы Вселенной взаимодействовали с энергиями 10¹⁵ гигаэлектронвольт – критических значениях энергии, при которых наступает объединение, если верить тем, кто пытался сделать предпоследний шаг в направлении, кратко охарактеризованном в предыдущем разделе. Однако это не исчерпывало их устремлений. Некоторые специалисты дискутировали о том, что случится, если весь наблюдаемый мир сосредоточить в пространстве столь же малом, как один атом. Это должно произойти, как было подсчитано, на 10^-43 секунде («планковское время»). На этом этапе и квантовые, и гравитационные эффекты играют одинаково важную роль. Трудность описания ситуации, возникающей на этой ультраранней стадии, заключается в том, что все ее следы, вероятнее всего, полностью стираются следующей стадией, длящейся вплоть до 10^-36 секунды.

Интересно взглянуть на то, как в течение последних тридцати лет XX в. разные научные коллективы пытались подобраться к различным периодам истории Вселенной. Ниже приводится краткое описание ситуации.

Вернемся из настоящего в эпоху, когда начали образовываться первые звезды, галактики и скопления галактик. К тому моменту возраст Вселенной насчитывал примерно один миллион лет. Мы попадем в мир, изучением которого занималась и продолжает заниматься бо́льшая часть астрономов, а его описанию посвящена бо́льшая часть физических законов.

Начиная примерно с миллисекундного возраста Вселенной до одного миллиона лет космическое расширение (ускоряющееся, замедляющееся или равномерное) квалифицировалось как нормальное, и физика была нужна для описания, например, распространенности химических элементов, что особенно важно для гелия и дейтерия, поскольку их относительное количество могло быть подтверждено лабораторными исследованиями. Этими исследованиями, но и, безусловно, не только ими занимались Хойл и Фаулер.

Первая миллисекунда, начиная с планковского времени и далее, была раздольем для избранной группы специалистов в области математической физики, космологов в самом широком смысле этого слова. Некоторые из них надеялись использовать далекое прошлое в качестве экспериментального стенда для проверки своих физических идей. Исходя из вышеупомянутых причин, этот период, вероятно, имеет смысл разделить надвое в точке, соответствующей 10^-36 секунды, после которой, как утверждают давние сторонники инфляционной теории, возникает тип флуктуаций, обнаруженный «COBE». (Именно по этой причине Хокинг столь восторженно отзывался о «COBE».)

Среди вопросов, на которые могли бы дать ответ (или по меньшей мере задать критерии поиска будущих ответов) теории великого объединения, кратко охарактеризованные в предыдущем разделе, был один, представляющий непосредственный космологический интерес. В 1967 г. Андрей Сахаров впервые предположил, что эти теории могут дать полезную информацию о соотношении между числом фотонов и числом барионов во Вселенной. Это отношение составляет порядка 10¹⁰. Строго говоря, в техническом отношении, «барионное число» – это не просто общее количество протонов и нейтронов, поскольку из него следует вычесть количество антипротонов и антинейтронов и прибавить вклад, вносимый в него некоторыми короткоживущими частицами. Говорить о барионном числе, а не об отдельных конкретных частицах выгоднее, поскольку оно учитывает их взаимопревращения, и до того как появились теории великого объединения, все полагали, что барионное число остается неизменным (в настоящее время оно оценивается значением порядка 10⁷⁸). Однако, согласно вычислениям с использованием новых теорий, при температурах порядка 10²⁷ К и выше нарушение барионного числа должно было быть общей нормой. По общепринятому убеждению, это возможно только в случае существования определенной разницы между количеством материи и антиматерии. В результате счастливой исторической случайности указанное малое различие между двумя типами материи экспериментально открыто в 1964 г. Валом Л. Фитчем из Принстонского университета и Джеймсом У. Кронином из Чикагского университета. Хотя точный расчет барионного числа Вселенной требовал знания значений пока еще недоступных параметров, это было первым космологическим успехом новых идей.

После 1981 г. стали возникать другие теории, основанные на классе моделей Вселенной, известных под названием «инфляционных». Первый шаг в этом направлении был сделан Аланом Х. Гутом в статье, озаглавленной «Инфляционная Вселенная: Возможные пути решения проблем горизонта и плоскостности» (1981). Гут попытался объяснить, почему наша Вселенная после периода порядка 10¹⁰ лет все еще расширяется со значением Ω, мало отличающимся от единицы. Почему она не сколлапсировала раньше – до того времени, когда начали формироваться и эволюционировать звезды? Или почему она не расширяется с большей скоростью и с энергией, превосходящей эффект гравитационного торможения, создавая условия, в которых галактикам не хватит времени на то, чтобы уплотниться? Почему первоначальный импульс более или менее совпадает с тормозящим воздействием гравитации?

«Проблема горизонта» Гута имеет отношение к однородности и изотропности Вселенной, то есть к тому, почему ее средние характеристики в высокой степени одинаковы всюду и по всем направлениям. Почему при условии того, что случайные воздействия в прошлом сложнее поддаются компенсации, чем в настоящем, удаленные области выглядят в среднем очень похожими друг на друга? Почему температуры, измеренные «COBE» и его преемниками, одни и те же для всего неба? Согласно предположению Гута, эта проблема может быть решена, если окажется возможным показать, что ранняя Вселенная прошла через стадию ускорения. Это облегчило бы осуществление случайных взаимодействий, позволив удаленным частям усредниться до того как они разлетятся друг от друга.

Первоначальная статья Гута содержала один технический недостаток, который он отметил, но не устранил. Этого недостатка удалось избежать в 1982 г. в разработанной независимым образом инфляционной модели Андрея Дмитриевича Линде из Москвы, а также Андреаса Альбрехта и Пола Дж. Стейнхардта из Пенсильванского университета. Главная идея состояла в том, что в самой ранней истории Вселенной, когда температура составляла 10²⁷ К (температура, о которой мы упоминали выше), случается некое переключение, фазовый переход. (Главное нововведение новой инфляционной модели: она подразумевала постепенное размывание фазового перехода, в противоположность исходной идее Гута, что он произошел очень быстро.) При температурах выше указанного значения, как предполагали их теории, существует только один объединенный тип взаимодействия между частицами, одна объединенная сила. Однако при температурах ниже критической заклятие снимается, и слабые, электромагнитные и сильные силы запускают свои механизмы действия в том виде, в каком мы знаем их сегодня.

Это было базовой идеей, лежащей в основе инфляционной теории, но существовало несколько возможностей реализации этого исключительно важного перехода. Осуществляется ли он сразу или с определенной задержкой, аналогично тому как это происходит с переохлажденной водой, температура которой может опускаться значительно ниже точки замерзания без образования льда? Или следует выбрать какое-то промежуточное решение? Вычисления и ссылки на недопустимые результаты некоторых альтернатив привели к выводу, что Вселенная пережила период крайнего переохлаждения. Во время перехода должна была высвободиться тепловая энергия, подобно тому как вода высвобождает скрытую тепловую энергию во время замораживания, и, как утверждалось, эта тепловая энергия сохранилась (хотя она постепенно остывала по мере рассеивания в расширяющейся Вселенной) в виде космического микроволнового фонового излучения.

Основная теория (у которой существуют многочисленные разновидности) трактует события примерно так. Непосредственно перед началом фазового перехода, то есть началом инфляционного периода, все вещество, заполняющее современную наблюдаемую Вселенную (область радиусом не менее 10 миллиардов световых лет), умещалось в объеме в миллиард раз меньше протона. (Теория ничего не сообщает о ненаблюдаемых областях, которые считаются потенциально бесконечными.) Возраст этой «Вселенной» составлял около 10^-35 секунд, но она уже вошла в период «инфляционной эры», в ходе которого происходило невероятно быстрое расширение, увеличившее ее в 10⁵⁰ или даже больше раз, растянув существующую область до размеров наблюдаемой Вселенной. Эра инфляции длилась, пока возраст Вселенной не достиг 10^-30 секунд. Одним из достоинств этой теории является следующий тезис: источники микроволнового фонового излучения, наблюдаемые в настоящее время по всему небу, когда-то находились в тесном контакте друг с другом – достаточно долго, чтобы достичь общей температуры до того, как началась эра инфляции.

Ускоренное расширение, приписанное космическому отталкиванию, потребовало выдвижения новых идей. Сторонники теории полагали, что во время инфляционной эры газ, заполняющий Вселенную, был переохлажден до температур гораздо более низких, чем температура фазового перехода. Таким образом, как предполагается, он приблизился к агрегатному состоянию, названному «ложным вакуумом», – состоянию, которое никогда не наблюдалось и вряд ли будет наблюдаться. Оно соответствует состоянию с минимальной возможной плотностью энергии, которое не нарушает действующих физических законов. (Плотность энергии приписывалась не частицам, а «полям Хиггса», но нет никакой надобности входить здесь в такие детали.) Удалось установить, что сочетание этих свойств с общей теорией относительности способствует гравитационному отталкиванию и, соответственно, ускорению расширения в течение всего времени его действия. По мере того как Вселенная раздувается, энергия ложного вакуума все более и более растет. Ложный вакуум, как было замечено, приводит к тем же последствиям, что и Λ – космологическая константа Эйнштейна.

В конечном счете фазовый переход завершается, температура во время эры инфляции резко падает, а затем снова поднимается до критического значения 10²⁷ К. Ложный вакуум выключается после совершившегося фазового перехода (это отличительная черта такого перехода), но к тому моменту он успевает дать толчок расширению Вселенной, каким мы его наблюдаем. Сторонники инфляционной теории с гордостью отмечают, что они стали первыми, кто объяснил первоначальный импульс расширяющейся Вселенной, который для приверженцев старых теорий был всего лишь необъяснимым исходным состоянием. Они полагали, что после стадии инфляции (стадии ускоренного расширения) должно начать работать замедление, вызываемое гравитацией. Начиная с этого момента старым космологиям, задававшим тон в течение предыдущих шести десятилетий, позволялось взять управление в свои руки.

После того как работа Гута начала привлекать к себе внимание, космологи узнали, что другие специалисты выдвигали подобные идеи и раньше – довольно распространенное явление в науке. (Отец одного из первооткрывателей неевклидовой геометрии Яноша Бойяи убедительно просил сына обнародовать свои догадки и писал ему: некоторые вещи обладают способностью появляться одновременно во многих местах, «как фиалки весной».) А. А. Старобинский в Советском Союзе, Ричард Готт в Соединенных Штатах, и Кацуоко Сато в Японии упоминали о возможности раннего ускорения и высказывали другие мнения, созвучные с тем, что говорили Гут, Линде, Альбрехт и Стейнхардт. Это делало их естественными союзниками. Другие поспешили включиться в их ряды, и в 1982 г. команда избранных специалистов собралась на трехнедельном семинаре в Кембридже, где удалось коллективно разработать множество новых идей. Одна из беспокоивших их проблем заключалась в следующем: инфляционная теория требует, чтобы Вселенная была абсолютно однородной. Стивен Хокинг, участвовавший в этом семинаре, указал на возможность спасти ситуацию, если применить квантовую теорию с ее вероятностными прогнозами: квантовые эффекты, случающиеся в очень малых масштабах на ранних стадиях, могут разрастись в ходе инфляции до размеров галактик и скоплений. (Мы вернемся к этим идеям в следующем разделе.) Они обнаружили, что спектр неоднородностей плотности должен быть примерно одинаков для всех масштабов проявления астрофизической статистической значимости. Примерно такая же мысль была независимо высказана Эдуардом Харрисоном и Я. Б. Зельдовичем в 1970‐х гг., когда они пытались построить модель формирования галактик. И здесь на первый план выходит значение Q, о котором мы уже говорили в этой главе. (Невероятно малое) эмпирическое значение Q, полученное по обзорам микроволнового фона, а также обзорам галактик, скоплений и другой материи, поставило перед инфляционной теорией сложную задачу его учета.

В результате проведенной работы между сторонниками инфляционных моделей уже на ранних этапах был достигнут широкий консенсус по нескольким ключевым вопросам. Материя и энергия Вселенной рассматривались как нечто, возникшее в ходе инфляционного процесса. Плотность Вселенной считалась близкой к критическому значению, и поэтому ее геометрия была плоской. Флуктуации первичной плотности в ранней Вселенной, как предполагалось, обладали той же амплитудой, что и в других физических масштабах; и считалось, что во флуктуациях температуры космического микроволнового фона присутствует примерно одинаковое количество холодных и горячих пятен. Этих утверждений хватало, чтобы обеспечить наблюдательную астрономию работой на годы вперед, и действительно, одним из ведущих проектов в рамках высказанных идей был зонд «WMAP», о чем уже говорилось в этой главе.

Указанные идеи породили целый поток новых космологических понятий. Теперь у «излучения Хокинга», исходно связанного с горизонтом, окружающим черную дыру, появилась новая роль. Хокинг совместно с Гари Гиббонсом показали, что тот же тип излучения может порождаться другими типами горизонта – например, горизонтом, который препятствует обмену информацией посредством световых сигналов, когда они разлетаются (вместе с расширяющимся пространством) быстрее скорости света. Они показали, что это может иметь значение в ранней истории Вселенной. Разработка этих идей, в свою очередь, привела к многочисленным новым альтернативам. Наблюдательные данные не слишком годились для того, чтобы сделать правильный выбор, но результаты, полученные «COBE», по меньшей мере знаменовали новый этап в развитии этого процесса, который еще продолжается, хотя и не без определенных сомнений в истинности инфляционной картины.

С самого начала некоторое расхождение во мнениях обнаружилось даже среди единомышленников. Линде задался вопросом – мог ли фазовый переход в разных местах осуществляться в разное время (аналогия с пузырьками шампанского оказалась полезной). Его альтернативная схема в изложении 1983 г. получила название «хаотической инфляционной модели». Модели этого типа отличались главным образом температурными колебаниями, которые обязательно существуют у микроволнового фонового излучения. Хаотическая модель описывает Вселенную как с высокой вероятностью бесконечную и вечную, но имеющую внутри себя определенные области (в авторской терминологии – «вселенные»); одни из них расширяются, а другие – сжимаются, причем некоторые с высокими температурами, а другие – с низкими. Согласно высказанному мнению, мы обитаем как бы в пузыре, который не соприкасается с другим пузырем, что, в принципе, может иметь место; или могут быть законы, запрещающие соприкосновение столь далеко отстоящих друг от друга областей. В любом случае, как обычно считается, все пузыри имеют общее происхождение, даже если наш Большой взрыв – только наш. Некоторые скажут, что различные вселенные могут даже управляться различными физическими законами; а другие – что коллапсирующие черные дыры могут быть подходящими зародышами для новых расширяющихся вселенных. Тот, кто сожалеет о гибели стационарной модели, может найти утешение в этих версиях инфляционной теории, рассматривающих наш мир как одинокий остров в числе многих других островов в стационарной вселенной.

Одно из наиболее парадоксальных следствий инфляционных моделей – рассмотрение нашей Вселенной, обладающей радиусом десять миллиардов световых лет и более и, вероятно, продолжающей расширяться за пределы современного горизонта, как зародившейся в крохотном пространстве размером меньше протона. Столь скромное происхождение становится возможным (если считать верной саму идею) в силу того, что полная энергия является практически нулевой. На первый взгляд, это нарушает закон, согласно которому из ничего ничего не возникает, ex nihilo nihil fit. Однако такая ситуация возможна, если гравитационная энергия содержимого Вселенной трактуется как отрицательная энергия, уравновешивающая ее энергию покоя (то самое mc² в знаменитом и всем известном уравнении E = mc²).