style="font-size:15px;"> Искривление возможно в обе стороны: сближением кривых, порождающим сферу наподобие баскетбольного мяча, или их расхождением, когда поверхность подобна лошадиному седлу. Физика называет это положительной и отрицательной кривизной соответственно. «Мяч» и «седло» могут быть смоделированы как двумерные поверхности, но кривизна трехмерного пространства гораздо сложнее (например, у шара есть внутренняя и внешняя стороны, а у Вселенной – нет). Общая теория относительности позволяет вычислить, сколько массы и энергии в данном пространстве заставит его искривляться так или иначе. Если бы критические значения оказались превышены, Вселенная свернулась бы в шар, который сжался бы до точки и исчез, или, напротив, бесконечно расширялся бы наружу. Средняя концентрация массы и энергии должна была максимально приблизиться к этой критической величине, чтобы создать Вселенную, которую мы видим, где пространство плоское.
Поскольку младенческая Вселенная была почти бесконечно плотной, ее расширение могло только уменьшить плотность – как ириска, которая, если ее растягивать, становится только тоньше. В нынешней Вселенной плотность массы-энергии на единицу пространства достаточно низка – примерно 6 атомов водорода на кубический метр пространства. В целом нынешняя Вселенная выглядит довольно плоской.
Но есть загвоздка. Уравнения общей теории относительности говорят нам, что, если критическое значение когда-либо действительно колебалось, пусть и немного, эффект этого в ранней Вселенной невероятно возрос бы, и очень быстро. Ясно, что младенческая Вселенная была близка к критическому значению, и это было удачно для того, чтобы Вселенная была такой, как сейчас, а не седловидной или самоколлапсирующей. Но расчеты показывают, что значение, когда Вселенная была юной, не могло отклониться более чем на одну квадриллионную (квадриллион – это единица с 15 нулями). Как возможна настолько ошеломляющая точность?
Решение Алана Гута, принятое как часть стандартной модели, состояло в том, чтобы ввести понятие инфлатонного поля, имеющего определенную плотность, которая никогда не изменяется, в отличие от возникшей из поля Вселенной, плотность которой изменяется по мере ее расширения. (Продолжая грубую аналогию с ириской, кусок ее может быть очень тонким, но сладким он будет всегда.) По сути, поле напоминает сетку, которая поддерживала устойчивость младенческой Вселенной даже в экстремальных, почти хаотических условиях. В результате сегодня мы видим «почти плоским» все, что наблюдаем. (Примечание: в статье того же периода по смежной теме Гут дал основанное на поле решение другой головоломки, известной как проблема горизонта и связанной с обнаруженной однородностью температур во Вселенной. Не будем здесь вдаваться в проблему горизонта: проблема плоскостности иллюстрирует тонкую настройку достаточно ярко.)
Конец ознакомительного фрагмента.
Текст предоставлен ООО «ЛитРес».
Прочитайте
