А
у
К
А
60
ЧТО НОВОГО В НАУКЕ И ТЕХНИКЕ
н
К
о
с
м
о
с
быть близка к критической с невероятной точностью 10 -60!
Почему так? Объяснить этот факт в рамках обычной фридма-
новской модели не получается. Это вторая проблема, и она
называется проблемой плоскостности.
Пойдем дальше. Когда говорилось об однородности —
это означало, что видимая часть Вселенной мысленно раз-
бивалась на «кубики», очень мелкие по сравнению со всем
наблюдаемым объемом. Однородность означает, что массы
всех таких кубиков одинаковы между собой. В каждом кубике
одинаковое количество галактик, условно говоря. Продолжим
операцию. Теперь каждый из уже имеющихся кубиков разо-
бьем на очень мелкие по отношению к исходным. Тогда
обнаружится, что какой-то кубик второго порядка малости
содержит отдельные галактики, какой-то скопления и даже
сверхскопления галактик, а какие-то кубики останутся совсем
пустыми. То есть обнаружится, что на меньших масштабах
Вселенная неоднородна, а распределение сверхскоплений,
скоплений галактик и самих галактик называется крупномас-
штабной космологической структурой. Известно, что она раз-
вивается из флуктуаций плотности, возникших во времена,
близкие к планковским. Если мы хотим получить в результате
обычного фридмановского расширения ту структуру, кото-
рую имеем сейчас и которая сейчас достаточно хорошо изуче-
на, то исходные возмущения планковской эпохи должны быть
не произвольными, а очень специфичными, но на это нет
веских оснований, и это есть третья проблема.
Как решить их? В целом мы не можем отказаться от того,
что Вселенная расширяется от какого-то очень плотного
состояния. Значит, нужно подумать о характере расширения.
До сих пор рассматривалось уравнение состояния вещества
с положительным давлением, как в обычной повседневной
жизни. Однако для физики, тем более для физики в искривлен-
ном пространстве-времени, ситуация с уравнением состояния
вещества, где давление отрицательно, не является чем-то экс-
траординарным, она ничему не противоречит и должна рас-
сматриваться наравне со всеми другими возможностями. Так
вот, если предположить, что в послепланковскую эпоху веще-
ство имело отрицательное давление, или что-то имитировало
такое вещество, то расширение будет проходить не по степен-
ному закону с замедлением, а по экспоненциальному, то есть
с очень большим ускорением. Особенность такого расширения
в том, что, несмотря на увеличение объема, плотность энергии
его заполняющей остается постоянной. Это расширение ведет
к быстрому раздуванию малых объемов и поэтому называется
инфляцией (аналогично тому, как в обычной жизни инфляци-
ей называется раздувание денежной массы). Если инфляция
продолжается достаточно долго (в разных версиях продол-
жительность инфляции варьируется от 70-100 планковских
времен до 1 сек), то успешно решаются все три основных про-
блемы фридмановской космологии.
Начнем с проблемы крупномасштабной однородности
и изотропии Вселенной. В результате инфляции весь совре-
менный наблюдаемый объем Вселенной оказывается резуль-
татом расширения единственной планковской причинно-
связанной области доинфляционной эпохи, а не 10 90 таких
областей. Первая проблема решается. Далее, во время
инфляционной стадии радиус пространственной кривизны
р а з р е ш и в
п р о б л е м ы
ф р и д м а н о в с к о й
к о с м о л о ги и
,
и н ф л я ц и я
, к а к ранняя стадия в эво лю ции
в с е л е н н о й
, стала о б щ е п р и зн а н н о й .
увеличивается настолько, что его последующее увеличение
до современного значения путем фридмановского расшире-
ния как раз с необходимой точностью соответствует плоско-
му пространству. То есть именно с необходимой точностью
современная плотность оказывается близкой к критическому
значению. Таким образом, решается вторая проблема. И,
наконец, в ходе инфляционного расширения произвольные
флуктуации плотности приобретают такие специфические
свойства, в результате чего после их послеинфляционного
развития они превращаются в наблюдаемую структуру при
сохранении крупномасштабной однородности и изотропии.
Разрешается последняя проблема.
В итоге инфляция как ранняя стадия в эволюции
Вселенной стала общепризнанной. Впервые эти идеи были
высказаны и получили развитие 30 лет назад в статьях наших
соотечественников, всемирно известных космологов Алексея
Старобинского и Андрея Линде. К настоящему времени суще-
ствует масса вариантов осуществления инфляции, детали
и следствия этого периода очень активно изучаются и в наше
время. В завершение скажем следующее. Инфляция снимает
вопросы: что и почему «взорвалось»? Ничего не взорвалось!
Это инфляция разогнала вещество до огромных скоростей.
В конце раздувания инфляционное вещество распалось
на обычное, с положительным давлением, а потом уже оно
разбегалось по инерции и фридмановским законам. Таким
образом, понятие Большого Взрыва в современной интерпре-
тации обычно означает период от образования квантового
«зародыша» до завершения инфляции.
александр петров, доктор физико-математических наук
і
предыдущая страница 54 Что нового в науке и технике 2009 11 читать онлайн следующая страница 56 Что нового в науке и технике 2009 11 читать онлайн Домой Выключить/включить текст