Ткань космоса. Пространство, время и текстура реальности

плотности в один момент времени, она будет уменьшаться в точности тем же образом, и равенство критической плотности сохранится на все времена.

141

Склонный к математике читатель должен заметить, что во время инфляционной фазы размер нашего космического горизонта оставался фиксированным, в то время как пространство чудовищно раздулось (как можно легко увидеть, выбрав экспоненциальную форму масштабного фактора в примечании ^{223}). Именно в этом смысле наша наблюдаемая Вселенная в инфляционной схеме является мельчайшим лоскутком гигантского космоса.

142

Preston R. First Light. New York: Random House Trade Paperbacks, 1996. P. 118.

143

Превосходный обзор о тёмной материи на общем уровне см. в книге: Krauss L. Quintessence: The Mystery of Missing Mass in the Universe. New York: Basic Books, 2000.

144

Подготовленный читатель заметит, что я не выделяю разные проблемы, связанные с тёмной материей, которые появляются на разных масштабах наблюдения (галактический, космический), поскольку мой интерес здесь связан только с вкладом тёмной материи в плотность космической массы.

145

На самом деле имеются некоторые разногласия в отношении того, в этом ли состоит механизм, стоящий за всеми вспышками сверхновых типа Ia (я благодарю Д. Спергеля, обратившего моё внимание на это), но однородность этих событий — которая и нужна нам для обсуждения — имеет прочные наблюдательные основания.

146

Интересно заметить, что намного раньше результатов по сверхновым провидческие работы Джима Пиблза из Принстона, а также Лоуренса Краусса из Кейс Вестерн (г. Кливленд), Майкла Тернера из университета Чикаго и Гари Стейгмана из Огайо указали, что Вселенная может иметь малую ненулевую космологическую константу. Тогда большинство физиков не приняли это предположение слишком серьёзно, но теперь, с данными по сверхновым, отношение к нему существенно изменилось. Также заметим, что ранее в этой главе мы говорили, что расталкивание от космологической постоянной может описываться полем Хиггса, которое, подобно лягушке на выпуклости, захвачено выше своей конфигурации с минимальной энергией. Так что в то время как космологическая постоянная хорошо описывает результаты наблюдений, более точное утверждение состоит в том, что исследователи сверхновых пришли к выводу, что пространство должно быть заполнено чем-то подобным космологической постоянной, что генерирует гравитационное расталкивание. (Имеются сценарии, в которых поле Хиггса могло бы генерировать расталкивание, действующее в течение длительного времени, в противоположность короткому взрыву в ранние моменты инфляционной космологии. Мы обсудим это в главе 14, когда рассмотрим вопрос, действительно ли наблюдательные данные непременно требуют наличия космологической постоянной или всем требованиям могут отвечать некоторые другие идеи, приводящие к сходным явлениям в гравитации). Исследователи часто используют термин «тёмная энергия» в широком смысле для обозначения ингредиента Вселенной, который невидим для глаза, но заставляет любую область пространства отталкиваться от любой другой, вместо того чтобы притягиваться.

147

Тёмная энергия является наиболее широко принятым объяснением наблюдаемого ускоренного расширения, но выдвигались и другие теории. Например, некоторые предположили, что результаты наблюдений могут быть объяснены, если сила гравитации отклоняется от обычной величины, предсказываемой ньютоновской или эйнштейновской физикой, когда расстояния становятся экстремально большими — космологических масштабов. Другие ещё не верят, что результаты наблюдений действительно показывают космологическое ускорение, и ожидают, что измерения будут проведены с помощью более точных инструментов. Важно держать в уме эти альтернативные идеи, особенно если будущие наблюдения дадут результаты, которые создадут проблемы для существующих объяснений. Но пока имеется широкий консенсус, что теоретические объяснения, описанные в основном тексте, — самые убедительные.

148

Среди лидеров в описании того, как квантовые флуктуации могли бы приводить к неоднородностям, в ранние 1980-е гг. были Стивен Хокинг, Алексей Старобинский, Алан Гут, Co-Юнг Пи, Джеймс Бардин, Пол Стейнхардт, Майкл Тернер, Вячеслав Муханов и Геннадий Чибисов.

149

Даже после всего изложенного в основном тексте вы всё ещё можете быть озадачены, как крохотное количество материи/энергии в кусочке инфлатона могло дать гигантское количество материи/энергии, составляющее наблюдаемую Вселенную. Как вы можете получить больше материи/энергии, чем то, с чего вы начали? Как объяснялось в основном тексте, поле инфлатона в силу своего отрицательного давления «добывало» энергию из гравитации. Это означает, что по мере того как энергия в поле инфлатона