Неприятности с физикой

Рисунок 13. Вверху: как выглядит небо при микроволновых частотах. Сигналы, идущие изнутри нашей галактики, удалены, так что оставлен образ вселенной, каким он был в то время, когда она охладилась до точки, в которой электроны и протоны стали связываться в водород. Внизу: распределение энергии на верхнем изображении при разных длинах волн. Точки представляют данные WMAP и других наблюдений, а кривая соответствует предсказаниям стандартной космологической модели.

Другое свойство, которое мы видим в данных, заключается в том, что в самой большой длине волны содержится мало энергии. Это может быть просто статистическая флуктуация, поскольку эта область содержит незначительное число точек данных. Но если это не статистическая случайность, это может быть интерпретировано как указание на отсечку, выше которой моды возбуждаются намного меньше. Интересно, что эта отсечка находится на масштабе R, связанном с космологической константой.

Существование такой отсечки загадочно с точки зрения наиболее широко принятой теории очень ранней вселенной, а именно инфляции. Согласно теории инфляции вселенная расширялась экспоненциально быстро во время одного экстремально раннего периода. Инфляция объясняет наблюдение, что космическая фоновая радиация близка к однородной. Она делает это, обеспечивая, что все части вселенной, которые мы видим сегодня, находились в причинном контакте, когда вселенная была еще плазмой.

Теория также предсказывает флуктуации космического микроволнового фона, которые гипотетически являются следом квантовых эффектов во время периода инфляции. Принцип неопределенности предполагает, что поля, представлявшие основную энергию вселенной во время инфляции, флуктуировали, и эти флуктуации отпечатались в геометрии пространства. Так как вселенная расширялась экспоненциально, они сохранились, вызвав флуктуации в температуре излучения, возникшие, когда вселенная стала прозрачной.

Инфляция уверенно производит гигантский регион вселенной с относительно однородными свойствами. Это регион мыслится на много порядков величины большим, чем наблюдаемая область, вследствие простых рассуждений о масштабах. Если бы инфляция остановилась точно в точке, где был создан регион размером с наблюдаемую нами сегодня область, должен был бы быть некоторый параметр в физике инфляции, который выбрал бы специальное время для остановки, которое точно оказалось нашей эрой. Но это кажется невероятным, поскольку инфляция имела место, когда вселенная имела температуру на десять в двадцатой степени порядков величины больше, чем центр самой горячей звезды сегодня; таким образом, управляющие ей законы должны быть особыми законами, которые доминируют в физике только в таких экстремальных условиях. Имеется много гипотез о законах, которые управляют инфляцией, но ни одна из них не говорит ничего о временном масштабе в 10 миллиардов лет. Другим способом определить это является то, что, кажется, нет способа для сегодняшней величины космологической константы как-то повлиять на физику, которая вызывала инфляцию.