Справедливости ради отметим, что гипотеза об инфляционном этапе в истории ранней Вселенной была впервые высказана отечественными учеными Э. Б. Глинером и А. А. Старобинским еще в 60 – 70-х годах прошлого века, но осталась, к сожалению, невостребованной научным сообществом. Сам термин «инфляция» предложил американский физик Алан Гут в 1981 году, и он же построил первую инфляционную модель на основе своеобразного фазового перехода, вызвавшего переохлаждение юной Вселенной. Здесь не место подробно разбирать гутовский сценарий, поскольку очень быстро выяснилось, что он не работает, так как дает в финале очень неоднородную Вселенную, чего в действительности не наблюдается. А вот модель А. Д. Линде была лишена этих недостатков, чем сразу же завоевала небывалую популярность: если раньше инфляционный сценарий сплошь и рядом принимался в штыки, то сегодня большинство физиков и астрономов перешли в ряды его сторонников. Из красивой, но шаткой гипотезы инфляционное начало Вселенной превратилось в полнокровную научную теорию, допускающую опытную проверку. Космология, бывшая до недавнего времени дисциплиной в значительной степени спекулятивной, мало-помалу становится строгой экспериментальной наукой.

Как мы помним, теория инфляции постулирует наличие ничтожных изменений в плотности материи ранней Вселенной. Поскольку объем новорожденного мира сопоставим с размерами элементарных частиц, разумно предположить, что квантовые флуктуации играли в то время весьма существенную роль. Принцип неопределенности Вернера Гейзенберга гласит, что мы не можем одновременно вычислить точную координату частицы и ее импульс (произведение скорости на массу). Другими словами, энергия и положение частицы никогда не могут быть измерены точно, и этот принцип в полной мере приложим к первым мгновениям жизни Вселенной (шар петляет по склону, а не катится прямиком вниз). Суммарный эффект квантовых флуктуации порождает крошечные перепады плотности, которые растут в процессе раздувания и становятся зародышами будущих галактик и звезд. Но отсюда с неизбежностью следует, что реликтовое излучение должно сохранить память о тех событиях, своего рода «отпечаток» в виде температурных колебаний между различными точками пространства. Долгое время измерить этот температурный разброс не удавалось – не хватало чувствительности аппаратуры. Прорыв произошел в 1992 году, когда американский спутник СОВЕ (Cosmic Background Explorer) и российский «Реликт-1» обнаружили температурные флуктуации фонового излучения. Их величина оказалась крайне незначительной (температура реликтового излучения составляет примерно 2,7 градуса Кельвина, а отклонения от среднего не превышали 0,00003 градуса Кельвина), поэтому совсем не удивительно, что раньше подобные измерения были сопряжены с немалыми сложностями. Так или иначе, но инфляционная теория получила надежное экспериментальное подтверждение.

Начало третьего тысячелетия ознаменовалось новыми достижениями. После полуторагодичных наблюдений и анализа данных, полученных с помощью космической обсерватории WMAP, была представлена гораздо более подробная карта распределения температуры реликтового излучения по всему небосводу. Английская аббревиатура MAP означает Microwave Anisotropy Probe, что можно перевести как «микроволновый анизотропный зонд» (или щуп), а буква W добавлена в честь астрофизика Уилкинсона, который был инициатором проекта, но не дожил до его окончания. Кроме того, тар – по-английски «карта». Ценность карты Уилкинсона трудно переоценить. Анализ полученных данных и последующее компьютерное моделирование позволили воссоздать картину рождения и развития Вселенной, уточнить ее возраст и состав. Это эпохальное событие произошло 13,7 миллиарда лет назад (плюс-минус 200 миллионов лет), что позволило поставить точку в бесконечных спорах о том, когда именно возникла Вселенная. Удалось окончательно выяснить, что пространство Вселенной геометрически плоское, и точно рассчитать одну из фундаментальных констант – постоянную Хаббла, отражающую скорость расширения Вселенной. Судя по данным зонда Уилкинсона, эта величина составляет 71 километр в секунду на один мегапарсек расстояния (вспомним, что один парсек – 3,26 светового года). Другими словами, участок размером в один мегапарсек (1 миллион парсек) каждую секунду прирастает на 71 километр.

Установлено, что Вселенная, остыв после Большого взрыва, долгое время оставалась темной и холодной. Первые звезды, по уточненным данным, начали формироваться через 400 миллионов лет после Большого взрыва, и столь раннее их появление лишний раз свидетельствует в пользу существования скрытой массы (или темной материи), которая своим гравитационным полем собирала размазанную материю в комки. Короче говоря, инфляционная модель показала себя надежной работоспособной теорией, замечательно согласующейся с опытными данными. А посему имеет смысл приглядеться к ней повнимательнее, проследив этап за этапом историю нашей Вселенной.

По современным представлениям, Вселенная рождается в результате случайной квантовой флуктуации, выпархивая из сингулярности – безразмерной точки, в которой кривизна пространства-времени бесконечна. Плотность вещества в этой точке тоже достигает бесконечно больших величин, а пространство и время обращаются в нуль. Другими словами, ни пространства, ни времени, ни вещества в привычном понимании в сингулярности не существует, а все известные законы перестают работать. Не имеет никакого смысла спрашивать, что было раньше, ибо раньше не было ничего: сингулярность – это предельная граница, рубикон, который нельзя перейти. Хотелось бы специально подчеркнуть, что описанный сценарий рождения Вселенной практически «из ничего» – не пустые фантазии физиков-теоретиков на ровном месте; он опирается на строгие научные расчеты.

Читатель уже столько раз столкнулся с выражением «квантовые флуктуации», что у него наверняка давным-давно вертится на языке вопрос: что это за зверь такой и с чем его едят? Каким образом из этой случайной малости, по сути дела, из пустоты может возникнуть огромный мир с планетами, звездами и галактиками?

Люди, далекие от физики, склонны полагать, что вакуум – это полное отсутствие чего бы то ни было. Между тем из теории элементарных частиц с необходимостью следует, что физический вакуум отнюдь не пустота, а минимальная энергия полей и частиц, не равная нулю. Он буквально нафарширован так называемыми виртуальными частицами, которые рождаются парами как бы из ничего (например, электрон и его антипод позитрон), от души резвятся наподобие бабочек-поденок и через мгновение гибнут в акте аннигиляции, оставив память о себе в виде кванта света – фотона. Время их жизни настолько мало, что не может быть измерено в принципе. Любой измерительный процесс ограничен естественным физическим пределом – скоростью света, а виртуальные частицы, выныривая из пустоты, разрушаются так быстро, что никогда не могут наблюдаться непосредственно.

Между прочим, тот факт, что «пустое» пространство не может быть абсолютно пустым, с очевидностью вытекает из законов квантовой механики. Если бы вакуум был совершенно пуст, это означало бы, что все поля (электромагнитное, гравитационное и проч.) в нем в точности равны нулю. Однако величина поля и скорость его изменения со временем аналогичны положению и скорости частицы, а принцип неопределенности Гейзенберга, как известно, запрещает одновременное знание обоих параметров: чем точнее известна одна из этих величин, тем менее точно известна вторая. Не два горошка на ложку – приходится выбирать что-то одно. Послушаем Стивена Хокинга, известного английского физика-теоретика: