Это уже не спекулятивная теория, поскольку четыре из них подтвердились.

Научные идеи должны быть простыми, поясняющими и предсказывающими. А насколько сегодня известно, инфляционная мультивселенная такими свойствами не обладает.
— Пол Штейнхарт, 2014

Думая о Большом взрыве, мы представляем себе исходную точку Вселенной: горячее, плотное, расширяющееся состояние, из которого всё появилось. Заметив и измерив сегодняшнее расширение Вселенной – разлетающиеся друг от друга галактики, мы можем не только определить судьбу Вселенной, но и её начало.



Но вот только это горячее и плотное состояние таит в себе много вопросов, включая:

• Почему очень отдалённые, разные регионы космоса, которые не могли с начала времён обменяться информацией, заполнены с одинаковой плотностью вещества и излучением одинаковой температуры?

• Почему Вселенная, реколлапсировавшая бы, если бы в ней было больше вещества, или же расширявшаяся бы до состояния небытия, если бы в ней было меньше вещества, так идеально сбалансирована?

• И где же, если Вселенная раньше находилась в очень горячем и плотном состоянии, все эти высокоэнергетические реликтовые частицы (типа магнитных монополей), которые теоретически сегодня должно быть легко обнаружить?

Ответы на вопросы нашлись в конце 1979, начале 1980 года, когда Алан Гут выдвинул теорию космической инфляции.



Приняв, что Большому взрыву предшествовало состояние, в котором Вселенная не была заполнена веществом и излучением, а лишь большим количеством присущей ткани самого космоса энергии, Гут сумел решить все эти проблемы. Кроме того, в 1980-м случились и другие разработки, позволившие найти новые классы моделей, помогающих инфляционным моделям воспроизвести сегодняшнюю Вселенную:

• наполненную веществом и излучением,
• изотропную (одинаковую во всех направлениях),
• гомогенную (одинаковую во всех точках),
• горячую, плотную и расширяющуюся в начальном состоянии.

Такие модели разработали Андрей Линде, Пол Штейнхарт, Энди Альбрехт, а дополнительные детали прорабатывали Генри Тай, Брюс Аллен, Алексей Старобинский, Майкл Тёрнер, Дэвид Шрамм, Роки Колб и другие.



Мы обнаружили нечто примечательное: два обобщённых класса моделей давали нам всё, что нужно. Была новая инфляция, с потенциалом плоским наверху, с которого инфляционное поле могло «медленно скатываться» на дно, и была хаотическая инфляция с U-образным потенциалом, с которого можно было также медленно скатываться.

В обоих случаях пространство расширялось экспоненциально, распрямлялось, его свойства были везде одинаковыми, и когда инфляция заканчивалась, вы возвращались во Вселенную, очень похожую на нашу. Кроме того, вы получали пять дополнительных предсказаний, наблюдений по которым в то время ещё не было.



1) Плоская Вселенная. В начале 1980-х мы завершили обзорные исследования галактик, галактических скоплений, и начали понимать крупномасштабную структуру Вселенной. На основании увиденного мы смогли измерить два показателя:

• Критическую плотность Вселенной, то есть плотность вещества, необходимую для идеального баланса Вселенной между реколлапсом и вечным расширением.
• Реальную плотность материи во Вселенной, не только светящегося вещества, газа, пыли и плазмы, но всех источников, включая тёмную материю, оказывающую гравитационное воздействие.

Мы обнаружили, что второй показатель составлял от 10% до 35% от первого, в зависимости от источника данных. Иначе говоря, материи во Вселенной было гораздо меньше критического количества – а значит, Вселенная открыта.

Но инфляция предсказывала плоскую Вселенную. Она берёт Вселенную любой формы и растягивает её до плоского состояния, или, по крайней мере, до состояния, неотличимого от плоского. Множество людей пыталось построить модели инфляции, дававшие Вселенную отрицательной кривизны (открытую), но не достигли успеха.



С наступлением эпохи тёмной энергии в результате наблюдения за сверхновой в 1998 году, за которым последовал сбор данных в проекте WMAP, впервые вышедших в 2003 году (и данных проекта Boomerang, вышедших чуть раньше), мы пришли к выводу, что Вселенная на самом деле плоская, и причина низкой плотности вещества заключалась в наличии этой новой, неожиданной формы энергии.



2) Вселенная с флуктуациями на масштабах больших, чем способен преодолеть свет. Инфляция – заставляя пространство Вселенной экспоненциально расширяться – раздувает то, что происходит на очень малых масштабах, до очень больших. У сегодняшней Вселенной есть присущая ей неопределённость на квантовом уровне, небольшие флуктуации энергии, происходящие из-за принципа неопределенности Гейзенберга.

Но во время инфляции эти мелкомасштабные флуктуации энергии должны были растянуться по всей Вселенной на гигантские макроскопические масштабы, протягивающиеся по всей её протяжённости! (А вообще, и ещё дальше, поскольку мы не можем наблюдать ничего, что лежит за пределами наблюдаемой Вселенной).



Но взглянув на флуктуации реликтового излучения на крупнейших масштабах, что в какой-то мере смог сделать проект COBE в 1992 году, мы обнаружили эти флуктуации. А с улучшенными результатами от WMAP мы смогли измерить их величину и увидеть, что они соответствуют предсказаниям инфляции.



3) Вселенная с адиабатическими флуктуациями, то есть с повсеместно одинаковой энтропией. Флуктуации могут быть разные: адиабатические, постоянной кривизны, или же смесью обоих типов. Инфляция предсказывала на 100% адиабатические флуктуации, а это означало наличие вполне определённых параметров реликтового излучения, которые можно было измерить в WMAP, и крупномасштабных структур, измерявшихся в проектах 2dF и SDSS. Если реликтовое излучение и крупномасштабные флуктуации связаны друг с другом, они адиабатические, а если нет – они могут быть постоянной кривизны. Если бы во Вселенной был другой набор флуктуаций, мы бы не знали об этом до 2000 года!



Но этот пункт был настолько принят, как должное, благодаря остальным успехам теории инфляции, что его подтверждение прошло практически незамеченным. Это просто было подтверждение того, что мы уже «знаем», хотя на самом деле оно было таким же революционным, как и все остальные.



4) Вселенная, в которой спектр флуктуаций был немного меньше, чем у масштабно-инвариантной (n_s < 1). Это серьёзное предсказание! Конечно, инфляция, в общем, предсказывает, что флуктуации должны быть масштабно-инвариантными. Но есть подвох, или уточнение: форма инфляционных потенциалов влияет на то, как спектр флуктуаций отличается от идеальной масштабной инвариантности.

Работающие модели, открытые в 1980-х, предсказывали, что спектр флуктуаций (скалярный спектральный индекс, n_s) должен быть немного меньше 1, где-то между 0,92 и 0,98, в зависимости от используемой модели.



Когда мы получили данные наблюдений, то нашли, что измеряемое количество, n_s, равно примерно 0,97, с погрешностью (согласно измерениям реликтового излучения проектом BAO) в 0,012. Впервые их заметили в WMAP, и это наблюдение не только подтвердилось, но и подкреплялось со временем другими. Оно действительно меньше единицы, и это предсказание сделала только инфляция.



5) И, наконец, Вселенная с определённым спектром флуктуаций гравитационных волн. Это последнее предсказание, единственное из крупных, которое ещё не было подтверждено. Некоторые модели – например, модель хаотической инфляции Линде – дают гравитационные волны большой величины (такие волны должен был заметить BICEP2), другие, например, модель Альбрехта-Штейнхарда, могут давать весьма малые гравиволны.



Мы знаем, какой у них должен быть спектр, и как эти волны взаимодействуют с флуктуациями в поляризации реликтового излучения. Неопределённость есть лишь в их силе, которая может быть слишком малой для наблюдения, в зависимости от того, какая из моделей инфляции верна.

Вспомните об этом в следующий раз, когда будете читать статью про спекулятивную природу теории инфляции, или про то, как один из основателей теории сомневается в её правдивости. Да, люди стараются находить дыры в лучших теориях и искать альтернативы; мы, учёные, этим и занимаемся.



Но инфляция – это не какой-то теоретический монстр, оторванный от наблюдений. Она сделала пять новых предсказаний, четыре из которых мы подтвердили! Она, возможно, предсказала такие вещи, которые мы ещё не знаем, как проверить, типа мультивселенной, но это не отнимает у неё её успехов.

Теория космической инфляции больше не спекулятивная. Благодаря наблюдениям реликтового излучения и крупномасштабных структур Вселенной, мы смогли подтвердить её предсказания. Это самое первое из всех событий, случившихся в нашей Вселенной, она настроила (и случилась раньше) Большого взрыва. И возможно, мы многое ещё сможем узнать благодаря ей!