Космические числа: Понятие космической инфляции 

К

Понятие «инфляции» 
 

Два фундаментальных вопроса, связанных со Вселенной, звучат так: «По какой причине она расширяется?» и «По какой причине она такая громадная?» Мы можем проследить, что происходит на протяжении расширения, и экстраполировать процессы на пара самых первых секунд (и подтвердить наши догадки распространенностью гелия и дейтерия). Но теория Большого взрыва в конечном итоге есть описанием (и достаточно успешным) того, что происходило по окончании Большого взрыва, она ничего не показывает, что же положило начало расширению по большому счету. Другую тайную возможно сформулировать так: «По какой причине наша Вселенная в целом однородна (что делает космологические данные легко поддающимися обработке), но одновременно с этим разрешает образовываться галактикам, скоплениям и сверхскоплениям?» И, в случае, если продолжать дальше: «Что предопределило сами физические законы

Наша основная тайная – по какой причине Вселенная расширяется спустя 10 млрд лет, притом что значение числа Ω все еще не через чур отличается от единицы. Наша Вселенная не «схлопнулась» много лет назад и не расширяется так быстро, дабы ее кинетическая энергия существенно преодолела эффект тяготения. Это требует, дабы число Ω в ранней Вселенной было удивительно близко к единице. Что же вынудило все около расширяться таким особым образом? По какой причине, в то время, когда мы замечаем отдаленные районы Вселенной в различных направлениях, они выглядят такими похожими? Либо по какой причине температура реликтового излучения фактически одна и та же на всем небе?

Эти вопросы имеют ответ, в случае, если допустить, что все части нашей сегодняшней Вселенной были синхронизированы между собой на весьма раннем этапе, а позже развивались по отдельности. Это есть ключевым постулатом теории «инфляционной Вселенной» (Слово происходит от лат. inflatio – раздувание. – Прим. пер.). В 1981 г. тогда еще юный американский физик Алан Гут выдвинул эту идею. Как довольно часто случается в науке, у него было пара предшественников – физики Алексей Старобинский и Андрей Линде из СССР и Кацумото Сато из Японии, но Гут сделал положения теории достаточно ясными, дабы убедить большая часть экспертов в том, что эта теория была революционным прозрением. В своей книге «Инфляционная Вселенная» Гут вспоминает момент, в то время, когда его осенила эта мысль, и то, как быстро обсуждали ее физики и как развили дальше. (Гут кроме этого осуществил «социологический прорыв» в американскую академическую науку с точки зрения молодого исследователя, ищущего свою нишу в переполненной области.)

В соответствии с теории инфляционной Вселенной, обстоятельство того, по какой причине Вселенная столь громадна и по какой причине тяготение и расширение так четко уравновешены, лежит в каком-то большом событии, которое случилось весьма рано, в то время, когда вся наша замечаемая Вселенная была практически микроскопических размеров. При колоссальной плотности той эры в игру вступило некое «космическое отталкивание», похожее на невообразимо сильное число λ. Конкретно оно взяло верх над простым тяготением. Расширение «рвануло на верхней передаче», что стало причиной неудержимому ускорению, разрешившему зародышу Вселенной раздуться, гомогенизироваться и установить «отлично настроенное» равновесие между тяготением и кинетической энергией.

 

Предполагается, что все это случилось в пределах всего лишь первых 10–35 секунд Большого взрыва! Условия, каковые существовали тогда, весьма далеки от тех, каковые мы можем проверить экспериментально, исходя из этого о деталях возможно сказать лишь умозрительно. Однако мы можем строить предположения, согласующиеся с другими физическими теориями и с тем, что мы знаем о более поздней Вселенной.

Мысль, стоящая за инфляционной теорией, очень привлекательна, в силу того, что она, по-видимому, показывает, как целая вселенная могла развиться из маленького «зернышка». Мы думаем, что это случилось, потому, что расширение идет по экспоненте: оно удваивается, опять удваивается, после этого удваивается еще раз… Математические формулы (в случае, если лишь они не весьма долгие и в действительности сложные) в большинстве случаев не оперируют огромными числами. Единственный естественный путь для «скромного» числа – создать огромное – такое, как 1078, общее число атомов в замечаемой Вселенной, – если оно есть показателем экспоненциальной зависимости (так возможно сказать, в случае, если применять математические термины), т. е. оно говорит нам, сколько раз параметр удваивается. Любой раз, в то время, когда радиус сферы возрастает в два раза, ее количество возрастает восьмикратно (в простом евклидовом пространстве). Чтобы достигнуть для того чтобы числа, как 1078, потребуется только сотня аналогичных удвоений.

Именно это, предположительно, и происходило на протяжении инфляционной фазы эволюции нашей Вселенной. Неистовое отталкивание, руководившее раздуванием, должно было «выключиться», разрешив Вселенной, которая к тому времени достаточно увеличилась, дабы вместить в себя все, что мы на данный момент видим, перейти к более ленивому и спокойному расширению. Данный переход перевоплотил огромную энергию, скрытую в первоначальном «вакууме», в простую энергию, являющуюся источником тепла в огненном шаре, и начал более привычный процесс расширения, который и сделал нашу Вселенную таковой, какой мы ее видим сейчас.

Понятие «инфляция» эмоционально обсуждалось с того времени, как в первый раз было выдвинуто десятки лет назад. Оно прошло через множество вариантов, основанных на различных предположениях о том, как давление, плотность и т. д. вели себя при условиях, весьма далеких от того, что мы можем изучать напрямую. Но сама мысль в целом, очевидно, будет сохранять свою популярность, пока не появится теория получше. В настоящий момент лишь инфляционная теория дает точное объяснение того, по какой причине наша Вселенная так громадна и без того единообразна. Она предлагает объяснение того, по какой причине Вселенная расширяется с таковой кажущейся отлично настроенной скоростью, что смогла растянуть себя во всех направлениях на 10 млрд св. лет.

Об авторе