11.7. Стадия инфляции

В наиболее популярной современной космологической модели стадии горячей плотной Вселенной предшествует период инфляции. В течение этой очень короткой (< 10^?30 секунды) эпохи происходит экспоненциальный рост масштабного фактора – Вселенная раздувается. Первую модель инфляции рассмотрел Алексей Старобинский в 1979 г., а в 1981 г. Алан Гус (Alan Guth) показал, что стадия инфляции позволяет решить ряд ключевых проблем в космологии. Наконец, в 1980-е гг. Андрей Линде представил несколько моделей, заложивших основы современной инфляционной космологии. В настоящее время существует множество вариантов инфляционных сценариев (в том числе и основанных на теории струн). Многие из таких сценариев естественным образом приводят к одной из форм мультиверса (мультивселенной, т. е. множеству параллельно существующих вселенных, в одной из которых мы живем).

Алан Гус показал, что наличие эпохи быстрого раздувания (инфляции) позволяет решить следующие проблемы:

• проблему горизонта;

• проблему однородности и изотропии Вселенной;

• проблему критической плотности;

• проблему отсутствия магнитных монополей;

• проблему первичных неоднородностей.

Проблема горизонта состоит в следующем. Если бы стадия инфляции отсутствовала, было бы трудно объяснить однородность температуры реликтового излучения по небу (отклонения менее 0,0001 от среднего значения), поскольку разные участки неба (размером более градуса) соответствуют областям, которые из-за быстрого расширения не могли успеть обменяться сигналами, позволяющими выравнять температуру. В сценарии без инфляции горизонт в ранней Вселенной всегда растет быстрее, чем растет масштабный фактор, и под горизонт постоянно попадают области пространства, с которыми ранее не было никакого контакта. В этом случае сейчас на небе должны были быть видны десятки тысяч таких областей с разной температурой, а этого на самом деле не наблюдается. Наличие эпохи быстрого раздувания решает эту проблему, поскольку вся наблюдаемая часть Вселенной когда-то была заключена в крохотном объеме, разные части которого успели приобрести согласованные параметры (в частности, температуру).

На стадии инфляции менее чем за 10^?30 секунд размеры области возрастают более чем в 10²⁰ раз.

Проблема критической плотности (она же проблема плоскостности Вселенной) состоит в том, что современная плотность Вселенной очень близка к критической (т. е. Вселенная с высокой степенью точности является плоской). Быстрое раздувание, на протяжении которого масштабный фактор возрастает более чем в 10²⁰ раз (а в некоторых вариантах гораздо больше), естественным образом объясняет это, поскольку при столь сильном увеличении объема все неоднородности выравниваются. Это также объясняет однородность и изотропию Вселенной.

Отсутствие магнитных монополей (и других экзотических частиц, которые могли бы возникать в ранней Вселенной) снова объясняется катастрофическим ростом объема. Если на ранней стадии Вселенная претерпела период очень быстрого раздувания, то теперь эти частицы разнесены на огромные расстояния, и их пространственная плотность крайне мала.

Теория инфляция позволяет решить ряд проблем в космологии.

Наконец, квантовые флуктуации на стадии инфляции позволяют естественным образом сгенерировать первичные возмущения плотности с нужными параметрами. В деталях эта проблема была решена Геннадием Чибисовым и Вячеславом Мухановым в начале 1980-х гг. Инфляция позволяет получить практически плоский (масштабно-инвариантный) спектр возмущений плотности, называемый спектром Харрисона – Зельдовича (впервые он был рассмотрен Эдвардом Харрисоном (Edward Harrison) и Яковом Зельдовичем в начале 1970-х гг.). Уже в XXI в. благодаря измерениям спутника Planck («Планк») были обнаружены небольшие отклонения от плоского спектра, предсказанные ранее Чибисовым и Мухановым. Это считается большим успехом инфляционного сценария.

Экспоненциальное раздувание на стадии инфляции усиливает вакуумные флуктуации всех полей, включая гравитационное. Тензорные флуктуации (флуктуации метрики), возникшие на стадии инфляции, в итоге (когда оказываются под горизонтом) предстают перед нами как гравитационные волны, которые называют «реликтовыми». Предсказание достаточно сильных тензорных возмущений с почти плоским спектром – практически уникальное свойство инфляции, и оно может быть использовано для проверки этой модели. Наиболее перспективными представляются поиски так называемой В-моды поляризации реликтового излучения.

Раздувание происходит за счет эволюции скалярного поля, называемого инфлатоном, которое характеризуется отрицательным давлением. Согласно уравнениям общей теории относительности, Вселенная, заполненная таким полем, экспоненциально расширяется – говорят, что Вселенная находится в вакуумоподобном состоянии. Иногда его называют состоянием ложного вакуума, поскольку это не истинное вакуумное состояние с минимальной возможной энергией. Во Вселенной нет частиц, но плотность энергии крайне высока. При расширении плотность вакуума практически не изменяется, что и вызывает экспоненциальный рост масштабного фактора.

Окончание инфляции связано с осцилляциями инфлатона. Энергия поля тратится на рождение частиц, а момент окончания инфляции можно считать Большим взрывом. В этот момент Вселенная заполняется горячим плотным веществом, в некоторых моделях температура может достигать 10²⁹ К. При этом на стадии инфляции и после нее не происходит генерации энергии, поскольку при раздувании Вселенная приобретает большую отрицательную энергию, связанную с гравитацией. Поэтому полная энергия (энергия вещества после Большого взрыва плюс отрицательная гравитационная энергия) может быть крайне мала или даже может быть равна нулю. Иногда этот сценарий называют рождением Вселенной из ничего.

Модель инфляции остается неподтвержденной. Ключевой проверкой является поиск первичных гравитационных волн.

Модель инфляции хорошо согласуется с наблюдательными данными, однако пока она остается гипотезой. Ожидается, что в ближайшее время наиболее прямой проверкой этой модели станет косвенная регистрация первичных гравитационных волн, порожденных на стадии инфляции.