Космология в некотором роде сродни философии. Во-первых, по обширности своего предмета исследования — им является вся Вселенная в целом. Во-вторых, по тому, что некоторые посылки в ней принимаются учеными в качестве допустимых без возможности провести какой-либо проверочный эксперимент. В-третьих, предсказательная сила многих космологических теорий заработает только если мы сможем попасть в другие вселенные — чего ожидать не приходится.

Однако из этого всего вовсе не следует, что современная космология — это такая рукомахательная и не совсем научная область, где можно, подобно древним грекам, лежать в тени дерев и гипотетизировать о количестве измерений пространства-времени — десять их или одиннадцать? Космологические модели базируются на наблюдательных данных астрономии, и чем больше этих данных, тем больше материала для космологических моделей — которые должны эти данные связывать и согласовывать между собой. Сложность в том, что в космологии затрагиваются фундаментальные вопросы требующие некоторых изначальных предположений, которые выбираются авторами моделей исходя из их личных представлений о гармонии мироздания. В этом, вообще-то, нет ничего исключительного: при построении всякой теории нужно брать какие-то опорные точки. Просто для космологии, которая оперирует самыми большими масштабами пространства и времени, их выбрать особенно трудно.

Для начала несколько важных определений.

Космология — наука, изучающая свойства нашей Вселенной как единого целого. Однако в ней пока нет какой-то единой теории, которая бы описывала все происходящее и когда-либо произошедшее. Сейчас существуют четыре основных космологических модели, которые пытаются описать происхождение и эволюцию вселенной и каждая из них имеет свои плюсы и минусы, своих адептов и противников. Модель Лямбда-CDM считается наиболее авторитетной, хотя и не бесспорной. Важно понимать, что космологические модели не обязательно соперничают друг с другом. Просто они могут описывать принципиально разные этапы эволюции. Например, Лябмда-CDM вообще не рассматривает вопрос Большого взрыва, хотя прекрасно объясняет все, что произошло после него.

Антропный принцип — это подход, который позволяет решить проблему «тонкой» настройки фундаментальных физических констант в нашей вселенной наличием в ней наблюдателя. Дело в том, что любое, казалось бы, незначительное изменение физических законов делает невозможным появление мира, каким мы его видим. Увеличение массы протона на 0,2 процента, например, приведет к его нестабильности и во вселенной не будет элементов сложнее нейтрона. Если же увеличить массу нейтрона на те же 0,2 процента, то он становится нестабильным в составе ядер и будет превращаться в протон. В этом случае ядра, состоящие только из протонов, будут распадаться из-за электрического отталкивания — мы снова получаем скучный и однообразный мир, где нет элементов тяжелее водорода. Примерно такая же «точная настройка» есть и у четырех фундаментальных взаимодействий (сильного, слабого, электромагнитного и гравитационного). То есть создается впечатление, что все параметры подобраны таким образом, чтобы мы как наблюдатели могли существовать.

Антропный принцип существует в двух формах: сильной и слабой. Слабый антропный принцип заключается в том, что значения всех физических и космологических величин не равновероятны, но должны быть совместимы с существованием наблюдателя. Именно в этом значении антропный принцип употребляют в космологии (да и в биологиитоже). Сильный антропный принцип налагает на вселенную условие долженствования (вселенная должна быть такой, чтобы появился наблюдатель) и, таким образом, уже выходит за пределы науки. Различие довольно тонкое, так что неудивительно, что космологи довольно долго избегали в антропной аргументации.

Квантовая гравитация — еще не законченная физическая модель, которая должна одновременно описывать поведение частиц на квантовом (микро) уровне и в обычных (макро) условиях, где основную роль играет гравитация. Одним из подходов, чтобы «поженить» гравитацию и квантовую механику является теория струн.

А теперь к статье.

Зачем вообще понадобилась новая, инфляционная модель Вселенной? Результаты космологических исследований и анализа уже существующих моделей, а также компьютерное моделирование образования скоплений и галактик отлично совпадало с результатами астрономических наблюдений. Казалось бы, в чем же проблема?

Дело в том, что существующие модели описывают только последствия Большого взрыва, не задаваясь вопросом о его возникновении. А это вопрос не праздный хотя бы потому, что энергия Большого взрыва, оказывается, весьма необычна (а сейчас она посчитана с огромной точностью). Если бы взрыв был чуть сильнее или чуть слабее, то вселенная должна была либо коллапсировать, очень быстро снова сжимаясь в огненный шар, либо разлететься столь стремительно, что звезды и галактики не могли бы иметь шансов на образование. Цитируя отличную книгу Александра Виленкина «Мир многих миров»: «Космология Большого взрыва просто постулирует, что огненный шар обладал требуемыми свойствами».

До конца 1970-х годов почти никто из ученых не брался за объяснение причин образования Большого взрыва и таких необычных его свойств. Первый серьезный интерес к этой области связан с именем американского астрофизика Алана Гута, который предпринял попытку решить эту задачу, введя отталкивающее тяготение (не путать с антигравитацией) приводящее к раздуванию пространства. Оно объясняло резкое увеличение размеров вселенной в первые моменты ее существования. Этот процесс был назван инфляцией.

Суть Модели инфляционной космологии (в упрощенном и лаконичном варианте тут) в том, что изначально вселенная не была бесконечно малой. Это очень важно, потому что убирает сингулярность, где не работают законы физики. Кроме того, она постулирует существование несколько типов вакуума. Тот, который заполняет космос (его называют истинным вакуумом) — самый низкоэнергетичный. Кроме него существуют как минимум электрослабый вакуум и вакуум Великого объединения. В рамках модели Гута считается, что это их энергия привела к началу инфляции и к появлению вселенной (фактически считается, что вместо Большого взрыва был период инфляции). Наконец, последним важным пунктом модели является введение в расчеты некоего скалярного поля, инфлатона, который и является источником энергии вакуума (пример скалярного поля — это значение температуры в каждой точке комнаты).

Далее читайте на N+1.