. Понятно, что эти оценки не могут заменить подробное рассмотрение распространения света на разных стадиях эволюции Вселенной, но из него следует тот же вывод: все реликтовое излучение исходит из причинно связанных областей.
Это также решает третью проблему. Предположим, что какие-то экзотические частицы родились либо вместе с Вселенной, либо до начала инфляционной стадии. Пусть одна из таких частиц попала в наши 10–26 м (это все еще существенно меньше размеров атомного ядра). Тогда в настоящий момент мы имеем все ту же одну экзотическую частицу внутри космологического горизонта, т. е. в части Вселенной, доступной для наблюдения. Вот только радиус этого горизонта теперь 40 млрд св. лет. Это явно исключает возможность ее наблюдения. Это же относится и к другим экзотическим объектам, например белым дырам или голым сингулярностям.
Вполне понятно, что космологи не могли пройти мимо теории, одним махом решающей большую часть существующих проблем. Первый вариант теории инфляции был предложен в 1980 г. американским физиком Аланом Гутом. Однако теория Гута обладала рядом недостатков; в частности, одним из ее следствий были большие вариации плотности. Другой вариант теории инфляции, свободный от этой проблемы, был предложен в 1982 г. советским физиком Андреем Линде и независимо американскими физиками Андреасом Альбрехтом и Паулем Штейнхардтом. В дальнейшем эта теория была развита Алексеем Старобинским, Стивеном Хокингом, Вячеславом Мухановым и Геннадием Чибисовым, а также рядом других ученых.
Основной вопрос, необходимый для теории инфляции, – определить фактор, игравший роль эффективной космологической постоянной в период инфляции. Подобно классической эйнштейновской космологической постоянной, этот фактор должен обеспечивать дополнительную плотность энергии Вселенной. При этом при инфляционном расширении эта плотность практически не менялась. Как было показано в разделе 2.7.4, для настоящей космологической постоянной эта плотность строго сохраняется. Но, в отличие от Λ-члена Эйнштейна, этот фактор должен исчезнуть к концу инфляционной стадии. Можно предложить много различных вариантов такого фактора, которые практически не будут отличаться по своим проявлениям. В частности, это связано с тем, что инфляция хорошо «заметает за собой следы», так что очень трудно в постинфляционный период определить причину инфляции. Основные отличия между различными механизмами инфляции проявляются в том, каким образом Вселенная выходила из этой стадии.
