Первую, четко направленную попытку преодоления трудностей стандартного сценария сделал в 1979 году молодой советский ученый А. А. Старобинский. Его целью было понять: как избежать заложенного в решении Фридмана сакраментального момента начального расширения Вселенной из нулевого объема? Он исходил из того, что структура пространства Вселенной, расширяющейся в соответствии с решением Фридмана, даже при очень большой плотности энергии вполне удовлетворяет уравнениям Эйнштейна.

Но для описания самого первого этапа расширения необходимо учесть некоторые простейшие квантовые поправки к этим уравнениям.

Ведь сам Эйнштейн считал, что ряд обстоятельств требует объединения теории относительности с квантовой теорией. Без этого невозможно, например, понять факт устойчивости атомов. Устойчивость атомов, их длительное существование, заставили Бора признать, что теория Максвелла теряет силу в атомных масштабах. Иначе электроны, входящие в атом, должны излучать электромагнитные волны и, теряя таким образом энергию, упасть на ядро атома. Эйнштейн указывал на то, что электроны, входящие в атом, в соответствии с теорией относительности должны излучать гравитационные волны. А это тоже связано с потерей энергии и гибелью атома. Но атомы не гибнут. Значит, какие-то квантовые запреты препятствуют электронам, находящимся в атомах, излучать гравитационные волны.

Создание квантовой теории гравитации оказалось чрезвычайно трудной задачей. Она не решена до сих пор. Однако первые приближения к ее решению уже реализованы.

Старобинский начал свою статью так: «В настоящее время теория квантовых эффектов в сильных гравитационных полях является уже достаточно развитой, чтобы можно было серьезно поставить вопрос о том, каково было состояние Вселенной до начала ее классического расширения по фридмановскому закону… иными словами — что было до «Большого взрыва»».

Здесь необходимо сделать пояснение: слова до Большого взрыва нужно понимать не буквально, не в смысле «до начала расширения». Старобинский хотел придвинуться к «началу» ближе того рубежа, на котором остановились его предшественники, создавшие стандартные сценарии Большого взрыва.

Вспомним, что непреодолимой и преградой их продвижению была именно необходимость учета квантовых поправок к теории Эйнштейна — Фридмана.

Новым в подходе Старобинскокого была и вторая цель. Он стремился выяснить: сохранились ли до наших дней следы процессов, протекавших на самых ранних этапах эволюции Вселенной? Он хотел получать из своей новой теории выводы, доступные проверке. Мы видели, что до его работы теория Большого взрыва привела лишь к двум результатам, пригодным для проверки: относительное содержание гелия и водорода, а та также температура реликтового излучения. Старобинский уже в 1976 году сделал первую попытку расширить сценарии Большого взрыва, продвинуться ближе к начальным кадрам, изображающим неведомые ранние этапы эволюции Вселенной. Но вычисленная им тогда величина (амплитуда оставшихся с того времени гравитационных в волн) была много ниже чувствительности аппаратуры, имевшейся у физиков.

Теперь Старобинский пошел другим путем. Он построил модель Вселенной, считая, что она вначале находилась в квантовом состоянии внутри очень малого объема. Столь малого, что его кривизна приближалась к планковскому масштабу, с которым мы познакомились выше. А затем начала расширяться. Учет квантовых поправок к теории гравитации Эйнштейна показал, ", что расширение Вселенной не сразу подчинилось классическому фридмановскому закону расширения.

До начала фридмановского расширения Вселенная расширялась ускоренно, так, как это вскоре после опубликования Общей теории относительности предположил В. де Ситтер.

Работы де Ситтера в течение долгого времени оставались вне основного русла развития науки, несмотря на то что они были высоко оценены Эйнштейном, который еще в 1918 году писал, что «мы обязаны (де Ситтеру. — Ц. Р.) глубокими исследованиями в области Общей теории относительности…».

Де Ситтер нашел ряд решений уравнений Общей теории относительности, отличных от первоначальных решений Эйнштейна и Фридмана. Вспомним, что первое из них описывало стационарную Вселенную, а второе — Вселенную, скорость расширения которой с самого начала уменьшается под влиянием гравитационных сил.

Одно из решений, полученных де Ситтером, описывало ускоренное расширение Вселенной. Ускорение быстро увеличивает скорость. Она должна достичь и даже превзойти скорость света, но это противоречит самой теории относительности… Де Ситтер пришел к этому странному решению формальным путем, не ставя вопрос о том, чем вызвано ускоренное расширение Вселенной, когда и почему ускорение прекратится (ведь ускорение должно рано или поздно прекратиться, чтобы скорость расширения не превзошла скорости света). Именно поэтому работа де Ситтера не была продолжена.

Учет квантовых эффектов привел к успеху теории Старобинского. Оказалось, что квантовые поправки непосредственно приводят к быстрому ускорению расширения Вселенной в начале ее эволюции. По мере уменьшения плотности материи и энергии вследствие расширения Вселенной величина квантовых поправок постепенно уменьшается, а вместе с ними постепенно исчезает причина, приводящая к возрастанию скорости расширения. Старобинский назвал стадию ускоренного расширения Вселенной де ситтеровской стадией.

Но, в отличие от первоначальной гипотезы де Ситтера, решение Старобинского показало, почему и как постепенное уменьшение плотности энергии в расширяющейся Вселенной приводит к переходу от де ситтеровской стадии к классической фридмановской стадии, при которой гравитационные силы постепенно уменьшают скорость расширения Вселенной, а квантовые поправки становятся исчезающе малыми.

Старобинский отмечает, что в шестидесятых и семидесятых годах уже были попытки возродить идеи де Ситтера. Однако они исходили из необоснованных предположений и не приводили к результатам, допускающим проверку опытом. Из теории Старобинского следует, что при переходе от ускоренного расширения к замедляющемуся происходит интенсивное рождение гравитонов. Они рождаются в таком количестве, что представляется вполне реальным обнаружение реликтовых гравитационных волн, родившихся много раньше, чем реликтовое электромагнитное излучение. Для этого, конечно, следует увеличить чувствительность детекторов гравитационных волн, применяемых сейчас и разработанных с целью обнаружения гравитационных волн, приходящих из космоса.

Очень важно, что Старобинский ориентировал физиков-экспериментаторов и астрофизиков на подготовку опыта, способного подтвердить или опровергнуть его теорию. Так возникла третья возможность экспериментальной проверки теории Большого взрыва, проверки того, какой была Вселенная во времена, когда ее возраст не достиг 10^-35 секунд.

Таким образом, Старобинский показал, что учет квантовых поправок действительно освобождает теорию от необоснованного представления о том, что эволюция Вселенной начинается из нулевого объема под действием неведомых науке сил, которые рождают ее в состоянии быстрого взрывоопасного расширения из нулевого объема. Теперь стало понятным, что Вселенная могла первоначально иметь конечный (не нулевой) объем. Она была выведена из него вследствие присущих материи квантовых свойств, порождавших, в условиях крайне высокой плотности, силы, вызывающие ускоренное расширение Вселенной.

Чем же подход Старобинского отличается от взгляда де Ситтера и от стандартного сценария эволюции Вселенной? Де Ситтер считал Вселенную изначально пустой. Стандартный сценарий исходит из раскаленной сверхплотной мешанины элементарных частиц.

Учет квантовых поправок к решению уравнений Эйнштейна показал, что Вселенная была первоначально заполнена поляризованным вакуумом. Это новый для нас тип вакуума. Его эффективное отрицательное давление вызывало ускоренное расширение Вселенной. В ходе этого расширения поляризованный вакуум распадался, порождая элементарные частицы, обладающие огромными энергиями. Плотность и температура элементарных частиц постепенно увеличивалась. По мере распада поляризованного вакуума его давление уменьшалось, поэтому постепенно прекращалось и увеличение скорости расширения Вселенной. К моменту, когда поляризованный вакуум полностью распался, эволюция Вселенной перешла к этапам, описываемым кадрами стандартного сценария: Вселенная, состоящая из раскаленной мешанины элементарных частиц, расширяется «по Фридману», причем скорость расширения медленно уменьшается под действием силы гравитации.

Исходный вариант модели Старобинского позволял устранить большинство из перечисленных выше трудностей стандартной модели. Однако некоторые из них оставались. Например, уравнения говорили, что вторичное разогревание исходной горячей Вселенной Фридмана превышало 10 К настолько, что при последующем охлаждении, когда разрушалось Великое объединение, должны были в больших количествах рождаться магнитные монополи. Однако это не соответствует действительности. Вычисления, проведенные в рамках этой модели, показали, что неоднородности плотности, возникающие при переходе от первого этапа быстрого расширения к горячей модели Фридмана, тоже получаются слишком большими.

Трудности, возникавшие в первом варианте модели Старобинского, устранены в ходе ее последующего уточнения. Это потребовало введения в уравнения дополнительного члена. Такого, что отношение кривизны пространства к исходной массе поля входит в него не в первой степени, а в квадрате. А это позволяет описать процесс первоначального быстрого расширения Вселенной и ее последующего разогрева так, что разогревание Вселенной к началу фридмановской стадии превосходит 10²⁷ К, то есть не достигает температуры, три которой рождаются магнитные монополи и стенки доменов. Это снимает главную из трудностей первого варианта модели Старобинского.

Заслугой Старобижского и достоинством его модели является и то, что впервые в описание эволюции Вселенной корректно введены квантовые свойства материи, а также гравитационные волны и их кванты-гравитоны, рождающиеся на ранних стадиях этой эволюции. Старобинский оценил, могут ли реликтовые гравитационные волны, оставшиеся от первых мгновений истории Вселенной, быть обнаружены в наши дни. Оценка оказалась не намного ниже современных экспериментальных возможностей. Это стимулирует ученых к совершенствованию приборов, при помощи которых они пытаются, пока безуспешно, обнаружить гравитационные волны, порождаемые двойными звездами, взрывами сверхновых и другими явлениями.

Модель Старобинского считается одним из перспективных вариантов теории ранних стадий эволюции Вселенной. Он сам и другие ученые продолжают изучать роль квантовых процессов в теории Большого взрыва. Возможно, окончательная теория возникнет как синтез модели Старобинского и модели раздувающейся Вселенной, к которой мы теперь переходим.

Впечатляющую попытку решить интересующую нас проблему сделал в 1980 году А. Г. Гус. Исходя из иных, чем Старобинский, соображений, он тоже пришел к выводу о том, что исходная стадия расширения происходила со скоростью, намного превосходящей ту, о которой говорили в 1978 году. И что особенно важно, на первом этапе расширения скорость не убывала, как в стандартной модели, а чрезвычайно быстро возрастала. Гус назвал эту часть процесса расширения Вселенной инфляционной фазой. В буквальном переводе с английского слово «инфляция» означает «раздувание». Однако у него есть и другой смысл — ускоряющееся обесценивание денег и ускоряющийся выпуск новых, которые немедленно начинают обесцениваться.

Теперь инфляционную фазу называют раздуванием, имея в виду аналогию с раздувающимся резиновым шариком и стремясь подчеркнуть отличие этой фазы от замедляющегося расширения Вселенной по фридмановскому закону.

Эта аналогия с шариком выступает особенно явственно при расчете кривизны Вселенной.

Все теории, включающие период такого ускоряющегося роста размеров Вселенной, обычно называют сценарием раздувающейся Вселенной. При этом имеют в виду, что эволюция Вселенной содержит стадию де ситтеровского расширения.

Существенно новым у Гуса, по сравнению с моделью Старобинского, которая тоже включает ускоряющийся рост первоначального размера Вселенной, было следующее: он предположил, что быстрое расширение Вселенной продолжалось и после того, как ее температура опустилась ниже критической температуры 10²⁹ К. Но, несмотря на это, изменение свойств Вселенной, связанное с разрушением Великого объединения, не началось.

Гус уподобил этот переход фазовым переходам, хорошо известным в физике.

Понижение температуры вещества ниже температуры фазового перехода наблюдается и в обычных условиях. Примером фразового перехода является переход воды в лед при температуре 0 °C. Температуру, при которой происходит превращение жидкой воды в твердый лед, называют температурой фазового перехода. Но воду можно охладить значительно ниже температуры замерзания, ниже температуры фазового перехода без того, чтобы она превратилась в лед. Если вода хорошо очищена от пылинок и пузырьков газа, а сосуд с охлаждаемой водой защищен от толчков и вибраций, то вода остается жидкой и при отрицательных температурах, вплоть до—20 °C. Если в этом переохлажденном состоянии в силу случайной причины (попадание пылинки, толчок) начинается кристаллизация, то она происходит очень быстро, причем высвобождается большое количество тепла. Это как раз то тепло, которое необходимо ввести в лед для его плавления, скрытое тепло плавления.

Следует обратить внимание на то, что лед, образующийся из воды, замерзающей при температуре — 20 °C, будет иметь температуру, превышающую — 20 °C, ибо выделяющаяся скрытая теплота нагреет образующийся лед. Для понимания преимуществ сценария раздувающейся Вселенной очень важно, что скрытая теплота, выделяющаяся при замерзании переохлажденной воды, не может нагреть образующийся лед до температуры фазового перехода (до 0 °C). При бурном течении фазового перехода вода быстро превратится в лед, но температура получившегося льда останется ниже 0 °C. Аналогичное переохлажденное состояние и фазовый переход при температуре меньшей, чем критическая, возникает в начале сценария раздувающейся Вселенной.

Теперь нам ясно, как сценарий раздувающейся Вселенной справляется с проблемой рождения монополей и стенок доменов и с проблемой кривизны пространства. Фазовый переход, следующий из теорий Великого объединения, происходит очень медленно по сравнению с ускоряющимся расширением Вселенной. Поэтому монополи, если они рождаются в условиях фазового перехода из переохлажденного состояния, окажутся вследствие расширения далеко за пределами той области раздувающегося пространства, которая породила нашу видимую Вселенную. При таком раздувании пространственная кривизна этой области пространства быстро уменьшается, как уменьшается кривизна поверхности раздуваемого резинового шарика. Уравнения, описывающие процесс раздувания, показывают, что, когда он закончится, геометрические свойства Вселенной с большой точностью удовлетворят геометрию Евклида. Это одно из важнейших предсказаний сценария, ибо оно допускает проверку опытом. К сожалению, выполнить такой опыт чрезвычайно сложно: задача сводится к значительному увеличению точности определения средней плотности массы во Вселенной. Сценарий предсказывает, что эта величина должна быть очень близка к критическому значению средней плотности, тому значению, при котором решение Фридмана оказывается лежащим на границе между неограниченным расширением и периодической сменой расширения и сжатия Вселенной.

Первоначальный сценарий Гуса содержит удивительный результат, относящийся к свойствам переохлажденного состояния Вселенной. Состояние, из которого началось ускоряющееся расширение Вселенной, никогда не наблюдалось, но свойства материи в этом состоянии однозначно предсказывает квантовая теория поля. Это состояние и называют ложным вакуумом. При переходе к этому состоянию температура, а значит, и тепловая составляющая плотности энергии, какой бы она ни была ранее, быстро убывает. А энергия в соответствии с законом сохранения энергии переходит в энергию ложного вакуума.