Примерно через 100 млрд лет от сегодняшнего дня все галактики, за исключением самых близких, будут раскиданы в разные стороны раздувающимся пространством со скоростями больше световой, так что мы не сможем их увидеть независимо от мощности используемых телескопов. Если эти идеи верны, то в далёком будущем Вселенная будет безбрежным, пустым и уединённым местом.

Кажется, что эти открытия разложили кусочки космического паззла по местам. Вопросы, оставленные без ответа стандартной теорией Большого взрыва, — Что заставило расширяться пространство? Почему температура микроволнового фонового излучения так однородна? Почему пространство кажется имеющим плоскую форму? — были решены инфляционной теорией. Несмотря на это, остаются нерешённые вопросы относительно фундаментальных первооснов. Была ли некоторая эра перед инфляционным взрывом, и, если была, на что она была похожа? Откуда взялось поле инфлатона, смещённое относительно его конфигурации с наименьшей энергией, которое инициировало инфляционное расширение? И самый новый из всех вопросов: почему Вселенная составлена из такой мешанины ингредиентов — 5% представлены привычной материей, 25% — тёмной материей, 70% — тёмной энергией? Несмотря на безмерно радующий факт, что эта космическая рецептура согласуется с инфляционными предсказаниями, согласно которым плотность Вселенной должна составлять 100% от критической плотности, и хотя это одновременно объясняет ускоренное расширение, найденное при исследовании сверхновых, многим физикам этот винегрет кажется явно непривлекательным. Почему, спрашивают многие, состав Вселенной оказался таким сложным? Почему имеется целая горсть мало похожих друг на друга ингредиентов, смешанных в такой, кажущейся случайной, пропорции? Есть ли в основании этого какой-то осмысленный план, который теоретические исследования ещё должны обнаружить?

Никто пока не предложил убедительных ответов на эти вопросы; они находятся среди неотложных научных проблем, направляя текущие космологические исследования, и они призваны напоминать нам о многих запутанных узлах, которые мы ещё должны распутать, прежде чем мы сможем сказать, что имеем полное понимание рождения Вселенной. Но несмотря на всё ещё остающиеся существенные проблемы инфляция является исключительно продвинутой перспективной космологической теорией. Несомненно, доверие физиков к инфляции основывается на достижениях, которые мы до сих пор обсуждали. Но уверенность в инфляционной космологии имеет ещё более глубокие корни. Как мы увидим в следующей главе, целый ряд других аргументов — связанных как с наблюдениями, так и с теоретическими открытиями, — убедили многих физиков, которые работают в этой области, что идея инфляции является самым важным и самым прочным вкладом нашего поколения в космологическую науку.

Открытие механизма инфляции положило начало новой эре в космологических исследованиях, и за прошедшие десятилетия на эту тему были написаны многие тысячи статей. Учёные рассмотрели буквально каждый уголок и трещинку в теории, которую вы, вероятно, уже можете представить. В то время как многие из этих работ были сфокусированы на деталях технического характера, в других учёные шли дальше и показывали, как инфляция не только решает специфические космологические проблемы, недостижимые для стандартной модели Большого взрыва, но также обеспечивает мощные новые подходы к большому числу старых вопросов. Среди них выделяется три направления: вопросы, связанные с формированием компактных структур, таких как галактики; с количеством энергии, требующимся для рождения Вселенной, которую мы видим; и (что имеет первоочередную важность для нашего рассказа) с происхождением стрелы времени, — на которых инфляция привела к значительному и, как сказали бы многие, впечатляющему прогрессу.

Давайте посмотрим.

Квантовый скайрайтинг [66]

Решение проблем горизонта и плоскостности, предложенное инфляционной космологией, было её первым притязанием на славу, причём справедливым. Как мы видели, это было значительным успехом. Но за прошедшие с тех пор годы многие физики пришли к уверенности, что и другие достижения инфляционной теории разделяют высшую позицию в списке самых важных достижений теории.

Одно из важных достижений имеет отношение к проблеме, о которой я до сего момента не призывал вас задуматься: как получилось, что во Вселенной есть галактики, звёзды, планеты и другие массивные образования? Последние три главы я просил вас сосредоточиться на астрономически больших масштабах — масштабах, в которых Вселенная выглядит однородной, масштабах настолько больших, что целые галактики представляются как отдельные молекулы H ₂O, в то время как сама Вселенная подобна полному стакану воды. Но рано или поздно космологии приходится столкнуться с фактом, что когда вы изучаете космос на «более мелких» масштабах, вы обнаруживаете компактные структуры, такие как галактики. И здесь опять мы сталкиваемся с загадкой.

Если Вселенная на самом деле гладкая, однородная и одинаковая в больших масштабах — свойство, которое подтверждается наблюдениями и которое является сердцем всего космологического анализа, — то откуда взялись мелкомасштабные неоднородности? Непреклонный сторонник стандартной космологии Большого взрыва снова может уйти от вопроса, сославшись на в высшей степени благоприятные и непостижимо тонко настроенные условия в ранней Вселенной: «Возле самого начала, — как мог бы сказать этот сторонник, — всё было в общем и целом гладким и однородным, но не совершеннооднородным. Почему условия сложились таким образом, я сказать не могу. Просто так тогда было. Со временем эти мелкие неоднородности росли, поскольку сгущение материи, будучи более плотным, чем его окружение, создаёт более значительное гравитационное притяжение и, следовательно, захватывает новый, находящийся по соседству материал, становясь ещё больше. В конечном счёте сгущения стали достаточно большими, чтобы сформировать звёзды и галактики». Это звучало бы убедительно, если бы не два недостатка: полное отсутствие объяснения как общей начальной однородности на больших масштабах, так и этих важных мелких неоднородностей. Вот где инфляционная космология обеспечивает прогресс, радующий глаз. Мы уже видели, что инфляция предлагает объяснение крупномасштабной однородности и, как мы сейчас узнаем, объяснительная сила теории распространяется ещё дальше. Замечательно, что в соответствии с инфляционной космологией начальные неоднородности, которые в конечном счёте привели к формированию звёзд и галактик, возникают из квантовой механики.

Эта впечатляющая идея возникает благодаря взаимодействию двух кажущихся несоизмеримыми областей физики: инфляционного расширения пространства и квантового принципа неопределённости. Принцип неопределённости говорит нам, что то, насколько точно в космосе могут быть определены различные взаимно дополнительные физические свойства, всегда определяется компромиссом. Наиболее знакомый пример (см. главу 4) связан с материей: чем точнее определено положение частицы, тем менее точно может быть определена её скорость. Но принцип неопределённости применим также и к полям. Следуя тем же рассуждениям, которые мы использовали применительно к частицам, принцип неопределённости означает, что чем точнее определена величина поля в данной точке пространства, тем менее точно может быть определена скорость изменения поля в этом же месте. (Положение частицы и темп изменения её положения — её скорость — играют в квантовой механике роль, аналогичную величине поля и скорости изменения величины поля в данном месте в пространстве).