Вселенная могла расширяться в несколько этапов: гарвардские физики предложили обойти «проблему эта»

Космология долгое время держалась на изящной и почти интуитивной идее: сразу после Большого взрыва Вселенная пережила фазу стремительного раздувания — инфляцию. За ничтожные доли секунды пространство увеличилось в триллионы раз, и именно это объясняло, почему космос выглядит одинаковым во всех направлениях, почему материя на гигантских расстояниях распределена однородно и почему геометрия пространства почти плоская. Но за внешней стройностью теории скрывалась проблема, которую десятилетиями не удавалось решить честно, без подгонки.

Стандартный сценарий предполагает, что расширение шло плавно и непрерывно. Движущей силой выступает гипотетическое скалярное поле — инфлатон. Чтобы ускоренное расширение вообще запустилось, потенциальная энергия поля должна многократно превышать кинетическую: поле меняется предельно медленно, а создаваемая им плотность энергии остается почти неизменной. Этот режим называют медленным скатыванием. Масштаб расширения физики измеряют в e-фолдах: один e-фолд — рост линейных размеров примерно в 2,718 раза. Чтобы согласовать теорию с наблюдениями, Вселенной нужно набрать не менее 50–60 e-фолдов, то есть увеличиться более чем в десять в двадцать шестой степени раз.

И здесь начинаются настоящие трудности. Для столь долгого и стабильного раздувания потенциал поля должен быть экстремально пологим на огромном интервале значений. Но квантовая теория поля и теория тяготения Эйнштейна вносят в кривизну потенциала мощные систематические поправки — квантовые флуктуации, петлевые радиационные эффекты, гравитационные взаимодействия планковского масштаба. Безразмерный параметр кривизны, обозначаемый греческой буквой эта, автоматически становится величиной порядка единицы. Потенциал делается слишком крутым, поле мгновенно разгоняется, кинетическая энергия перевешивает потенциальную — и инфляция аварийно обрывается задолго до нужных 60 e-фолдов. Эту фундаментальную трудность называют «проблемой эта».

Десятилетиями ее пытались обойти тонкой настройкой: константы взаимодействия подбирали вручную с точностью до десятков знаков после запятой, чтобы случайные квантовые добавки взаимно уничтожились. Природа, однако, редко полагается на столь маловероятные совпадения. Поэтому группа астрофизиков и специалистов по физике высоких энергий из Гарвардского университета, Высшей нормальной школы Парижа и Университета Цинхуа предложила принципиально иной взгляд. Они предположили: Вселенной вовсе не требовалось непрерывного 60-кратного расширения на одном идеально пологом участке. Тот же объем мог накопиться суммарно, за несколько последовательных фаз.

Логика многостадийной инфляции такова. Скалярное поле оказывается на локальном участке с умеренной крутизной и запускает первую стадию, добавляя, например, 15 или 20 e-фолдов. Затем пологий участок обрывается, поле попадает в зону высокой крутизны и резко набирает скорость. Пройдя крутой отрезок, оно оказывается на следующем умеренно плоском участке, где сила трения из-за быстрого расширения самого пространства — хаббловское трение — быстро рассеивает кинетическую энергию. Поле вновь замедляется, повторно запускает медленное скатывание и обеспечивает следующий цикл расширения. Ключевое преимущество гипотезы в том, что короткие участки с умеренной крутизной встречаются в квантовых полях несопоставимо чаще, чем гигантские гладкие области.

Оставался вопрос вероятности: разогнавшись на крутом участке, поле с высокой вероятностью могло проскочить все последующие пологие зоны и рухнуть в финальное устойчивое состояние, навсегда остановив инфляцию. Чтобы проверить это без искусственно сконструированных моделей, исследователи применили аппарат случайных гауссовых полей. Потенциал конструировался как сумма большого числа случайных гармонических волн со случайными фазами и амплитудами, а пространственная корреляционная длина фиксировалась на планковском масштабе. Средняя крутизна такого потенциала соответствовала параметру эта около 0,38 — то есть условия медленного скатывания были нарушены на подавляющей части рельефа. Модель изначально воспроизводила враждебную для плавной инфляции среду.

Затем суперкомпьютер Гарвардского университета рассчитал движение поля из множества случайных начальных точек с нулевой начальной скоростью — любое начальное движение практически мгновенно подавляется гравитационным расширением. Алгоритм интегрировал точные уравнения движения для трех случаев: одного скалярного поля, двух и трех взаимодействующих полей. Всего физики проанализировали поведение более 35 миллионов отдельных траекторий.

Результаты оказались красноречивыми. Из-за высокой крутизны исходного рельефа статус успешных — тех, что успели расширить пространство не менее чем на 30 e-фолдов до попадания в истинный вакуум, — получили лишь около двух процентов от всех допустимых траекторий. Возникновение подходящих для жизни условий в квантовом мире действительно редкость. Но распределение типов движения среди успешных траекторий показало четкую закономерность:

• в системе с одним полем доля многостадийных сценариев составила 19,83% (плюс-минус 0,5%);
• в системе двух полей она подскочила почти вдвое — до 38,70% (плюс-минус 1,1%);
• в системе трех полей многостадийные сценарии составили уже 45,38% (плюс-минус 1,5%).

Статистическая значимость этого роста превысила порог в три стандартных отклонения. Иными словами, увеличение числа взаимодействующих полей закономерно выводит многостадийную инфляцию на позицию доминирующего механизма. Причина кроется в топологии многомерных пространств. В случайных потенциалах существует крайне ограниченное число непрерывных зон низкой крутизны, ведущих прямо к глобальному минимуму, — авторы назвали их магистральными траекториями. В одномерном случае у поля всего одна степень свободы: оно либо сразу стартует внутри магистральной зоны, либо проскакивает мимо. В пространствах двух и трех полей число направлений движения растет, и траектория может начаться на изолированном возвышении, обеспечить короткую первую фазу, сорваться вниз по крутому склону и на этом спуске пересечь зону притяжения магистрали, где вновь затормозит и перейдет во вторую фазу медленного скатывания.

Одновременно физики измерили суммарный угол поворота траекторий. Если вектор скорости поля поворачивал за время инфляции более чем на 18 градусов, траекторию признавали искривленной. При двух полях искривленными оказались более 80% успешных траекторий со средним углом поворота 61 градус. В случае трех полей доля искривленных путей достигла почти 89%, а средний поворот составил 92 градуса. Прямолинейное движение поля в многомерных потенциалах оказалось практически невозможным.

У многостадийной инфляции с резкими изгибами траекторий есть три уникальных наблюдаемых следствия. На крутом участке перехода между стадиями скорость поля резко возрастает, и амплитуда неоднородностей плотности, растянутых за горизонт событий в этот момент, резко падает — в спектре мощности первичных возмущений формируется глубокий локальный провал, где амплитуда проседает в десятки, сотни или даже тысячи раз. В ряде случаев, когда траектория под крутым углом выходит на второй пологий участок, хаббловское трение гасит скорость сильнее обычного, и амплитуда возмущений локально подскакивает в десять и более раз выше нормы. Такие мощные флуктуации малого размера должны были подвергнуться гравитационному коллапсу, сформировав популяцию первичных черных дыр, и породить сопутствующий стохастический фон высокочастотных гравитационных волн. Наконец, резкий поворот направления движения передает энергию соседним массивным полям, ориентированным перпендикулярно курсу. Те выходят из равновесия и начинают периодические затухающие колебания, накладывающие на спектр реликтового излучения характерный синусоидальный рисунок — так называемые сигналы «первичных стандартных часов».

Чтобы проверить, не противоречат ли расчеты реальной астрофизике, исследователи сопоставили вычисленные спектры с объединенными данными космического телескопа Planck и обсерваторий BICEP, Keck, ACT и SPT. Критерий требовал, чтобы на интервале примерно в 7 e-фолдов спектральный индекс скалярных возмущений и доля первичных гравитационных волн строго укладывались в рамки наблюдательных погрешностей. Около одного процента всех успешных траекторий — как в однополевых, так и в многополевых системах — безупречно совпали с реальными картами реликтового излучения. Это объясняет, почему следы многостадийности до сих пор не зафиксированы напрямую: наблюдения микроволнового фона охватывают лишь узкое окно около 7 e-фолдов из 60. Если переходы между стадиями происходили за пределами этого диапазона, современные телескопы принципиально не способны их заметить.

Работа меняет фундамент представлений о рождении Вселенной. Раньше в космологии главенствовал принцип предельной математической простоты: предпочтение отдавалось моделям с одним полем и идеально гладким потенциалом. Но этот минимализм требовал крайне маловероятной тонкой настройки параметров микромира. Новое исследование доказывает обратное: в квантовых потенциалах со статистически естественной крутизной именно дискретная, многостадийная инфляция с частой сменой направлений является математической нормой. А в реалистичных теориях квантовой гравитации, таких как теория струн, после компактификации дополнительных измерений возникают десятки или даже сотни скалярных полей. Если выявленная закономерность справедлива и для пространств высокой размерности, гладкая непрерывная инфляция с одним полем в реальном мире фактически невозможна.

Истинным сценарием эволюции раннего космоса оказывается сложное прерывистое движение скалярных полей с чередой падений, резких поворотов и повторных торможений. Это указывает четкие ориентиры для астрономии будущего: подтверждение фундаментальных законов рождения Вселенной искать не на гладких крупномасштабных картах реликтового фона, а в специфических локальных аномалиях — сигналах затухающих квантовых колебаний, высокочастотном реликтовом гравитационно-волновом шуме и микроскопических первичных черных дырах.

По материалам: iXBT