Сорок лет вечной инфляции

Заголовок этой статьи может удивить: как сорокалетие сочетается с вечностью? На самом деле всё просто. Ровно сорок лет назад, 14 августа 1986 года, была опубликована статья ст. науч. сотр. Физического института АН СССР им. Лебедева Андрея Дмитриевича Линде «Вечно существующая самовоспроизводящаяся хаотическая инфляционная Вселенная» ¹. Эта короткая публикация стала важным этапом эволюции новой теоретической парадигмы — инфляционной космологии.

Выход к теме

Зарождение этой парадигмы произошло на стыке 1970-х и 1980-х годов. Именно тогда космология обогатилась в полном смысле слова революционной моделью той фазы эволюции Вселенной, которая предшествовала ее сверхгорячей стадии, именуемой Большим взрывом. Речь идет о теории (а скорее наборе теорий) быстро ускоряющегося, но очень короткого расширения Вселенной, которое имело место еще до возникновения всех известных нам форм материи.

Для удобства читателей кое-что напомню. Согласно теории Большого взрыва, предложенной в конце 1940-х годов Георгием Гамовым, Ральфом Алфером и Робертом Германом, наша Вселенная в начале своего существования прошла через «горячую» стадию с очень высокой плотностью вещества и излучения. В своей исходной форме эта теория постулировала, что космическое пространство было изначально заполнено очень горячей плазмой, состоявшей из протонов, нейтронов, электронов и фотонов. По современным данным, этого состояния Вселенная достигла где-то к концу десятой секунды абсолютного космического времени. Теперешние астрофизики на основании имеющейся информации о свойствах элементарных частиц хорошо представляют предшествующие этапы эволюции Вселенной вплоть до микросекундного возраста. Но то, что происходило значительно раньше, еще не вполне ясно. В частности, неизвестно, что предшествовало нашей Вселенной и как и почему она возникла. Таким образом, модель Большого взрыва изначально была неполной. Со временем стало ясно, что она нуждается как минимум в расширении или даже в корректировке.

Важность таких изменений кроется не в самой этой теории, а в необходимости правильно определить временны́е границы ее применения. Как только что говорилось, она вполне надежно работает для всех возрастов Вселенной, превышающих 10^–6 с. Более того, ее можно без особой потери достоверности сдвинуть в прошлое до времен порядка 10^–12–10^–11 с, т. е. до эпохи отделения слабого взаимодействия от электромагнетизма (стоит отметить, что сразу после этого «включилось» поле Хиггса и частицы обрели массу). Если учесть, что возраст Вселенной сейчас оценивается приблизительно в 13,8 млрд лет, придется признать, что мы имеем дело с поистине уникальной теоретической конструкцией.

Но вернемся к Вселенной микросекундного возраста. Как только что было отмечено, пространство в ту эпоху было заполнено высокоэнергетичными частицами и квантами электромагнитного поля. Температура фотонного газа тогда составляла около 10 трлн К (или, в энергетических единицах, порядка 1 ГэВ). С течением времени Вселенная расширялась (при этом в разные эпохи с неодинаковыми скоростями) и соответственно охлаждалась. Так что теория Биг-Бэнга «приняла к рассмотрению» нашу Вселенную в сверхсверхнагретом состоянии и вполне успешно довела ее до нынешнего космического хлада (напомню, что температура реликтового излучения, которую принято отождествлять со средней температурой космического пространства, сейчас составляет всего лишь 2,7255 К).

Но значит ли это, что Вселенная уже в момент рождения (точнее, сразу после него) была еще плотнее и горячее — точнее, неизмеримо плотнее и горячее? В 1970-е годы космологи примерно так и полагали. Тогдашние версии модели Большого взрыва позволяли подсчитать, что через 10^–43 с после рождения Вселенной та часть Большого Космоса, которая сегодня доступна наблюдениям, имела размеры порядка миллиметра. С другой стороны, одна только барионная компонента полной массы наблюдаемой части Вселенной оценивается в 10⁵³ кг. Конечно, довольно сложно представить, как Природе удалось упаковать ее в столь крохотном пузырьке пространства. Возможно, кому-то такие заключения и казались фантастическими, но, как ни странно, массового недоверия они не вызывали. Это затруднение еще не самое серьезное — в конце концов, его констатация апеллирует больше к эмоциям, нежели к физике. Однако теория горячей Вселенной встретилась с куда более значительными проблемами, о которых сейчас и пойдет речь.

Три критические проблемы

Первая проблема заключается в следующем. Астрономы уже давно уверились в том, что если нынешнее космическое пространство и деформировано, то довольно умеренно. Принятые в те времена космологические модели Александра Фридмана и Жоржа Анри Леметра позволяли вычислить, какой должна была быть эта искривленность вскоре после Большого взрыва, чтобы находиться в согласии с современными наблюдениями. Кривизна пространства оценивается с помощью безразмерного параметра Ω, равного отношению средней плотности космической массы/энергии к тому ее значению, при котором эта кривизна становится равной нулю, а геометрия Вселенной, соответственно, делается плоской. Полвека назад уже не было сомнений, что если этот параметр и отличается от единицы, то не больше чем в десяток раз в ту или иную сторону (а наиболее вероятным его значением считалось 0,3 или около того). Согласно неумолимой математике космологических моделей отсюда следует, что через одну секунду после Большого взрыва параметр Ω мог быть или больше, или меньше единицы лишь на 10^–14! Возникает естественный вопрос: такая фантастически точная «настройка» исключительно случайна или всё же обусловлена какими-то физическими причинами? Именно так в 1979 году эту задачу сформулировали американские физики Роберт Дике и Джеймс Пиблс (а Дике задумался над ней еще на десяток лет раньше).

Второе затруднение связано с реликтовым излучением. Сейчас точными измерениями показано, что из какой бы точки горизонта оно не пришло, его температура постоянна с точностью порядка тысячной доли процента. В 1970-е годы этих данных еще не было, но астрономы и тогда полагали, что температурные флуктуации не превышают 0,1%.

В этом и состояла загадка. Кванты микроволнового излучения разлетелись по космосу приблизительно через 380 тыс. лет после Биг-Бэнга, когда космическое пространство вместо заряженной плазмы заполнилось нейтральными атомами водорода и гелия. Если Вселенная всё время эволюционировала по Фридману — Леметру, то фотоны, пришедшие на Землю с участков небесной сферы, разделенных угловым расстоянием более двух градусов, были испущены из областей пространства, которые в ту эпоху не могли иметь друг с другом ничего общего. Между ними лежали расстояния, которые свет попросту не успел бы преодолеть за всё время тогдашнего существования Вселенной. Их космологические горизонты событий не пересекались (если говорить на формальном жаргоне). Поэтому у них не было возможности установить друг с другом тепловое равновесие, которое почти точно уравняло бы их температуры. Но если эти области ничего не знали друг о друге, то как они оказались практически одинаково нагреты? Если это и совпадение, то опять-таки уж больно странное.

Третья проблема в равной степени связана и с космологией, и с квантовой теорией поля. С середины 1970-х годов физики начали работать над способами интеграции трех фундаментальных взаимодействий — сильного, слабого и электромагнитного — в единую теоретическую конструкцию. Такие конструкции принято называть теориями Великого объединения, и обычно они формулировались на основе математического аппарата теории непрерывных групп. Многие из них приводили к выводу, что вскоре после Большого взрыва должны были в изобилии возникать очень массивные частицы, несущие одиночный магнитный заряд, — магнитные монополи. Предполагаемый механизм их рождения был описан в 1974 году сотрудником Института теоретической физики им. Л. Д. Ландау АН СССР Александром Поляковым и будущим Нобелевским лауреатом Герардом ‘т Хоофтом из Утрехтского университета (Нидерланды).

Механизм этот довольно экзотичен. Когда возраст Вселенной достиг 10^–36 с (по другим оценкам, несколько раньше), а ее температура составила 10¹⁴ ГэВ, сильное взаимодействие отделилось от электрослабого и обрело самостоятельное существование. Теория, которую независимо развили Поляков и ‘т Хоофт, требует, чтобы при этом в вакууме образовывались точечные топологические дефекты с массой в 10¹⁵–10¹⁶ раз большей, нежели масса тогда еще не существовавшего протона. Когда в свою очередь разделилось электрослабое взаимодействие и появился настоящий электромагнетизм, они обрели магнитные заряды и начали новую жизнь в виде магнитных монополей. Согласно Полякову и ‘т Хоофту, это случилось примерно через 10^–12 с после рождения Вселенной, когда ее температура составляла порядка 100 ГэВ, или 10¹⁵ К.

Эта красивая модель поставила тогдашнюю космологию перед малоприятной проблемой. «Северные» магнитные монополи обязаны аннигилировать при столкновениях с «южными» как своими античастицами (подобно тому, как электроны аннигилируют при встрече с позитронами), но в остальном эти частицы стабильны. Из-за своей огромной по меркам микромира массы нанограммового масштаба они были обязаны вскоре после рождения замедлиться до нерелятивистских скоростей, рассеяться в пространстве и сохраниться до наших времен. Согласно сценарию Большого взрыва, их нынешняя плотность должна приблизительно совпадать с плотностью протонов. Но в этом случае общая плотность космической энергии как минимум в квадриллион раз превышала бы реальную.

Все попытки обнаружить монополи до сих пор завершались неудачей. Поиск этих частиц в железных рудах и морской воде показал, что отношение их числа к числу протонов не превышает 10^–30. Так что либо магнитных монополей вообще нет в нашей области пространства, либо их плотность настолько мала, что наши приборы не в состоянии их зарегистрировать, несмотря на четкую магнитную подпись. Это подтверждают и астрономические наблюдения — наличие монополей должно сказываться на магнитных полях нашей галактики, а этого тоже не обнаружено.

Конечно, можно было допустить, что монополей вообще никогда не было в природе. Некоторые модели объединения фундаментальных взаимодействий и в самом деле не предписывают их появления. Однако чисто космологические проблемы горизонта и плоской Вселенной всё равно остаются, от них не так просто избавиться. Вот и получилось, что в конце 1970-х космология столкнулась с серьезными препятствиями, для преодоления которых явно требовались новые идеи.

Итак, к началу 1980-х годов космологи осознали, что модель Большого взрыва (при всей своей элегантности и несомненном соответствии реальному положению дел во Вселенной почти во все космологические эпохи!) всё же требует определенных поправок и добавок. Было столь же очевидно, что эта процедура должна обеспечить применимость модели (точнее, ее модифицированной версии) к описанию временны́х интервалов, лежащих совсем близко к всё еще таинственному моменту рождения мироздания. А для этого, как всегда и случается в Большой Науке, требовались принципиально новые — и, возможно, революционные — теоретические прозрения.

Спасительная экспонента

И такие прозрения не замедлили появиться. И прежде всего — гипотеза, согласно которой на самой ранней стадии существования Вселенной (а возможно, и позднее) в ней существовало скалярное поле (или поля), создающее отрицательное давление (скалярность поля означает, что его кванты были бесспиновыми бозонами, подобно бозонам поля Хиггса). Наличие отрицательного давления кажется парадоксом, однако оно встречается и в повседневной жизни. Система с положительным давлением (например, сжатый газ) при расширении теряет энергию и охлаждается. Эластичная лента, напротив, пребывает в состоянии с отрицательным давлением — ведь, в отличие от газа, она стремится не растянуться, а сжаться. Если такую ленту быстро вытянуть в длину, она нагреется, и ее тепловая энергия возрастет. При расширении Вселенной поля с отрицательным давлением (их обычно именуют инфлатонными) должны копить энергию, которая, высвобождаясь, нагревает всю Вселенную ².

Отрицательное давление может иметь различную величину. Однако существует особый случай, когда оно равно плотности космической энергии с обратным знаком (это и есть ее уравнение состояния). При таком раскладе эта плотность остается постоянной при расширении пространства, поскольку отрицательное давление полностью компенсирует растущее «разрежение» частиц и световых квантов. Из уравнений Фридмана — Леметра следует, что Вселенная в этом случае расширяется экспоненциально, раз за разом удваивая радиус за одинаковые промежутки времени.

Гипотеза экспоненциального расширения, в принципе, позволяет разрешить все три вышеназванные проблемы теории Большого взрыва. Предположим, что Вселенная возникла из крошечного «пузырька» сильно искривленного пространства, который претерпел превращение, наделившее пространство отрицательным давлением и заставившим его расширяться по экспоненте. Естественно, что после зануления этого экзотического давления Вселенная возвратится к прежнему «нормальному» расширению.

Будем считать, что радиус Вселенной перед выходом на экспоненту всего на несколько порядков превышал планковскую длину, 10^–35 м. Если в экспоненциальной фазе он вырастет, скажем, в 10⁵⁰ раз, то к ее концу достигнет как минимум многих тысяч световых лет. Кстати, такая оценка почти наверняка сильно занижена — в типичных оценках требуемое увеличение объема Вселенной во время инфляции достигает порядка 10⁷⁸. Можно показать, что каким бы до такого расширения ни было отличие параметра Ω от единицы, к его концу оно уменьшится почти до нуля. Как бы сильно пространство ни было искривлено в начале, инфляция сделает его почти идеально плоским (то есть практически евклидовым).

Аналогично решается проблема магнитных монополей. Если топологические дефекты, ставшие их предшественниками, возникли до или даже в процессе экспоненциального расширения, то к его концу они должны отдалиться друг от друга на исполинские расстояния. С тех пор Вселенная еще изрядно расширилась, и плотность монополей дополнительно упала. Вычисления показывают, что даже если исследовать космический кубик с ребром в миллиард световых лет, то там с очень высокой вероятностью не найдется ни единого монополя.

Гипотеза экспоненциального расширения подсказывает и простое избавление от проблемы горизонта. Предположим, что размер зародышевого «пузырька», положившего начало нашей Вселенной, не превышал пути, который успел пройти свет после Большого взрыва до возникновения «пузырька». В этом случае в нем могло установиться тепловое равновесие, обеспечившее равенство температур по всему объему, которое сохранилось при экспоненциальном расширении. Подобное объяснение присутствует во многих учебниках космологии, однако без него можно обойтись — но об этом в следующем разделе.

Поиск причин

Теория инфляции вошла в космологию внезапно и быстро обрела много приверженцев. В начале 1980-х годов сразу несколько физиков-теоретиков рассмотрели различные модели ранней эволюции Вселенной с короткой стадией экспоненциального расширения. Первым это сделал Алексей Старобинский, сотрудник Института теоретической физики АН СССР, ученик академика Якова Борисовича Зельдовича. Он опубликовал свои результаты в 1980 году ³. В СССР его теория сразу обрела большую популярность, в частности, очень понравилась Андрею Дмитриевичу Сахарову. Но она оказалась довольно сложной и к тому же не ставила своей целью разрешить проблемы космологии Большого взрыва, о которых говорилось выше. Поэтому за рубежом она была не слишком известна.

При этом модель Старобинского открывала очень интересные возможности. В 1981 году московские физики Геннадий Чибисов и Вячеслав Муханов обнаружили ее важное следствие. На ее основе можно показать, что квантовые флуктуации, возникающие во время инфляции, приводят к рождению таких неоднородностей в распределении космической материи, которые могут становиться зародышами формирования галактик ⁴. Но в то время огромное значение этого результата, который был важным шагом к пониманию крупномасштабной структуры Вселенной, практически никем не было осознано. Наверное, не пришло еще его время.

В результате вышло так, что серьезное внимание специалистов из разных стран к инфляционной гипотезе впервые привлекла опубликованная в январе 1981 года работа члена теоретической группы Стэнфордского линейного ускорителя Алана Харви Гута ⁵. В ней была четко прослежена связь экспоненциального расширения Вселенной с решением двух критических проблем, о которых говорилось выше (кроме проблемы магнитных монополей). Гут начал о них думать еще в 1978 году, когда работал в Корнеллском университете. Начало было положено, когда он попал на лекцию Роберта Дике о загадке евклидовости космического пространства в модели Большого взрыва. Через некоторое время Гут понял, что гипотеза экспоненциального расширения пространства (скорее всего, завершившегося на отметке в 10^–34 с) открывает путь к радикальному устранению неувязок с плоской геометрией и с горизонтом. Он назвал такое расширение космологической инфляцией, и этот термин был быстро принят его коллегами. Впервые он обсудил свою модель с коллегами на семинаре в Стэнфорде в январе 1980 года, а позднее подготовил и вышеупомянутую статью

Однако модель Гута имела серьезный недостаток. Не буду вдаваться в тонкости предложенного Гутом физического механизма такого расширения, основанного на рассмотрении фазовых переходов в квантовых полях. Для нас важно, что она допускала возникновение множества инфляционных областей, которые претерпевали столкновения друг с другом, сопровождающиеся большим выделением энергии. Это вело к формированию сильно неупорядоченного космоса с неоднородной плотностью вещества и излучения, который совершенно не похож на наше реальное пространство. Однако вскоре научный сотрудник Физического института им. Лебедева АН СССР Андрей Линде, а позже профессор Пенсильванского университета в Филадельфии Пол Стейнхард и его докторант Андреас Альбрехт показали, что если изменить теорию базового скалярного поля в модели Гута, то всё станет на свои места ⁶. Интересно отметить, что Андрей Линде еще до публикации своей работы изложил ее результаты в октябре 1981 года на московской конференции по квантовой гравитации. Доклад произвел сильное впечатление на присутствовавшего там Стивена Хокинга. Летом 1982 года он организовал в Кембридже конференцию по инфляционной космологии, в которой участвовал и Линде.

Эта концепция была названа новой инфляцией. Исторически она стала первой из так называемых моделей инфляции в режиме медленного скатывания. Главная идея этого подхода состояла в том, что инфляцию запускает гипотетическое квантовое скалярное поле, которое трое физиков из ЦЕРН в 1983 году не мудрствуя лукаво назвали инфлатонным ⁷. Его потенциальная энергия имеет уплощенную вершину, из которой поле постепенно движется к своему минимуму (это и называется медленным скатыванием). Во время скатывания параметр Хаббла остается приблизительно постоянным, благодаря чему Вселенная претерпевает экспоненциальное расширение. Хотя время этого расширения в типичных моделях не превышает 10^–35 с, Вселенная успевает увеличить свои размеры в 10³⁰ или более раз. Когда поле начинает быстро скатываться к минимуму, инфляционный режим прекращается в соответствующих областях пространства, не вызывая его «дробления», как в модели Гута.

Из первой модели новой инфляции следовал сценарий, по которому вся наблюдаемая Вселенная возникла из одного вакуумного пузыря, отделенного от других таких же пузырей непредставимо большими расстояниями. Каждый пузырь на заре своего существования проходит через фазу инфляционного расширения, которое увеличивает его радиус на десятки или сотни порядков. Такие пузыри иногда могут сталкиваться, но, к счастью для их обитателей, довольно редко.

К инфлатонным полям мы еще вернемся и поговорим о них подробней. Пока отмечу, что новая модель не решила всех концептуальных проблем инфляционной космологии, однако казалась несомненным шагом вперед по сравнению с моделью Гута. В 2002 году расположенный в Триесте Международный центр теоретической физики имени Абдуса Салама наградил троих отцов-основателей инфляционной космологии — Гута, Линде и Стейнхардта — медалью Дирака.

В 1981–1982 годах в печати появилось еще несколько исследований нового инфляционного сценария, включая статью Хокинга ⁸. Для краткости перечислять всё я не стану. Достаточно отметить, что интерес специалистов к этой теории тоже, так сказать, претерпел инфляционный рост. Как сообщил Алан Гут в декабре 1990 года на конференции, посвященной способам проверки различных инфляционных моделей с помощью астрономических наблюдений, к середине 1980-х годов ежегодное число публикаций по инфляционной космологии дошло до полутора сотен.

В 1983 году Андрей Линде совершил очередной прорыв, разработав теорию хаотической инфляции ⁹. Она значительно ослабила требования к тем скалярным полям, включение которых может запускать инфляционные процессы. Оказалось, что инфлатонных полей с нужными качествами может быть много больше по сравнению с предшествующими моделями. Поэтому теория хаотической инфляции позволила сильно улучшить прежние объяснения структуры Вселенной и однородности реликтового излучения. Из нее вытекает, что в ходе инфляции любые предшествующие неоднородности скалярного поля растягиваются настолько, что практически исчезают. На завершающем этапе инфляции инфлатонное поле сильно ослабевает и вблизи минимума своей потенциальной энергии начинает быстро осциллировать. За счет выделенной при этом энергии в изобилии рождаются различные частицы и фотоны, которые интенсивно взаимодействуют друг с другом и достигают равновесной температуры. По окончании этих пертурбаций возникает практически плоская и очень горячая вселенная с огромной энтропией, родившейся как раз на конечной стадии инфляции, которая затем эволюционирует по сценарию Биг-Бэнга. Так что инфляционная космология позволила позволила распространить космологическое описание на эпохи порядка 10^–34 с и ранее. Кстати, в моделях хаотической инфляции наиболее естественный возраст начала этого процесса равен планковскому времени 10^–43 с.

Теория хаотической инфляции убедительно объясняет, почему сегодня мы наблюдаем почти однородное реликтовое излучение с мизерными, но всё же ненулевыми угловыми вариациями температуры. Эти колебания порождены квантовыми флуктуациями скалярного поля в первой фазе существования Вселенной. Эта теория также разрешила проблему горизонта даже без допущения, что до начала экспоненциального расширения зародышевая вселенная пребывала в состоянии теплового равновесия. Правда, я не берусь объяснить логику этого объяснения на пальцах, тут много технических деталей.

Для ясности повторю вышесказанное в других терминах. Возможность запуска инфляции зависит от вида потенциала инфлатонного поля. При определенном значении он не только приводит к началу инфляции, но и отвечает за ее продолжительность. Это самосогласованный эффект — чем быстрее Вселенная расширяется, тем больше она хочет продолжать расширяться. Выражаясь иначе: чем выше потенциал поля, тем лучше оно тормозит свое собственное падение к минимуму потенциальной энергии и прекращению инфляции. Формально это связано с тем, что в уравнении для динамики скалярного поля присутствует член, подобный тому, который описывает эффект трения в уравнении движения твердого тела в вязкой жидкости. Очень важно, что этот механизм работает для обширного класса космологических моделей со скалярными полями.

В этом и состоит суть нового сценария хаотической инфляции. В его простейшем варианте начальное распределение инфлатонного поля во Вселенной может быть сильно неоднородным. Однако вскоре после прекращения инфляции основная часть объема Вселенной разбивается на экспоненциально бо́льшие однородные фрагменты. Из этого следует, что порядок в окружающем нас мире мог возникнуть даже из полнейшего беспорядка. Отсюда и название — хаотическая инфляция.

Однако и эта картина «лоскутной» Вселенной, в принципе, не обязательна. Весь новорожденный космос мог сначала состоять из одного «лоскутка» минимального (то есть планковского) размера с массой меньше миллиграмма. Если в одном таком кусочке удовлетворялись нужные для инфляции условия, то этого вполне достаточно для того, чтобы описать весь наш мир.

В настоящее время большинство инфляционных моделей основано на подходах, которые не слишком отличаются от этой теоретической конструкции. Конечно, это вовсе не препятствует их нынешнему разнообразию, о котором еще будет сказано в конце статьи.

Модель хаотической инфляции оказалась способна и на большее. Из нее следует, что распределение вещества и излучения в пространстве по завершении инфляции просто обязано быть почти идеально однородным, за исключением только что упомянутых следов первичных квантовых флуктуаций. Эти флуктуации породили локальные неоднородности плотности материи, которые со временем дали начало галактическим скоплениям и разделяющим их космическим пустотам. Очень важно, что без инфляционного растяжения пространства флуктуации оказались бы слишком слабыми и не смогли бы стать зародышами галактик. В общем, инфляционный механизм в хаотической модели обладает чрезвычайно мощной и универсальной креативностью — если угодно, предстает в качестве вселенского демиурга.

До недавнего времени было принято считать, что в масштабах порядка сотых долей величины наблюдаемой нами части Вселенной (в настоящее время это сотни мегапарсек) ее состав был и остается однородным и изотропным. Правда, в последнее время были опубликованы результаты некоторых наблюдений, которые поставили эту оценку под сомнение ¹⁰. Однако достоверность этих результатов еще не доказана, да и смысл их в любом случае предстоит выяснить. Кроме того, встречаются и прямо противоположные утверждения ¹¹. Так что не стоит спешить с выводами.

Вечная инфляция

Как бы то ни было, на шкале всего космоса однородность исчезает. Именно это и показал Андрей Линде в своей статье 1986 года. При этом он использовал максимально простой инфляционный сценарий с потенциалом полиномиального типа — в данном случае, пропорциональным четвертой степени напряженности скалярного инфлатонного поля φ. Этого хватило для демонстрации того, что при определенных условиях (а именно при достаточно большой начальной величине φ₀, превышающей одну треть планковской массы) Вселенная выходит в режим квазиэкспоненциального расширения. А если φ₀ составляет тысячу планковских масс, размеры «раздувшейся» вселенной доходят до 10^1000000 см и потому неизмеримо превышают радиус видимой части нашей собственной Вселенной, который равен 10²⁸ см. Напротив, когда φ₀ не дотягивает до трети массы Планка, скалярное поле начинает быстро осциллировать, и его потенциальная энергия V(φ) переходит в тепло.

Теперь позволю себе процитировать важный фрагмент вводной части статьи. «По завершении инфляции вселенная делается локально плоской, однородной и изотропной, а плотность всех „нежелательных“ объектов, рожденных до или во время инфляции (монополей, доменных стенок и т. д.), делается экспоненциально малой. Такова общая схема хаотической инфляции, как она может быть понята на классическом уровне. В то же время глобальная структура вселенной, как это ни странно, формируется благодаря квантовым эффектам». Это утверждение можно считать ключом (или, если угодно, введением) к работе в целом. Там показано, что в силу тех самых квантовых эффектов хаотическая инфляция, раз начавшись, никогда полностью не заканчивается. Она затухает в одной области пространства и запускается в другой — и так далее ad infinitum.

Этот процесс производит бесконечное множество инфляционных пузырей, каждый из которых в конце концов прекращает экспоненциальное расширение и рождает из энергии вакуума богатый ассортимент частиц очень высоких энергий. Как уже говорилось, когда это происходит, возникает новая вселенная в своей первоначальной стадии Большого взрыва. Конечно, она продолжает расширение, но его темпы, в соответствии с уравнениями Фридмана — Леметра, зависят от времени не по экспоненциальному закону, а только по степенному. Согласно сценарию вечной инфляции, весь наш видимый космос составляет лишь малую часть одного из таких пузырей, границы которого уходят в бесконечность с возрастающей скоростью. Они лежат за пределами нашего горизонта событий и потому навсегда закрыты для наблюдений.

Теперь добавлю подробностей. В модели вечной инфляции возможны гигантские квантовые флуктуации, которые способны увеличить напряженность и потенциал инфлатона до очень больших значений. А это, как уже говорилось, запускает новую стадию инфляции. Вероятность такого подскока инфлатонного поля невелика, но всё же не равна нулю. В результате те части Вселенной, которые его испытают, получат экспоненциальный рост своего объема. А затем некоторые «кусочки» только что раздувшихся областей Вселенной могут таким же образом вновь выйти в экспоненциальный режим. И если такое происходит с ненулевой вероятностью, процесс может продолжаться бесконечно. Точно так же в некоторых областях флуктуации приведут к уменьшению величины инфлатонного поля.

Что следует из этой картины? В областях с инфлатонными провалами инфляция будет близка к финалу или вообще завершится, а области с «всплесками» инфлатонного поля продолжат экспоненциальное расширение. Поэтому инфляция делается перманентно самовоспроизводящейся и в каком-то смысле вечной — отсюда и название, которое ей дал Андрей Линде. Согласно его модели, во Вселенной были, есть и будут как области с полностью погашенной инфляцией, так и области, где она продолжается в режиме «расширенного воспроизводства» (если прибегнуть к экономической терминологии). Конечно, у нас нет ни малейших шансов выйти с ними на связь, поскольку дистанции до их границ неизмеримо превышают видимые размеры нашего мира. Читатель легко поймет, что по этой причине модель вечной инфляции невозможно ни подтвердить, ни опровергнуть ни в каких астрономических наблюдениях — во всяком случае, с современной точки зрения. Правда, есть надежда, что когда-нибудь это удастся сделать с помощью новых теорий фундаментальной физики.

Таким образом, квантовополевые флуктуации при определенных условиях способны приводить к рождению великого множества различных миров. В принципе, может существовать много скалярных полей с инфляционной перспективой, а их потенциалы могут иметь много разных максимумов и минимумов. В каждом из таких минимумов инфляция завершается гипернагревом пространства, массовым рождением того или иного набора частиц и переходом данной области к расширению по степенно́му закону. Однако физические процессы в таких областях идут по-разному, как если бы там работали измененные законы Природы. Конечно, это только видимость, ведь Природа едина.

Квантовые флуктуации с бо́льшими амплитудами, в принципе, способны закончиться в любом из таких минимумов. Поэтому всё пространство в результате инфляции разбивается на огромные области, если угодно, локальные вселенные, которые будут эволюционировать практически независимо друг от друга. Фундаментальные взаимодействия в каждой такой вселенной будут иметь свою собственную специфику.

Теперь вернусь к первой фразе этого раздела, которую стоит повторить — на шкале всего космоса однородность исчезает. Именно к такому выводу и подводит статья Андрея Линде. В результате вечной инфляции «глобальная геометрия не имеет ничего общего ни с геометрией открытой или плоской однородной вселенной с постепенно уменьшающейся плотностью энергии, ни с геометрией замкнутой вселенной, которая рождается в начальный момент t = 0 и исчезает как целое в какой-то последующий момент t = tmax. В нашем случае вселенная бесконечно воспроизводит себя, и для нее не существует никакого глобального „конца времени“. Более того, не обязательно даже предполагать, что вселенная была рождена в некий начальный момент t = 0, поскольку формирование каждой мини-вселенной совершенно не зависит от предыстории вселенной в целом. <…> Поэтому весь процесс можно рассматривать как бесконечную цепную реакцию, у которой нет конца и которая может даже не иметь начала».

Итак, резюмируем. В модели вечной инфляции самовоспроизводящийся бесконечный процесс локальных трансформаций пространства под влиянием квантовых флуктуаций инфлатонных полей порождает ветвящееся множество миров, которое принято называть Мультивселенной. Как это сформулировано в статье, «в ходе инфляции вселенная эффективно разбивается на множество причинно несвязанных мини-вселенных». Если не считать того, что эти мини-вселенные с ненулевой (но очень малой!) вероятностью могут сталкиваться и взрываться, любая из них существует и эволюционирует как полностью автономный мир. Поскольку они отличаются друг от друга особенностями породивших их полей, фундаментальные физические законы могут там реализоваться в неодинаковых ипостасях. К примеру, внутриядерные силы и заряд электрона в разных вселенных могут оказаться отличными от наших.

И вот авторское заключение: «В ходе расширения вселенной должны рождаться все способные к инфляции типы мини-вселенных, и было бы неразумно ожидать, что наша собственная область пространства окажется единственно возможной или самой лучшей… По нашему мнению, такое изменение взглядов на глобальную структуру Вселенной и на наше место в мире является одним из важнейших последствий развития сценария инфляционной вселенной». На этой цитате из последнего абзаца статьи Андрея Линде я и закончу этот раздел.

Подводя итоги

Инфляционная космология может похвастаться немалым числом замечательных достижений. Она предсказала, что пространственная геометрия наблюдаемой Вселенной должна быть чрезвычайно близка к плоской задолго до того, как этот факт удостоверили астрономы и астрофизики. Вплоть до конца 1990-х годов считалось, что при полном учете всего вещества Вселенной численная величина параметра Ω не превышает 0,3. Понадобилось открыть темную энергию, чтобы удостовериться, что эта величина практически равна единице, как и следует из инфляционных сценариев. Также были предсказаны вариации температуры реликтового излучения и заранее вычислен их спектр. С другой стороны, попытки опровергнуть инфляционную теорию на основе данных наблюдений или общих физических принципов предпринимались неоднократно, но это никому так и не удалось.

Можно перечислить и другие предсказания инфляционной космологии, которые были апробированы посредством анализа спектров микроволнового реликтового излучения, промеренных космическими обсерваториями WMAP и «Планк». Как утверждает большинство моделей инфляции, неоднородности плотности и давления, возникшие за счет квантовых флуктуаций на стадии экспоненциального расширения пространства, должны быть адиабатическими. Данные с обеих космических обсерваторий это подтвердили. Эти данные также позволили выявить антикорреляцию между неоднородностями температуры и поляризации реликтового излучения, которая также была предсказана инфляционными моделями. Наконец, космические измерения позволили с очень высокой степенью точности доказать, что амплитуды первичных флуктуаций плотности материи во Вселенной имели почти плоский спектр. Это означает, что они мало отличались друг от друга на разных пространственных масштабах. Такой результат тоже следует из большинства инфляционных сценариев. Кстати, он был впервые предсказан Мухановым и Чибисовым еще в 1981 году. Они также предсказали, что спектр должен немножко отличаться от абсолютно плоского.

Об этом стоит поговорить подробней. Степень плоскостности спектра измеряют безразмерным численным параметром n_s, который называется скалярным спектральным индексом. Он позволяет судить о том, насколько равномерно были распределены в пространстве первичные сгущения материи, которые стали зародышами галактик и галактических кластеров. Его численную величину измеряют на основе анализа пространственного распределения галактик и картирования флуктуаций температуры и поляризации реликтового излучения. Для идеально плоского спектра этот индекс по определению равен единице. Если он меньше единицы, то флуктуации сильнее на больших космологических масштабах, а если больше — то на малых. Информация с «Планка» позволила установить, что n_s = 0,965 ± 0,004. Так что предсказание Муханова и Чибисова оправдалось почти идеально.

В чем важность этого результата? Стандартные инфляционные сценарии, включая и сценарии хаотической и вечной инфляции, связывают стадию ускоряющегося расширения нашей Вселенной с медленным движением (как принято говорить, скатыванием) инфлатонных полей от максимальных значений к минимальным. Критерии «медленности» математически хорошо определены, их легко найти во множестве источников. Во время такого скатывания потенциал инфлатонного поля претерпевает не слишком сильные изменения, что и обеспечивает достаточную длительность экспоненциального роста размеров и объема Вселенной. Поскольку инфлатонное поле в этой фазе меняется медленно, квантовые флуктуации, которые возникают на разных этапах скатывания (то есть на разных пространственных масштабах), имеют близкие по величине амплитуды. Отсюда и следует, что численная величина скалярного спектрального индекса в разных сценариях медленного скатывания должна не слишком отличаться от единицы. Именно это и показали данные с «Планка».

Теперь вернемся к статье Андрея Линде о вечной инфляции. Напомню, что там использован подчеркнуто простой потенциал инфлатонного поля, пропорциональный φ⁴. Как показывают вычисления, в этом случае параметр n_s ≈ 0,950, что довольно сильно противоречит результатам «Планка». Если принять для потенциала квадратичную зависимость от величины поля (в квантовой механике это потенциал гармонического осциллятора), то получим для n_s значение 0,967 — как говорится, бинго!

Конечно, есть и предсказания, которые пока что висят в воздухе. Это совершенно естественно, и было бы странно, если бы они отсутствовали. Вот один пример. Согласно инфляционной парадигме, на стадии экспоненциального расширения Вселенной могли возникать не только скалярные, но также тензорные деформации метрики пространства-времени — иначе говоря, первичные гравитационные волны. Теория утверждает, что эти волны должны были вполне конкретным образом влиять на поляризацию реликтового излучения, и такие эффекты в принципе можно обнаружить. Если бы их удалось выявить в наблюдениях, теория космологической инфляции обрела бы еще одно весомое подтверждение. Такое открытие также позволило бы определить ключевые параметры инфляционной эпохи и тем самым сделать выбор между различными моделями инфляции. В начале 2014 года о таком открытии объявила коллаборация ученых, которые работали на радиотелескопе BICEP2, расположенном вблизи Южного полюса. Ее сообщения стали неслабой сенсацией, но позднее выяснилось, что значительная часть сигнала могла быть связана с поляризованной пылью нашей галактики, поэтому первоначальная интерпретация как обнаружения первичных гравитационных волн не подтвердилась. Так что вопрос пока остается открытым.

Кстати, сценарий хаотической инфляции с квадратичным потенциалом хотя и дает правильное значение параметра n_s, но в то же время предсказывает слишком сильные тензорные деформации метрики, которые никак не удается вывести из наблюдений. Как можно судить сегодня, если их следы и существуют в спектрах реликтового излучения, то они слишком слабы, чтобы их можно было заметить на современных радиотелескопах. Не исключено, что их удастся найти с помощью новых радиоастрономических инструментов. Многие инфляционные сценарии это допускают. Так что придется подождать. И мораль здесь такова: физические механизмы космологической инфляции, если она действительно имела место, скорее всего были куда сложнее сильно идеализированных моделей, в которых ее изначально описывали. Но ведь так обычно и бывает!

И еще одну вещь необходимо подчеркнуть со всей определенностью. Как уже было отмечено, теория вечной инфляции в качестве логического следствия приводит к концепции Мультивселенной. Выражаясь образно, можно сказать, что вечная инфляция рождает множество не тождественных друг другу миров. А это означает, что все возможные значения основных физических величин имеют шансы где-нибудь и когда-нибудь непременно появиться. Резюмируя, можно сказать, что инфляция оказывается тем горнилом, в котором рождается не часть физически допустимых миров, но буквально все они без единого исключения.

Концепция Мультивселенной может показаться чистой спекуляцией, но она покоится на серьезном научном фундаменте. Несмотря на свою незавершенность, она постепенно становится частью новой космологической парадигмы. Во всяком случае, таково мое впечатления как историка науки. Именно на это с самого начала надеялся Андрей Линде, как следует из последней цитаты его статьи. На первый взгляд, идея Мультивселенной выглядит сверхпарадоксальной и потому фантастической, однако в модели вечной хаотической инфляции она получает вполне рациональное объяснение. И это не должно никого удивлять. Как сказал в 1887 году на сессии лондонского Королевского института великий физик XIX века Уильям Томсон, получивший от королевы Виктории титул лорда Кельвина, в науке нет места парадоксам.

Признавая все эти успехи, я всё же не могу удержаться от призыва к осторожности. Инфляционная идеология сейчас реализована во множестве вариантов, среди которых нет признанного лидера. Моделей много, но никто не может с уверенностью выбрать единственно правильную или хотя бы наилучшую. Говоря о гигантском прогрессе в создании инфляционной космологии, надо как минимум учитывать, что она всё еще далека от той степени концептуальной финализации, которую в начале нашего столетия обрела теория Большого взрыва. Например, пока что нет решения проблемы начала инфляции. Скорее всего, без него никак не обойтись, но еще непонятно, как к нему подобраться.

Кроме того, число различных инфляционных моделей сейчас попросту огромно ¹². Они сконструированы на множестве концептуальных фундаментов и с использованием большого разнообразия математических формализмов. Существует много кандидатов на роль инфлатонных полей, например в этом качестве довольно убедительно рассматривается поле Хиггса. Кстати, Андрей Линде в 1993 году предложил так называемую модель гибридной инфляции, в которой работают не одно, а два скалярных поля.

В общем, говорить о финализации инфляционной космологии пока не приходится, и даже перспективы ее достижения весьма туманны. Во всяком случае, до королевского статуса современной Стандартной модели элементарных частиц ей еще очень далеко.

И всё же, как мне кажется, в целом у инфляционной картины эволюции сверхранней Вселенной сейчас нет реальных конкурентов. Конечно, в научной литературе можно найти немало моделей, в которых однородность и изотропность сверхранней Вселенной обеспечиваются неинфляционными механизмами. Но пока они остаются чисто гипотетическими конструкциями. Ничего более конкретного я как историк науки сказать не могу, все эти вещи вне моей компетенции.

Но именно как историк я бы сравнил теорию инфляции с атомно-молекулярной теорией вещества, которая поначалу тоже имела множество неувязок и лакун. Однако прогресс физики и химии привел к тому, что к началу XX века она завоевала полное признание. Позволю себе выразить надежду, что и концепция космологической инфляции когда-нибудь справится со своими трудностями.

Напоследок нельзя не упомянуть еще один момент, который скорее проходит по ведомству физики, нежели космологии. В инфлатонных полях могут возникать их собственные квантованные возбуждения, проявляющие себя как специфические частицы. Это следует из общих принципов релятивистской квантовой теории поля, которым должны подчиняться и поля, генерирующие космологическую инфляцию. Другие примеры таких возбуждений хорошо известны. Например, кванты электромагнитного поля — это фотоны, кванты слабого ядерного взаимодействия — тройка промежуточных векторных бозонов, единственный квант скалярного поля Хиггса — это бозон Хиггса. Гипотетические кванты инфлатонных полей вполне банально называют инфлатонами, но пока это только наименование. Поскольку эти поля, как и хиггсово поле, скалярные, их кванты тоже обязаны быть скалярными бозонами, частицами с нулевым спином.

А дальнейшее пока неясно. Теоретики уже успели предложить несколько кандидатов на роль инфлатонов, однако ни один из них в этом качестве пока не утвержден. В простейших моделях их массы по порядку величины должны составлять 10¹³ ГэВ. При столь исполинских массах они должны быстро распадаться, давая начало тем частицам, с которыми имеет дело физика. Если этот вывод справедлив, то наши приборы не регистрируют инфлатоны просто потому, что они уже давно не существуют. Как сказал мне по этому поводу Андрей Линде: «Мавр сделал свое дело, мавр может умереть». Ну что же, положимся на Шекспира.

Алексей Левин

¹ Linde A. D. Eternally Existing Self-Reproducing Chaotic Inflationary Universe // Physics Letters B, 175, 395–400 (1986).

² Утверждение, что инфляцию движет отрицательное давление р = –ε, немного сбивает с толку, хотя и не является ошибочным. На самом деле инфляцию движет постоянная плотность положительной энергии вакуума. С ней уравнение Фридмана сводится к форме: производная масштабного фактора по времени пропорциональна масштабному фактору, т. е. da/dt ~ a × const. Решение есть экспонента (за время τ вселенная увеличилась вдвое, но ничего не изменилось, поэтому за следующий интервал τ она снова удвоится и т. д.). А уже во вторую очередь уравнение состояния такого вакуума есть р = –ε, как и отмечено в статье. — Прим. ред.

³ Starobinsky A. A. A new type of isotropic cosmological models without singularity // Physics Letters B, 91, 99–102 (1980).

⁴ Муханов В. Ф. и Чибисов Г. В. Квантовые флуктуации и несингулярная Вселенная // Письма в ЖЭТФ, 33, 549–553 (1981).

⁵ Guth A. H. Inflationary Universe: a possible solution to the horizon and flatness problems // Physical Review D, 23, 347–356 (1981).

⁶ Linde A. A new inflationary Universe scenario: a possible solution of the horizon, flatness, homogeneity, isotropy and primordial monopole problems // Physics Letters B, 108, 389–393 (1982);
Albrecht A. & Steinhardt P. J. Cosmology for grand unified theories with radiatively induced symmetry breaking // Physical Review Letters, 48, 12201223 (1982).

⁷ Nanopoulos D. V. , Olive K. A., Srednicki M. After primordial inflation // Physics Letters B, 127, Issues 1–2, 30–34 (1983).

⁸ Hawking S. W. The development of irregularities in a single bubble inflationary Universe // Physical Review Letters B, 115, 295–297 (1982).

⁹ Linde A. D. Chaotic inflation // Physics Letters B, 129, 177–181 (1983).

¹⁰ См. напр. Labini F. S.& Galoppo M. Detection of anisotropic cosmic structures on a gigaparsec scales // Nature, 655, 327–331 (8 July 2026).

¹¹ Sawala T. The local galaxy distribution does not violate the cosmological principle // arXiv: 2607.01172v2 (9 July 2026).

¹² Martin J., Ringeval C., Vennin V. Encyclop&dia Inflationaris. Physics of the Dark Universe 5–6, 75–235 (2014);
Kallosh R. & Linde A. On the present status of inflationary cosmology // arXiv: 2505.13646v1 (19 May 2025).