Наша математическая вселенная. В поисках фундаментальной природы реальности - Макс Тегмарк (2014)

Открытие тёмной энергии резко повысило доверие к теории инфляции и по другой причине: мы уже не можем отрицать возможность существования нерассеиваемой субстанции как бессмысленной или противоречащей физике, поскольку тёмная энергия — именно такая субстанция! Эпоха инфляции, породившая наш Большой взрыв, закончилась 14 млрд лет назад, однако началась новая эпоха инфляции — под влиянием тёмной энергии. Теперь она протекает, как в рапиде: Вселенная удваивается в размерах не за долю секунды, а за 8 млрд лет. Так что нынешние содержательные дискуссии касаются не вопроса, была ли инфляция, а лишь того, имела ли она место один раз или дважды.

«Посев» первичных флуктуаций

Отличительный признак успешной научной теории: она даёт больше, чем в неё закладывается. Алан Гут показал, что за счёт одного-единственного предположения (о крошечной капле труднорассеиваемой субстанции) можно решить сразу три космологических парадокса: проблему взрыва, проблему горизонта и проблему плоской геометрии. Выше мы видели, как теория инфляция дала сверх заложенного в неё: она предсказала Ω = 1, что точно подтвердилось два десятилетия спустя. Но это не всё.

Предыдущую главу мы закончили вопросом, каковы истоки галактик и крупномасштабной структуры Вселенной. К всеобщему удивлению, теория инфляции ответила и на этот вопрос. И какой это был ответ! Впервые идею предложили два русских физика, Геннадий Чибисов и Вячеслав Муханов. Когда я впервые услышал о ней, я счёл её абсурдной. Сейчас я считаю её главным кандидатом на роль самого радикального и красивого синтеза идей в истории науки.

Если кратко, то первичные космические флуктуации появились благодаря квантовой механике — теории микромира (гл. 7, 8). Но ещё в колледже я узнал, что квантовые эффекты существенны лишь для очень малых объектов вроде атомов. Так какое отношение они могут иметь к самым крупным объектам из тех, которые мы изучаем, — к галактикам? Один из самых красивых аспектов теории инфляции состоит в том, что она связывает самые малые и самые большие масштабы: на ранних стадиях инфляции область пространства, которая ныне содержит Млечный Путь, была гораздо меньше атома, так что квантовые эффекты могли иметь существенное значение. И это было так: принцип неопределённости Гейзенберга в квантовой механике (гл. 7) не позволяет никакой субстанции, в том числе инфлирующей материи, быть совершенно однородной. Если вы попытаетесь сделать её однородной, квантовые эффекты вынудят её волноваться, и однородность будет нарушена. Когда инфляция растягивает субатомную область до размеров всей наблюдаемой Вселенной, флуктуации плотности, которые впечатала в неё квантовая механика, также растягиваются до размеров галактик и более. Обо всём остальном позаботилась гравитационная неустойчивость, усилившая флуктуации с ничтожного уровня 0,002 %, обеспеченного квантовыми флуктуациями, до величественных галактик, их скоплений и сверхскоплений, украшающих теперь ночное небо.

И главное здесь то, что всё можно точно подсчитать. Кривая спектра мощности (рис. 4.2) — это теоретическое предсказание одной из простейших инфляционных моделей, и я нахожу замечательным её согласие со всеми наблюдениями. Инфляционные модели также предсказывают три измеренных космологических параметра, приведённых в табл. 4.1. Я уже упоминал одно из этих предсказаний: Ω = 1. Два других касаются характерных особенностей кластеризации, которыми мы займёмся в последней главе. В простейших инфляционных моделях амплитуда первичных флуктуаций (обозначена в таблице буквой Q) зависит от того, насколько быстро инфлирующая область удваивается в размерах, и при времени удвоения около 10–38 секунды предсказание совпадает с наблюдаемым значением Q ≈ 0,002 %.