Как работает Вселенная: Введение в современную космологию | страница 68
При понижении температуры (по-прежнему очень высокой, существенно превышающей шуточные оценки температуры в аду[57]) эта зависимость может превратиться в зависимость, в котором глобальный минимум соответствует ненулевому значению параметра φ. Понятно, что будет два минимума, соответствующих значениям φ = ± φ0. Есть два варианта перехода в это состояние, схематически изображенные на рис. 3.6 и 3.7. В первом варианте исходный минимум φ= 0 остается локальным минимумом. В этом случае Вселенная может перейти в новое состояние только путем квантового туннельного перехода, так как между двумя минимумами есть потенциальный барьер. Во втором варианте исходный минимум становится локальным максимумом, и тогда Вселенная может «скатиться» в любой из двух минимумов классическим образом.
Другой вариант, появившийся немного позже (Линде, 1990), основывался на предположении, что Вселенная в момент образования содержала какое-то массивное скалярное поле. Это поле затухло к моменту окончания инфляции, но до этого момента его величина уменьшалась очень медленно. При этом оно оказывало на пространство-время воздействие, близкое к космологической постоянной. Медленное затухание поля обеспечивалось быстрым расширением Вселенной и описывалось соответствующим решением уравнения Эйнштейна.
Естественно, рассматривались и другие причины появления инфляционной стадии, в том числе и весьма экзотические. Упомянем одну из таких версий. В некоторых теориях элементарных частиц получается, что наше пространство-время кроме четырех привычных для нас измерений (три пространственные координаты и время) содержит еще некоторое количество дополнительных пространственных измерений, которые мы не можем обнаружить экспериментально. Один из вариантов теории струн, называемый М-теорией, предсказывает существование 11 измерений, из которых 7 – скрытые. Физики рассматривают вариант, при котором Вселенная сразу после рождения имела большее количество пространственных измерений, причем дополнительные измерения не отличались от привычных для нас измерений. Затем последовал период, когда Вселенная экспоненциально расширялась по трем привычным для нас измерениям (это и есть инфляция) и экспоненциально сжималась вдоль остальных семи пространственных измерений. Эти процессы были связаны, и в какой-то степени можно сказать, что инфляция продолжалась до наступления компактификации дополнительных измерений. Под этими словами понимается то, что размеры Вселенной в этих направлениях стали настолько малы, что само существование этих измерений невозможно обнаружить. Обычно, когда физики говорят о самой маленькой длине, они имеют в виду так называемую планковскую единицу длины, приблизительно равную 1,6×10–35 м. Считается, что современная физика неприменима к масштабам, меньшим планковских. Более подробно про планковские единицы будет рассказано в разделе 5.2.
