Мы не будем излагать суть сценария инфляции, предложенного именно Гусом, — хотя тут и появляется возможность щегольнуть словечками типа «ложный вакуум» и «подбарьерное туннелирование». Мы поборем этот искус, тем более что сценарий Гуса ныне утратил свою актуальность и носит сейчас название «старая инфляция», представляя собой скорее исторический интерес. Расскажем про общие черты всех моделей инфляции, которых накопилось немало («старая», «новая», «хаотическая», «степенная», «лямбда», «гибридная» и т. д.).
Общим для всех моделей инфляции является постулирование существования так называемого фундаментального скалярного поля. Постулирование — потому ни одного примера такого поля найдено пока не было (хотя кандидаты были и есть)2. Это тем более удивительно, что, в сущности, скалярное поле является наиболее простым из всех типов полей. Но, например, векторные и спинорные фундаментальные поля встречаются постоянно, а скалярное поле — нет.
На стадии инфляции данное фундаментальное скалярное поле обладает эффективным уравнением состояния, таким же (или очень близким), как вакуумное уравнение состояния, — как говорят, скалярное поле «имитирует» вакуум. Так как на данной стадии эволюции Вселенной никакого вещества еще нет и вся энергия «сидит» в скалярном поле — увеличение размеров Вселенной происходит по экспоненциальному закону (вспомнили модель де Ситтера? Вот она и пригодилась).
Как видим, проблема инфляции актуальна не только в земных финансах. Но для целей космологии она является безусловным благом, чего нельзя сказать о финансах, увы. — Примеч. авт.
Подчеркнем, речь идет именно о фундаментальных полях — типа электромагнитного и гравитационного поля, например. Просто скалярные поля являются вещью вполне обыденной, например, поле распределения температур. — Примеч. авт.
335
Кстати, так как нет вещества — нет и температуры. Да-да, плотности энергии огромны (до ю19 ГэВ), а температуры при этом — просто нет.
Инфляционная стадия очень короткая по времени, начинаясь примерно на ю-43 секунде, она идет где-то секунды до ю_з6-ю-з4 Но размеры Вселенной при этом увеличиваются в совершенно чудовищной степени, в зависимости от модели — до io4°00 раз (а в некоторых моделях — даже до ю10 раз).
Непредставимо огромные величины! И то, что мы привыкли называть «нашей Вселенной», оказывается на самом деле лишь ничтожной ее долей. Мы видим только тот ее участок, откуда успели дойти до нас световые лучи (причем не с самого начала, а с момента рекомбинации), но гораздо, гораздо, гораздо большая ее часть «таится во мраке».
Легко понять тогда, каким образом объясняются вышеописанные загадки теории нестанционарной Вселенной.
Проблема размеров Вселенной была решена несколькими строчками выше. Заодно была решена и проблема «отсутствия» монополей (гипотетических «частиц» — носителей магнитного «заряда», «южного» или «северного») и прочих так называемых космологических дефектов, мо1ущих возникать при фазовых переходах в начальные моменты жизни Вселенной. На стадии инфляции эти «дефекты» далеко разносит друг от друга, так что на всю видимую часть Вселенной их может приходиться всего две-три штуки.
Так как на стадии инфляции помимо «раздувания» размеров Вселенной происходит и рост первичных квантовых возмущений за счет эффекта параметрического резонанса (применительно к росту возмущений на стадии инфляции данная теория была разработана В.Н. Лукашем), то решение получила и эта проблема.
Решение проблемы горизонта тоже вполне очевидно. Ведь изначально малые причинно-связанные области на стадии инфляции были «раздуты» до величин, в любом случае превышающих видимый нами размер Вселенной. Таким образом, все участки
336
неба когда-то находились в причинно-следственной связи, и нет ничего удивительного в наблюдаемой изотропии реликтового
излучения.
Проблема плоскостности? Не менее элементарно. Так как мы видим лишь совершенно ничтожную долю всей Вселенной, то участок, доступный нашему наблюдению, практически никак не будет отличаться от плоского — какую бы величину при этом не имел «начальный» параметр плотности. Аналогично амеба не способна заподозрить шарообразность Земли — даже если бы амеба была способна размышлять.
Ну, а пресловутый Первоначальный Толчок с успехом обеспечили силы отталкивания на стадии инфляции.
В конце периода инфляции плотность энергии скалярного поля сильно падает, как говорят космологи — скалярное поле «скатывается» к минимуму своего потенциала. После чего вблизи данного минимума поле начинает совершать колебания, происходят сложные для популярного описания процессы нарушения когерентности возмущений поля и поле «распадается» на частицы.