Чтобы решить проблему, пришлось наделить первоначальное состояние квантового вакуума поистине «волшебными» свойствами, которые с трудом поддаются человеческому воображению. Согласно инфляционной теории, этот вакуум должен был обладать отрицательным давлением, что привело к чудовищной силы отталкиванию.
Под действием последнего и стало стремительно разрастаться все ускоряющимися темпами изначально пустое пространство. Но на этом поистине чудесные свойства квантового вакуума не заканчиваются – в отличие от плотности обычного вещества, плотность энергии такого вакуума не меняется при расширении.
Состояние ложного вакуума не является устойчивым, оно стремится к распаду. Когда же он произошел, отталкивание исчезло, а энергия вакуума мгновенно высвободилась в виде излучения, что и привело к нагреванию Вселенной. С этого момента началось обычное расширение с положительным давлением, описываемое традиционной теорией «Большого взрыва».
Инфляционная стадия продолжалась совсем недолго – всего около 10-35 секунды, начиная с того момента, как «заработали» мировые часы. Однако за это время раздувающаяся Вселенная успела увеличить свой размер от 1050 до 10100 раз в зависимости от конкретной инфляционной модели[44]. После распада ложного вакуума и разогревания Вселенной ее расширение продолжалось благодаря первоначальному импульсу, приобретенному в период инфляции. Но теперь энергия Вселенной стала уменьшаться, расходуя свой потенциал на расширение мира.
Инфляционная теория позволила решить ряд проблем. Благодаря экспоненциальному расширению в фазе инфляции сила взрыва автоматически строго обеспечивает возможность преодоления Вселенной собственной гравитации. Инфляция может привести именно к той скорости расширения, которая наблюдается в действительности.
Согласно новой теории, находит свое объяснение и однородность Вселенной в больших масштабах, ибо грандиозное увеличение ее размеров должно приводить к полному стиранию всех возможных начальных неоднородностей. Появление же локальных неоднородностей как в виде совокупностей галактик, так и в виде отдельных галактик в модели инфляционного расширения Вселенной связывается с формированием первичных отклонений от однородности и изотропии, которые вызываются квантовыми флуктуациями скалярного поля на стадии экспоненциального расширения. Последнее удается выразить через фундаментальные физические постоянные, численные величины которых и определяют видимую структуру Вселенной. Проблема космологической постоянной L сохраняет свою остроту и в инфляционной модели, согласно которой плотность энергии вакуума уменьшилась в результате огромных скачков во время последовательных фазовых переходов с нарушением симметрии между разными видами физических взаимодействий при остывании Вселенной. Удивительным образом это уменьшение плотности произошло от гигантского значения ~1094 г/см3, бывшего в первые мгновения существования Вселенной, до нуля с точностью ±10-29 г/см3 в нынешнюю эпоху[45]. Без глубоких причин почти полное обращение величины постоянной L в нуль кажется совершенно невероятным, поскольку возможное значение плотности энергии вакуума в наблюдаемой Вселенной лежит в интервале от -1094 до +1094 г/см3.
Новая теория, как и все предыдущие, не в состоянии ответить на самый важный вопрос – о Первопричине мира. Инфляционная модель никак не объясняет, каким образом Вселенная первоначально оказалась в состоянии ложного вакуума, наделенного такими сверхъестественными свойствами, или как вообще возникло пространство-время, которое затем подверглось инфляции. Ситуация осложняется к тому же тем, что пространство-время нельзя считать существующим отдельно от материи, поскольку оно отражает свойства материи и, следовательно, неотделимо от нее.
Все недостатки инфляционной теории тем не менее не помешали ей разрешить некоторые темные места современной космологии. Однако успех в инфляционной модели достигается с помощью конструирования эффективного потенциала скалярного поля с весьма специфическим видом и установлением довольно неестественных соотношений между его параметрами и константами связи. Такое моделирование требует чрезвычайно большой изобретательности, поскольку должны выполняться все многочисленные условия и оговорки, необходимые для реализации экспоненциального расширения Вселенной. При этом обращение к антропному принципу для обоснования инфляционной модели становится неизбежным.