Пойдем дальше. Когда говорилось об однородности – это означало, что видимая часть Вселенной мысленно разбивалась на «кубики», очень мелкие по сравнению со всем наблюдаемым объемом. Однородность означает, что массы всех таких кубиков одинаковы. Условно говоря, в каждом кубике одинаковое количество галактик. Продолжим операцию. Теперь каждый из уже имеющихся кубиков разобьем на еще более 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.
Распределение сверхскоплений, скоплений галактик и самих галактик называется крупномасштабной космологической структурой. Известно, что она развивается из флуктуаций плотности, возникших во времена, близкие к планковским. Если мы хотим получить в результате обычного фридмановского расширения ту структуру, которую имеем сейчас, и которая достаточно хорошо изучена, то исходные возмущения планковской эпохи должны быть не произвольными, а очень специфичными. Но для этого нет веских оснований, и это третья проблема – проблема первичных флуктуаций плотности.
Инфляция
Дорога к инфляции вымощена благими намерениями.
Уолтер Хеллер
Как решить эти проблемы? 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 состояние вещества с положительным давлением, как в обычной жизни. Однако для физики, тем более для физики в искривленном пространстве-времени, ситуация с уравнением состояния вещества, в котором давление отрицательно, не является чем-то экстраординарным, она ничему не противоречит. Именно эта возможность была проанализирована. Было предложено много вариантов, моделирующих такое состояния. Общим для всех моделей является использование подзабытой космологической постоянной (см. Дополнение 4). Разница с величиной, введенной Эйнштейном, в том, что в этих сценариях она является эффективной, то есть ее присутствие в уравнениях Эйнштейна обеспечивается тем или иным полем или коррекциями самой геометрической теории. Формально именно такая космологическая постоянная имитирует вещество с отрицательным давлением.
Если предположить, что в послепланковскую эпоху вещество имело отрицательное давление, или что-то имитировало такое вещество, то расширение будет проходить не по степенному закону с замедлением, а по экспоненциальному a(t)~ eHt, с «бешеным» ростом масштабного фактора, с очень большим ускорением. Особенность такого расширения в том, что, несмотря на увеличение объема, плотность заполняющей его энергии остается постоянной! Это расширение ведет к быстрому раздуванию малых объемов и поэтому называется инфляцией (аналогично раздуванию денежной массы). Продолжительность инфляции определяется временем существования эффективной космологической постоянной. В разных версиях длительность инфляции варьируется, она должна быть более 70–100 планковских времен (10–43 с). Чаще рассматривают модели со значительно большей длительностью, например, инфляция продолжительностью 10–35 с раздувает «зародыш» размером 10–33 см в 101000000000000 раз (это число с триллионом нулей). Этого более чем достаточно, чтобы успешно решить все три основных проблемы фридмановской космологии.
Начнем с проблемы крупномасштабной однородности и изотропии Вселенной. С учетом инфляции весь современный наблюдаемый объем Вселенной оказывается результатом расширения единственной планковской причинно-связанной области доинфляционной эпохи, а не 1090 таких областей. Формально это происходит потому, что при экстраполяции назад по времени мы используем вместе с фридмановским еще и инфляционный закон расширения. Таким образом, первая проблема решается. Далее, во время инфляционной стадии радиус пространственной кривизны увеличивается настолько, что его последующее увеличение до современного значения путем фридмановского расширения как раз с необходимой точностью соответствует плоскому пространству. И современная плотность оказывается близкой к критическому значению с необходимой точностью. Таким образом, решается вторая проблема. И наконец, в ходе инфляционного расширения произвольные флуктуации плотности приобретают в конце инфляции как раз такие специфические свойства, что в результате послеинфляционного развития они превращаются в наблюдаемую структуру при сохранении крупномасштабной однородности и изотропии. То есть разрешается и последняя проблема.
Разрешив проблемы стандартной фридмановской космологии, инфляция, как ранняя стадия в эволюции Вселенной, стала общепризнанной. Впервые эти идеи были высказаны в 1979–1980 годах в работах известного космолога Алексея Старобинского. К настоящему времени существует масса вариантов возникновения и развития инфляции, детали и следствия этого периода эволюции Вселенной очень активно изучаются.
Кроме решения проблем фридмановской космологии, инфляция снимает вопрос: что и почему «взорвалось»? Ничего не взорвалось! Это инфляция разогнала вещество до огромных скоростей. После прекращения инфляции вещество разбегается «по инерции» и фридмановским законам. Таким образом, понятие Большого взрыва в современной интерпретации обычно означает период от образования квантового «зародыша» до завершения инфляции, хотя иногда определяют и более продолжительный период.
Конец инфляционного расширения соответствует моменту прекращения действия механизма, обеспечивающего существование эффективной космологической постоянной.
Современное ускоренное расширение
Таким образом, с помощью инфляции модели Фридмана были подправлены на ранних стадиях развития Вселенной. Казалось бы, решив проблемы фридмановской космологии, можно было успокоиться. Но не тут-то было. В 1998 году два независимых коллектива исследовали удаленные сверхновые с целью измерения скорости расширения Вселенной. Одна из них, под руководством Сола Перлмуттера, приступила к работе в 1988 году, другая, возглавляемая Брайаном Шмидтом, подключилась к исследованиям в 1994 году. Результат был чрезвычайно неожиданным – оказалось, что Вселенная находится в режиме ускоренного расширения.
Позднее другие группы независимыми методами подтвердили этот результат, так что в настоящее время он не вызывает сомнений. За это открытие Нобелевская премия по физике 2011 года вручена американцу Солу Перлмуттеру, австралийцу Брайану Шмидту и американцу Адаму Рису. Итак, космологическое сообщество стало перед необходимостью подправить и поздние стадии эволюции фридмановских моделей.
Теперь эволюция масштабного фактора выглядит схематически так, как на рис. 9.8. До планковского времени t1 = 10–43 с была эпоха квантового пространства-времени, о которой мы ничего не знаем, в этот момент появилось классическое пространство-время и началась инфляция, которая продолжалась примерно до момента t2 ~ 10–35 с, но и эта оценка приблизительная. Затем наступила фридмановская стадия, которая продолжалась по разным оценкам до t3 ~ 7–9 млрд лет, после чего начинается современное ускоренное расширение, которое мы и наблюдаем в наше время t4 ~ 14 млрд лет.
Причем качественно эта картина является одинаковой как для открытых миров, так и для замкнутых.
Рис. 9.8. Эволюция масштабного фактора с учетом инфляции и современного ускорения
Рассказывая о гравитационном взаимодействии, мы не в состоянии (не имеем места) описать все космологические или астрофизические методы, с помощью которых получены те или иные данные. Поэтому часто представляем их без обсуждения способов получения. Как правило, именно эти результаты на настоящий момент не вызывают сомнений. Один из них уже упоминался – это то, что в настоящую эпоху радиус кривизны чрезвычайно велик, то есть кривизна Вселенной весьма близка к нулевой. И соответственно, плотность вещества во Вселенной близка к критической. Чатично об этом выводе говорится в Дополнении 8.
Чем же наполнена Вселенная? Это светящиеся звезды, газовые облака, и т. д., то есть обычная материя, состоящая из атомов, которая называется барионной. Также к обычной материи относят излучение, в основном электромагнитное. Однако на долю обычной материи относят всего 4 % всей материи Вселенной.
Несколько десятилетий назад было обнаружено, что звезды в галактиках движутся не совсем так, как предписано законами Ньютона (это приближение в данном случае совершенно оправдано). Со временем эти наблюдения подтверждались все надежнее. Самым подходящим объяснением оказалось предположение, что галактики (или скопления галактик) погружены в некое вещество, создающее гало вокруг этих объектов. Это вещество было названо темной материей, а его природа до сих пор не известна. На долю темной материи относят 22 % всей материи во Вселенной. А чем представлена остальная материя? Открытие ускоренного расширения дает возможность с определенной уверенностью сказать, что такая субстанция действительно есть.
