Один верный ответ из двух – это, по-моему, неплохо. Мы, космологи, догадались, что Вселенная плоская, и оказалось, что так и есть, поэтому нам не было особенно стыдно, когда было сделано следующее сенсационное открытие: оказывается, у пустого пространства есть энергия, причем ее достаточно, чтобы доминировать в расширении Вселенной. Трудно было поверить в само существование такой энергии, но еще труднее поверить, что этой энергии не будет достаточно, чтобы сделать Вселенную непригодной для обитания. Ведь если бы энергии пустого пространства было столько, сколько показывают априорные оценки, которые я недавно приводил, то темп расширения был бы так велик, что все, что мы сейчас видим во Вселенной, быстро унеслось бы за горизонт. Вселенная стала бы темной, холодной и пустой задолго до того, как успели бы сформироваться звезды, наше Солнце и Земля.

Из всех причин полагать, что Вселенная плоская, пожалуй, самая простая для понимания проистекала из того факта, что уже давно было известно, что Вселенная почти плоская. Еще в старину, до открытия темного вещества, даже известное количество видимого материала в галактиках и их окрестностях составляло около 1 % такого общего количества, чтобы получилась плоская Вселенная.

Казалось бы, 1 % – это немного, но наша Вселенная очень стара, ей миллиарды лет. Если предположить, что гравитационные эффекты вещества или излучения доминировали в ее развивающемся расширении, а мы, физики, всегда считали, что так оно и есть, то, если бы Вселенная была изначально не идеально плоской, при расширении она становилась бы все менее и менее плоской.

В случае открытой Вселенной расширение продолжалось бы в более быстром темпе, чем в плоской Вселенной, и вещество расходилось бы гораздо быстрее, так что его средняя плотность уменьшалась бы и очень быстро свелась к бесконечно малой доле плотности, необходимой для существования плоской Вселенной.

Если бы она была замкнутой, то расширение быстро замедлялось бы и в конечном итоге сменилось сжатием. В этом случае плотность сначала убывала бы медленнее, чем для плоской Вселенной, а на этапе сжатия стала бы расти. И в этом случае отклонение от плотности, необходимой для существования плоской Вселенной, со временем росло бы.

С тех пор как возраст Вселенной составлял 1 секунду, она выросла почти в 1 трлн раз. Если бы в тот давний миг плотность Вселенной была не в точности такой, какая ожидается для плоской Вселенной, а, скажем, составляла бы только 10 % того, что было нужно тогда для плоской Вселенной, то сегодня плотность нашей Вселенной отличалась бы от плотности плоской Вселенной как минимум в 1 трлн раз. А это гораздо больше, чем скромный множитель 100, отличающий плотность видимого вещества во Вселенной от плотности, которая обеспечила бы плоскую Вселенную сегодня.

Об этой «проблеме плоской Вселенной» прекрасно знали еще в 1970-е гг. Рассматривать геометрию Вселенной – это все равно что представлять себе карандаш, который стоит на столе на острие. Стоит хрупкому равновесию чуть-чуть нарушиться, и карандаш тут же упадет. Вот и с плоской Вселенной так же. Малейшее отклонение от плоского состояния стремительно нарастает. И как же Вселенная может быть так похожа на плоскую в наши дни, если она не в точности плоская?

Ответ прост: да, она и сегодня должна быть, по существу, плоской.

Однако на самом деле этот ответ не очень прост, потому что сразу же в голову приходит следующий вопрос: как так вышло, что первоначальные условия привели к возникновению плоской Вселенной?

На этот вопрос, куда более трудный, есть два ответа. Первый был получен еще в 1981 г., когда один молодой теоретик, после защиты диссертации работавший в Стэнфордском университете, по имени Алан Гут[20], задумался над проблемой плоской Вселенной и еще двумя смежными вопросами, связанными с общепринятой картиной Большого взрыва, – это так называемые проблема горизонта и проблема магнитного монополя. Речь у нас пойдет только о первой из них, поскольку проблема магнитного монополя просто заостряет вопросы горизонта и плоской Вселенной.

Проблема горизонта относится к тому обстоятельству, что реликтовое излучение необычайно однородно. Небольшие вариации температуры, о которых я уже писал, отражают вариации плотности вещества и излучения, существовавшие еще в те времена, когда Вселенной было всего несколько сотен тысяч лет, и составляют меньше 1/10 000 по сравнению с фоновой плотностью и температурой, которые в целом однородны. Так что, хотя я много говорил об этих мелких отклонениях, гораздо более важный и насущный вопрос звучит иначе: как Вселенная могла быть такой однородной?

Ведь если бы вместо предыдущей карты реликтового излучения, где колебания температуры в несколько стотысячных отражены разными цветами, я показал бы его температурную карту с линейной шкалой, отражающей колебания температуры, скажем, в ± 0,03º К относительно средней фоновой температуры примерно в 2,72° выше абсолютного нуля (то есть отклонения в одну сотую от среднего значения) картинка выглядела бы примерно так, как на следующей странице:

Сравните это изображение, на котором невозможно уловить никакой структуры, с картой земного рельефа, сделанной чуть более подробно, – здесь колебания цвета отражают отклонения примерно в 1/500 от среднего радиуса Земли.

То есть Вселенная на больших масштабах поразительно однородна!

Как так может быть? Ну, можно просто предположить, что в давние времена юная Вселенная была горячей и плотной и находилась в тепловом равновесии. Это значит, что слишком горячие участки остывали, а холодные нагревались, пока температура в этом первобытном бульоне не установилась на одном уровне.

Однако, как я уже отметил, когда Вселенной было всего несколько сотен тысяч лет, свет мог пройти только несколько сотен тысяч световых лет, а это лишь небольшая доля всей наблюдаемой на сегодня Вселенной (это прежнее расстояние представлено углом лишь около 1° всей поверхности последнего рассеяния на сегодняшней карте реликтового излучения). Поскольку, согласно Эйнштейну, информация не может распространяться быстрее света, в стандартной картине Большого взрыва в принципе невозможно, чтобы на какую-то часть наблюдаемой сегодня Вселенной тогда влияло существование или температура других частей на угловых масштабах более 1°. Таким образом, газ на таких масштабах не мог прийти в такое равновесие, чтобы повсюду получилась настолько однородная температура!

Алан Гут, специалист в области физики элементарных частиц, размышлял о том, какие процессы на ранних этапах существования Вселенной могли бы помочь в понимании этой проблемы, когда ему в голову пришла поистине блестящая мысль: а что, если при остывании Вселенной произошел какой-то фазовый переход, типа того, что происходит в момент замерзания воды или когда железный брусок при остывании намагничивается? Тогда можно было бы решить не только проблему горизонта, но и проблему плоской Вселенной (а заодно, если уж на то пошло, и проблему магнитного монополя).

Если вы любите ледяное пиво, то, возможно, сталкивались с таким явлением: когда берешь из холодильника холодную бутылку, открываешь ее и сбрасываешь таким образом избыточное давление, пиво вдруг промерзает насквозь, причем иногда при этом даже трескается бутылка. Дело в том, что при высоком давлении пиво достигает предпочтительного состояния минимальной энергии, пока оно жидкое, а когда давление сбрасывается, предпочтительным состоянием минимальной энергии становится твердое состояние. В момент фазового перехода может высвобождаться энергия, поскольку состояние минимальной энергии в одной фазе может требовать меньшей энергии, чем аналогичное состояние в другой фазе. Когда эта энергия высвобождается, ее называют «скрытая теплота».

Гут понял, что когда сама Вселенная остывала в процессе расширения после Большого взрыва, то конфигурация вещества и излучения в расширяющейся Вселенной, вероятно, на некоторое время «застряла» в каком-то метастабильном состоянии, а потом, когда Вселенная остыла еще сильнее, у этой конфигурации внезапно произошел фазовый переход в энергетически предпочтительное основное состояние вещества и излучения. Энергия, запасенная в конфигурации «ложного вакуума» до завершения фазового перехода, – если хотите, скрытая теплота Вселенной – могла оказывать сильнейшее влияние на расширение Вселенной в период до перехода.