То же самое и с кривизной пространства. По сути, проблема состояла в том, что кривизна падает намного медленнее, чем разреживаются материя и излучение, поэтому если хоть какая-то кривизна существовала в ранний период, она была бы хорошо заметна сегодня. Но темная энергия разреживается еще медленнее, чем кривизна, — на самом деле ее плотность вообще почти не уменьшается. Так что опять мы заключаем, что если инфляция займет достаточно много времени, то кривизна успеет уменьшиться почти до нуля, прежде чем материя и излучение будут заново созданы в процессе распада темной суперэнергии. Никакой больше проблемы плоскостности.

Вы понимаете, почему инфляционная идея так взволновала Гута. Он размышлял о проблеме монополей, но с другой точки зрения — пытаясь не решить ее, а использовать в качестве аргумента против теорий великого объединения. В своей исходной работе, посвященной данной проблеме и написанной в соавторстве с физиком из Корнелльского университета Генри Таем, он вообще проигнорировал возможную роль темной энергии и заключил, что решить проблему монополей чрезвычайно сложно. Однако стоило Гуту как следует задуматься о возможных эффектах раннего периода доминирования темной энергии, как решение проблемы монополей упало к нему в руки в готовом виде, — одно это заслуживает рамочки, по крайней мере одинарной.

Необходимость добавить вторую рамочку стала очевидной, когда Гут понял, что данная идея также способна решить проблему плоскостности, о которой он до этого даже не думал. Совершенно случайно чуть раньше Гут посетил лекцию физика из Принстонского университета Роберта Дике, одного из первых ученых, занявшихся исследованием космического микроволнового фонового излучения. В своей лекции, прочитанной в Корнелльском университете в рамках мероприятия под названием «день Эйнштейна», Дике упомянул о нескольких невыясненных вопросах традиционной космологической модели. Одним из них была проблема плоскостности, которая врезалась в память Гуту, несмотря на то что его исследования в то время не были особо связаны с космологией.

В результате, осознав, что инфляция решает не только проблему монополей, но и проблему плоскостности, Гут ясно увидел перспективы поистине великого открытия. И действительно, благодаря этому открытию Гут, можно сказать, проснулся знаменитым, превратившись из едва сводящего концы с концами постдока в самого желанного кандидата на рынке профессорских вакансий. В итоге он решил вернуться в MIT, где заканчивал аспирантуру, и по сей день он преподает в этом учебном заведении.

Проблема горизонта

Прорабатывая следствия инфляционной теории, Гут осознал, что данный сценарий предлагает решение еще одной загадки космологической тонкой подстройки — проблемы горизонта. И это на самом деле очень важно, так как, по мнению многих ученых, проблема горизонта — самая запутанная и требующая наибольшего внимания в стандартной космологии Большого взрыва.

Эта проблема произрастает из того простого факта, что ранняя Вселенная выглядит практически одинаково во всех точках, как бы далеко они ни были разнесены. В предыдущей главе мы упомянули о том, что «типичное» состояние ранней Вселенной, даже если зафиксировать невероятную плотность и стремительное расширение, проявляет тенденцию к разнообразным флуктуациям и возникновению неоднородностей — оно должно напоминать состояние сжимающейся Вселенной с обращенным временем. Так что однородность Вселенной является как раз тем свойством, которое необходимо объяснить. Можно сказать, что проблема горизонта — это в действительности отражение проблемы энтропии в том виде, как мы рассматривали ее выше, несмотря на то что решается проблема горизонта обычно совершенно другим способом.

Мы знаем, что такое горизонт в контексте черных дыр, — это такая область, попав в которую мы никогда уже не сможем вернуться во внешний мир. Или, если точнее, сможем, но только если начнем перемещаться со скоростью выше скорости света. Однако в стандартной модели Большого взрыва существует совершенно особое понятие горизонта, базирующееся на том факте, что Большой взрыв произошел конечное время тому назад. Это «космологический горизонт», в противоположность «горизонту событий» вокруг черной дыры. Нарисуем направленный в прошлое световой конус из нашего текущего местоположения в пространстве—времени; в далеком прошлом этот световой конус пересечется с началом Вселенной. Рассмотрим теперь мировую линию частицы, родившейся при Большом взрыве за пределами нашего светового конуса: никакой сигнал с этой мировой линии никогда не сможет достичь нашего текущего события (если только его скорость не превысит скорость света). Следовательно, можно сказать, что такая частица находится за пределами нашего космологического горизонта, как показано на рис. 14.4.

^{Рис. 14.4. Космологический горизонт определяется как область, на границе которой наш световой конус прошлого встречается с Большим взрывом. По мере того как мы продвигаемся вперед во времени, наш горизонт увеличивается. Мировая линия, находившаяся за пределами нашего горизонта в момент A, оказывается внутри горизонта, когда мы достигаем момента B.}

Все это хорошо и прекрасно, но самое интересное начинается тогда, когда мы понимаем, что в отличие от горизонта событий статической черной дыры наш космологический горизонт со временем, по мере того как мы продвигаемся вдоль нашей мировой линии, увеличивается. Чем старше мы становимся, тем больше пространства—времени охватывает наш световой конус прошлого, и мировые линии других частиц, которые раньше находились снаружи, попадают внутрь нашего горизонта. (Сами мировые линии не меняются — наш горизонт расширяется и захватывает их тоже.)

^{Рис. 14.5. Проблема горизонта. Мы смотрим на точки космического микроволнового фонового излучения, находящиеся очень далеко друг от друга, и замечаем, что их температура почти одинакова. Но горизонты этих точек не пересекаются, поэтому никакие сигналы пройти между ними не могли. Как же эти точки умудрились прийти к одной и той же температуре?}

Следовательно, у событий, оставшихся далеко в прошлом, космологические горизонты меньше; они ближе (по времени) к Большому взрыву, поэтому их прошлое содержит меньше событий. Рассмотрим разные точки, наблюдаемые при изучении космического микроволнового фонового излучения на противоположных сторонах неба, как показано на рис. 14.5. Микроволновое фоновое излучение позволяет нам увидеть изображение Вселенной на момент около 380 000 лет после Большого взрыва. Тогда Вселенная стала прозрачной: температура понизилась достаточно, для того чтобы электроны и протоны могли связаться в атомы. В зависимости от локальных условий в выбранных нами точках — плотности, скорости расширения и т. д. — сегодня для нас они могли бы выглядеть совершенно по-разному. Но не выглядят. Насколько мы видим, все точки на микроволновом небе имеют почти одинаковую температуру; от одной области к другой температура может различаться лишь на тысячную долю процента. Следовательно, физические условия во всем этом множестве точек должны были быть достаточно схожими.

Именно в этом и заключается суть проблемы горизонта: как эти разнесенные далеко в стороны точки узнали, к какому общему состоянию им нужно прийти? Несмотря на то что все они находятся в пределах нашего космологического горизонта, их собственные горизонты куда меньше, поскольку сами точки намного ближе к Большому взрыву. Сегодня вычисление размера космологических горизонтов для подобных точек (в предположениях традиционной модели Большого взрыва) — стандартное упражнение для аспирантов, изучающих космологию; и ответ таков, что у точек, расстояние между которыми на небе составляет более одного градуса, горизонты вообще не пересекаются. Другими словами, в пространстве—времени нет таких событий, которые бы принадлежали прошлому всех этих разных точек, и не существует способа, при помощи которого они могли бы обменяться какими-либо сигналами. [267] Тем не менее физические условия во всех них практически идентичны. Как такое возможно?