Вернемся к вопросу о космических монополях, существование которых предполагается некоторыми вариантами теории Великого объединения. Беда в том, что пока нет никаких реальных указаний на то, что они действительно существуют. Еще хуже то, что результаты наблюдений устанавливают жесткие пределы на распространенность таких монополей в  космосе, причем на уровне, гораздо более низком, чем предсказывает теория.

Однако в 1981 году Алан Гат выдвинул «возмутительную» гипотезу (она была предложена ранее, по существу, независимо Алексеем Старобинским и Кацуоко Сато), согласно которой в случае если бы Вселенная расширилась в $10^{30}$ или даже в $10^{60}$ и более раз в течение некоторого периода после образования монополей (однако до нарушения электрослабой симметрии в момент времени $10^{-12}$ с), то нежелательные монополи сегодня встречались бы столь редко, что легко могли ускользнуть от обнаружения, что и требуют результаты наблюдений.

 

Вскоре оказалось, что этот «инфляционный период» экстремального  экспоненциального расширения может служить и для других целей, связанных с однородностью Вселенной.  Вселенная действительно крайне однородна и близка к  тому, чтобы быть пространственно плоской в очень больших масштабах, и это представляет загадку для космологов. Например, наблюдаемая температура ранней Вселенной в разных направлениях почти одинакова (относительные отклонения не превышают $10^{5}$). Это можно было бы счесть результатом «термализации» на очень ранней стадии развития Вселенной, но лишь при условии, что разные части Вселенной «имели связь» между собой. (Вспомните, как Второй закон термодинамики в процессе установления теплового равновесия приводит к выравниванию температуры в различных частях газа). Однако из рис. 28.5 а следует, что равенство температур в удаленных точках $u$ и $v,$ наблюдаемое из точки $p,$ определяющей наше нынешнее положение в пространстве-времени, согласно стандартным космологическим моделям, не может быть результатом термализации, поскольку точки $u$ и $v,$  (если поверхность $\Sigma$ соответствует моменту «расцепления», когда возникло  космическое тепловое излучение) находились слишком далеко одна от другой, чтобы между ними могла существовать какая-либо причинная связь.

 

Эта невозможность в стандартной модели причинной связи, необходимой для   термализации, носит название проблемы горизонта. Влияние периода инфляции, в этом отношении, показывает конформная диаграмма на рис. 28.5 б. Пространственноподобная 3-поверхность, представляющая Большой взрыв, теперь отодвигается в гораздо более «раннее» положение, так что области прошлого для точек $u$ и $v$ теперь перекрываются, прежде чем будет  достигнута 3-поверхность, описывающая Большой взрыв, поэтому открывается возможность  термализации, и мы можем принять, что равенство температур в точках $u$ и $v,$ могло  возникнуть именно таким способом.

Другая ощутимая польза от введения  периода инфляции состоит в том, что появилась
возможность объяснить замечательную  однородность распределения вещества и пространственно-временной геометрии, что составляло так  называемую «проблему гладкости». Идея состояла в том, что при наличии инфляции начальное состояние Вселенной могло быть весьма неоднородным в  деталях, однако огромное расширение Вселенной на стадии инфляции должно было «сгладить»  неоднородности, в результате чего получилась  Вселенная, соответствующая модели $FLRW$. С точки  зрения инфляционной теории, даже исходное  состояние должно выглядеть как гладкое многообразие в малых масштабах; в течение фазы инфляции  такая гладкая малая часть расширяется до  космологических масштабов, обеспечивая пространственную гладкость. Свою оценку этой экстравагантной идеи я вскоре изложу.
Пока следует отметить, что в этой картине  Вселенная не только однородна, но и имеет нулевую   пространственную кривизну (К = 0). Как мы увидим, это играет важную роль в историческом развитии данного предмета. Однако независимо от того,  является ли наблюдаемая Вселенная в среднем пространственно плоской, она, несомненно, в значительной мере близка к этому, и эта так называемая проблема плоскостности  составляет загадку для многих космологов.

Не вполне очевидно, как обстоит дело с инфляционной фазой расширения при смещении назад 3-поверхности Большого взрыва на конформной диаграмме (рис. 28.5).  Поэтому полезно рассмотреть частную космологическую модель, на которой основана эта  «инфляционная фаза». Это «стационарный вариант» пространства де-Ситтера. Проще всего математически описать пространство де-Ситтера, сказав, что это есть лоренцева 4-сфера (сигнатура $+-\,-\,-$ ) в 5-пространстве Минковского (сигнатура $+\,-\,-\,-\,-$ ). Такое описание согласуется с идеей «изменения сигнатуры», однако геометрически нагляднее  представить пространство де-Ситтера в виде гиперболоида (рис. 28.7). Здесь стоит упомянуть о другой модели — пространстве анти-де-Ситтера, которое представляет собой лоренцеву 4-сферу в 5-пространстве псевдо-Минковского с сигнатурой $+\,+\,-\,-\,-$ (рис. 28.8). 
Заметим, что, с физической точки зрения, пространство анти-де-Ситтера построено не слишком разумно, поскольку оно содержит нарушающие причинность замкнутые времениподобные кривые (т.е. окружности в плоскости, задаваемой осями $t$ и $w$).
Иногда пространством анти-де-Ситтера называют «развернутый» вариант, в котором каждая окружность в плоскости с постоянными значениями $(x, у, z)$ не образует замкнутой линии, так что все пространство оказывается односвязным (§ 12.1). Строгая конформная диаграмма для пространства де-Ситтера, а также для его части, представляющей стационарную модель  (штриховая граничная линия означает линию разреза), показана на рис. 28.9 а,  диаграмма для пространства анти-де-Ситтера с нарушением причинности (верх и низ диаграммы должны быть отождествлены) — на рис. 28.9 в и 28.9 г, для развернутого (причинного)  пространства анти-де-Ситтера — на рис. 28.9 б.

Рис. 28.7. Пространство де-Ситтера  (изображаемое в виде гиперболоида при отбрасывании двух пространственных измерений)  представляет собой лоренцеву «4-сферу» (с мнимым радиусом и сигнатурой собственной метрики $+\,-\,-\,-$ ) в 5-пространстве Минковского $\mathcal{M}^5$ (с метрикой $ds^2 = dt^2-dw^2-dx^2-dy^2-dz^2$).  Чтобы получить стационарную модель, мы  «разрезаем» гиперболоид пополам по плоскости $t= w;$ постоянный момент времени задается  положительной постоянной величиной $t – w.$

Рис. 28.8. Пространство анти-де-Ситтера (изображаемое в виде гиперболоида при отбрасывании двух пространственных   измерений) представляет собой лоренцеву «4-сферу» (с положительным радиусом и сигнатурой  собственной метрики $+\,-\,-\,-$) в 5-пространстве псевдо-Минковского (с метрикой $ds^2 = dt^2+dw^2-dx^2-dy^2-dz^2$). По определению, времениподобные кривые замыкаются, однако от этого можно избавиться путем бесконечного «развертывания» в плоскости $(t, w)$

 

Рис. 28.9. Строгие конформные диаграммы
а) Пространство де-Ситтера; область над внутренними штриховыми линиями соответствует  стационарной модели, б) Пространство анти-де-Ситтера (полностью развернутый вариант без нарушения причинности), в) Пространство анти-де-Ситтера в исходной «гиперболоидной» форме с нарушением причинности, верхний и нижний края должны быть отождествлены, г) Предыдущий случай с  проведенным отождествлением, так что диаграмма имеет вид цилиндра.

Чтобы получить стационарную Вселенную в явном виде, «разрежем» пространство де-Ситтера пополам по плоскости t = w 5-пространства Минковского, как показано на рис. 28.7, и оставим лишь «верхнюю» половину. Любопытно, что, несмотря на «неполноту» этой модели из-за факта разрезания (разрез показан пунктирной линией на рис. 28.9 а), эта неполнота обычно не считается дефектом, поскольку никакие реальные частицы не  попадают в пространство-время из «отрезанной» нижней половины. Метрику верхней половины можно представить в виде
$$ds^2=d\tau^2-e^{A\tau}(dx^2+ dy^2+ dz^2),$$
где $A$ — постоянная. Это есть частный случай метрики $FLRW$  с плоскими  пространственными сечениями $k=0$ и экспоненциальным расширением (ему соответствует множитель $ e^{A\tau}$)*. (Эта метрика вызывала особый интерес в 1950-х и 60-х годах, когда  Герман Бонди, Томас Голд и Фред Хойл предложили рассматривать ее как модель реальной Вселенной — «стационарную» модель, обладающую значительной эстетической  привлекательностью. От этой модели пришлось отказаться в 1960-х годах после того как выяснилось, что она противоречит результатам наблюдений, в частности, измерениям микроволнового фона и подсчетам числа отдаленных галактик.)

Тензор Риччи $R_{ab}$ для пространства (анти-)де-Ситтера пропорционален метрике $g_{ab}$ Напомним, что исходное эйнштейновское уравнение поля имеет вид

$$ R_{ab}-\frac{1}{2} g_{ab}R =8\pi G T_{ab}$$
и означает, что тензор энергии-импульса материи равен тензору Риччи с обращенным 
следом, умноженному на  $-(8\pi G)^{-1}$. Таким образом, для моделей де-Ситтера и анти-де-Ситтера «тензор материи» $ T_{ab}$ сам должен быть пропорционален метрическому тензору. На самом деле никакая обычная материя не может обладать таким свойством (хотя бы потому, что энергия-импульс не определяет покоящуюся систему отсчета). Обычная точка зрения  состоит в том, чтобы считать пространства (анти-)де-Ситтера представляющими вакуум без  материи, при этом уравнение Эйнштейна следует брать в форме, включающей космологическую постоянную $\Lambda$, так что уравнение для поля теперь дает нам 
$$ R_{ab} = g_{ab}\Lambda $$
Здесь $\Lambda = A^2 ,$ где А есть постоянная, определяющая коэффициент  экспоненциального роста в вышеприведенном выражении для стационарной метрики. В инфляционной космологии раздувающееся «вещество» считается «ложным вакуумом», о котором я скажу чуть позже.

Чтобы построить инфляционную модель Вселенной, возьмем часть стационарной  Вселенной между двумя 3-поверхностями с постоянными значениями $\tau$ и наклеим их на две части стандартной модели $FLRW~c~k=0.$ Такая процедура представлена на рис. 28.10.

 

На рис. 28.10 а полное пространство де-Ситтера разрезается, чтобы получить стационарную  модель. На рис. 28.10 б отрезается большая часть этой модели, претерпевающая  инфляцию. На рис. 28.10 в вырезается кусок модели $FLRW~c~k=0,$ и часть, претерпевшая инфляцию, может быть использована для завершения построения модели на рис. 28.10 г.

Введенная стационарная часть фактически «отодвигает назад» момент Большого взрыва
(с конформной, т. е. причинной, точки зрения), так что горизонт для частиц сильно   расширяется;  см. рис. 28.5 б.

Чтобы достичь периода инфляции, необходимо добавить новое скалярное поле $\phi$ к 
набору известных (и предполагаемых) физических частиц и полей. Насколько мне известно, это поле $\phi$  не считают непосредственно связанным с каким-либо другим полем, известным физике, оно вводится лишь для того, чтобы получить фазу инфляции в ранней Вселенной. Иногда его называют полем Хиггса, однако оно, по-видимому, не является «обычным»  полем, связанным с теорией электрослабого взаимодействия. Некоторые модели требуют более одной отдельной фазы инфляции, в этом случае должно существовать  отдельное скалярное поле для каждой фазы. Процесс инфляции описывается с помощью картины, подобной «мексиканской шляпе», но без начальной симметрии. Часто  используется диаграмма, подобная показанной на рис. 28.11, где по вертикальной оси откладывается «эффективная энергия». До периода инфляции состояние   находится на вершине холма, затем оно постепенно скатывается вниз. Инфляция имеет место при этом спуске и прекращается, когда «шарик» достигает дна. На стадии инфляции мы имеем область «ложного вакуума», которая представляет квантово-механический фазовый переход в состояние вакуума, отличного от известного нам сегодня.

Рис. 28.11. Эффективная плотность энергии в ранней Вселенной, согласно инфляционной модели, определяется в основном эффективным потенциалом $V(\phi)$ для скалярного «инфляционного»  квантового поля $\phi. $ На графике показан обычно предполагаемый вид функции $V(\phi);$ инфляция возникает, когда состояние («шарик» на рис. 28.1) «скатывается» с холма, расположенного слева (предполагается наличие «ложного вакуума»). Инфляция прекращается по достижении дна потенциала.

Как уже многократно упоминалось, в настоящее время имеются четкие указания на 
существование в нынешнюю эпоху положительной величины  $\Lambda,$ которая по обыденным меркам крайне мала, — она соответствует плотности, в $10^{30}$ раз меньшей плотности воды. В противоположность этому, ложный вакуум в фазе инфляции должен был иметь эффективное значение постоянной $\Lambda,$ которому соответствует плотность, в $10^{80}$  раз превышающая плотность  воды. Эта величина должна была полностью доминировать над тензором энергии-импульса обычного вещества, и именно по этой причине фазу инфляции можно описывать моделью де-Ситтера.

На рис. 28.12 изображена некоторая картина истории ранней Вселенной, как ее часто
представляют, так что она стала почти «стандартной». Заметим, что здесь используется логарифмический масштаб для времени и расстояний (подобный логарифмической линейке), так что отмечены различные степени 10 для секунд (по горизонтали) и  сантиметров (по вертикали). «Радиус» означает историю $R(t)$  (не путать со скалярной
кривизной Риччи $R=g_{ab} R^{ab}$). По моему мнению, такую картину следует рассматривать как  весьма умозрительную вплоть до $\frac{1}{10}$ с (и уж конечно, до $10^{-30}$ с), хотя ее часто преподносят как надежно установленный факт!

 

Рис. 28.12. Обычно описываемая «история Вселенной» (в логарифмическом масштабе), содержащая фазу инфляции. Показана зависимость $log R(t)$ от $log t$

 

Справедливы ли предпосылки инфляционной модели?

Какие имеются основания считать, что такая инфляционная картина Вселенной близка  к истине? Несмотря на ее очевидную популярность, я хотел бы изложить мои собственные  основания для сомнений во всей этой идее в целом. Как и раньше, я должен официально предупредить читателя, что инфляционная космология стала важной частью всей  современной космологической мысли. Даже среди тех, кто пока еще не убежден в необходимости инфляции, найдется не много таких, кто настроен так же критически, как и я. Если вы чувствуете необходимость «сбалансировать» мое мнение с мнением тех, кто склоняется к идее инфляции, советую обратиться ко вполне доступной книге Алана Гата 
«Раздувающаяся Вселенная». Что касается меня, то я должен представлять положение дел так, как оно мне видится, и потому считаю, что, поскольку у меня есть веские причины сомневаться в самих основах инфляционной космологии, мне не следует скрывать их от читателя.

Но прежде чем излагать критические соображения, я должен заявить, что мои замечания вовсе не означают, что инфляционная космология ошибочна. Они лишь дают веские  основания для сомнения в большинстве исходных предпосылок, лежащих в основе идеи инфляции. Можно вспомнить, что многие важные научные идеи прошлого основывались (частично) на предпосылках, которые не оправдались в ходе дальнейшего развития. Одним из наиболее важных примеров такого рода было влияние, которое оказал на Эйнштейна принцип Маха, приведя его в конечном счете к созданию общей теории относительности.

Принцип Маха гласит, что физика должна формулироваться исключительно в терминах  связей одних тел с другими, так что должно быть отброшено само понятие какого-то фонового пространства. Последующий анализ теории Эйнштейна показал, что принцип Маха в общей теории относительности не содержится, однако это не умаляет значения идеи Маха как исходной предпосылки. Другим примером может служить открытие Дираком волнового уравнения для электронов, в основе которого лежало его ощущение   необходимости получить уравнение первого порядка. Дальнейшее развитие КТП показало, что это требование не является необходимым.

Аналогично, если бы были убедительным образом подтверждены предсказания   инфляционной космологии в отношении результатов наблюдений, то любые дефекты исходных предпосылок оказались бы не имеющими значения, и теория могла бы существовать сама по себе, без тех «строительных лесов», которые позволили Гагу и другим ее построить. На самом деле инфляционисты сделали ряд определенных предсказаний, которые в последние годы оказались в противоречии с рядом впечатляющих новых наблюдений.

Мне кажется, что космология нуждается в таком предупреждении, особенно в том, что  касается происхождения Вселенной. К вопросу о происхождении Вселенной люди часто  относятся весьма эмоционально, и это зачастую явно или неявно связано с их религиозными предпочтениями. Это вполне естественно, поскольку речь идет о рождении всего того  мира, в котором мы живем. Как уже подчеркивалось, в силу Второго закона требовалась исключительная точность при выборе начального состояния Вселенной в виде Большого взрыва, и в этом, несомненно, заключена глубокая загадка. Возникает вопрос: найдет ли ее решение будущая наука, не смотря на то, что пока оно находится за пределами нынешнего научного знания?

Или мы должны примириться с тем, что это был некий «акт божественного творения»? Инфляционисты придерживаются иного взгляда, они считают, что их теория в основном «решила» эту проблему, и эта уверенность придает силу их позиции. Однако я никогда не замечал, чтобы глубокая загадка, поставленная Вторым законом, всерьез занимала инфляционистов!

Вместо этого инфляционисты выбрали из стандартной космологической модели три частные проблемы, имеющие отношение к начальной точности выбора состояния ранней Вселенной. Они уже упоминались ранее — это проблема горизонта, проблема гладкости и проблема плоскостности. В стандартной модели эти проблемы трактуются с позиций  «тонкой настройки» исходного состояния Большого взрыва, однако инфляционисты называют это «вздором». Они заявляют, что в картине инфляции такая настройка начального состояния не требуется, и поэтому такая картина рассматривается как более привлекательная в  эстетическом отношении. Вывод о пространственной плоскостности, достигаемой в результате инфляции, также считается эстетически привлекательной чертой теории.

Мне кажется, что к таким аргументам эстетического характера следует относиться с большой долей настороженности. В основе инфляционной картины определенно имеются некоторые элементы с довольно сомнительным эстетическим статусом, например, введение скалярного поля (или даже нескольких независимых скалярных полей, если рассматривается более одного периода инфляции), никак не связанного с другими известными физическими полями и обладающего весьма специфическими свойствами, которое нужно лишь для того, чтобы инфляция могла иметь место. Весьма спорной является эстетическая  привлекательность выбора $k = 0.$  Я знаю многих математиков (включая меня самого), которые считают гиперболический вариант $(k < 0)$ не в пример более привлекательным! Тогда как другие предпочитают «уют» пространственно конечной Вселенной $(c k > 0).$

В среде  современных космологов инфляция, несомненно, очень модна, и важно постараться понять, насколько оправдан этот модный статус.

Как уже отмечалось, мои главные возражения против идеи космической инфляции относятся преимущественно к предпосылкам, лежащим в ее основе. Рассмотрим сначала  проблему горизонта и то, как она трактуется в инфляционной космологии, где, например,  почти одинаковая фоновая температура в разных направлениях воспринимается как   результат термализации. Инфляция вводится, чтобы устранить горизонты для частиц, которые в противном случае препятствуют этой термализации.

Существует, однако, какое-то фундаментальное недопонимание в попытках объяснить однородность ранней Вселенной, будь то однородность фоновой температуры, плотности  вещества или геометрии пространства-времени в целом, как результат процесса термализации. В самом деле, непонятно, почему следует объяснять любую однородность 
Вселенной, апеллируя к процессу термализации. Если термализация действительно делает что-то (например, выравнивает температуры в разных местах), это сопровождается 
определенным увеличением энтропии. Поэтому до термализации Вселенная должна обладать большим разнообразием, нежели после нее. Это лишь усугубляет ту трудность, с которой мыстолкнулись, пытаясь понять совершенно особую исходную природу Вселенной.

Есть глубокая загадка, связанная с необычайными ограничениями, налагаемыми на 
состояние ранней Вселенной. Но эти ограничения  фундаментально связаны с самим существованием Второго закона термодинамики. Мы не можем надеяться объяснить эти ограничения, просто апеллируя к проявлениям Второго закона (одним из которых является термализация)!

Чтобы развить эту мысль, рассмотрим вопрос о равенстве температур, наблюдаемых
в разных направлениях из некоторой выбранной точки Вселенной. Предположим, что 
температуры двух удаленных одна от другой областей действительно оказываются одинаковыми в некоторый ранний момент космического времени $t_1$ и будем считать эту «особенность» загадочной. Рассмотрим две возможности. Можно представить себе, что (а) в еще более раннюю эру (момент времени $t_0$) температуры были разными, и они стали одинаковыми лишь после процесса термализации, который произошел между моментами времени $t_0$  и $t_1.$
Вместо этого можно предположить, что (б) в более ранний момент $t_0$  две температуры были равны между собой и термализация не происходила. В случае (а) в интервале между $t_0$  и $t_1$ энтропия увеличивается, так что в момент $t_0$  степень разнообразия выше, чем в момент $t_1$, и особая природа Вселенной в момент $t_0$  должна удивлять еще больше, чем таковая в   момент $t_1$. Ситуация стала еще хуже! В случае (б) проблема особого характера Вселенной в момент $t_0$  выглядит по крайней мере не более сложной, чем в момент $t_1$. В обоих случаях мы не можем ни в каком смысле объяснить загадку особого характера Вселенной, однако видно, что привлечение к этой проблеме соображений термализации оказывается более чем
бесполезным!

 

А как обстоит дело с однородностью (и плоскостностью) Вселенной? Здесь основной аргумент инфляционной теории состоит в следующем. Именно экспоненциальное  расширение в фазе инфляции делает Вселенную однородной (и пространственно плоской). Снова фундаментальное недоразумение. Идея как будто в том, что если мы стартуем из  некоторого «изначального» состояния, то «растягивающее действие» экспоненциального  расширения в фазе инфляции должно сгладить неоднородности этого начального состояния. Чтобы узнать, возможен ли такой процесс, мы должны, конечно, иметь некоторую идею  относительно того, как могла бы выглядеть «изначальная» геометрия. Важное предположение состоит в том, что такое состояние должно быть гладким в некотором малом масштабе.

Однако, например, фрактальные множества никогда не сглаживаются, независимо от того, насколько они растянуты. Вспомним множество Мандельброта. Пожалуй, оно выглядит тем менее гладким, чем больше его увеличить.

Однако я слышу ворчание читателя: это же всего лишь увертка — да, возможно, и  существуют какие-то патологические ситуации, в которых растяжение не приводит к  сглаживанию, но в общем реалистическом случае мы не должны ожидать чего-то подобного.

К сожалению, это совсем не очевидно; нечто фрактальное (или что-то похуже) почти 
наверняка должно присутствовать в исходном состоянии. Какова бы ни была эта начальная сингулярная структура, мы не можем ожидать, что она сгладится просто в силу того, что физика допускает процессы инфляции. Почему? Причина совсем не в технических   подробностях, она заключена в ошибочном предположении, что наша реальная Вселенная  начиналась с состояния, которое не могло возникнуть в силу Второго закона. Если мы хотим понять, как могло бы выглядеть такое исходное состояние, следует 
рассмотреть конечные стадии коллапсирующей замкнутой Вселенной вроде той,  а затем обратить поток времени.

Мешанина в конденсированной сингулярности черной дыры является состоянием, которое, будучи обращенным во времени, могло бы описывать Большой взрыв. Разумеется, я не требую, чтобы читатель мгновенно понял и принял такую сложную  геометрию фрактального типа в состоянии Большого хлопка! У меня есть собственная  реальная концепция на этот счет, и я не думаю, что с ней хорошо знаком кто-нибудь еще. Но нам и не нужно входить в детали этой геометрии. Чтобы понять ее суть, рассмотрим какую -нибудь модель коллапсирующей Вселенной, которую можно построить исходя из  некоторого сильно неупорядоченного начального расширенного.

Она должна коллапсировать во что-то, и действительно, как следует из точных 
математических теорем, коллапс приведет к некоторой пространственно-временной 
сингулярности.  Если теперь в нашей модели повернуть время вспять (предполагая динамические законы симметричными во времени), мы получим эволюцию, начинающуюся с  сингулярности довольно общего вида, и это не зависит от выбора конкретного вида неупорядоченности Вселенной. Очень может быть, что в такой эволюции не будет никакой инфляции, хотя наши обращенные во времени физические законы допускают возможность инфляции. Дело в том, что независимо от того, имеет ли место инфляция, физическая возможность  инфляционного периода не помогает убедиться, что эволюция из исходной сингулярности приводит к однородной (или пространственно-плоской) Вселенной. Попробуем понять, в чем реально состоит проблема. В момент Большого взрыва Вселенная была в очень специфическом состоянии. Это следует из Второго закона термодинамики, если пойти назад во времени к самому началу.

Все процессы термализации определяются Вторым законом и потому не могут объяснить ни  причин существования Второго закона, ни весьма особого характера Вселенной в самом   начале. Более того, все процессы спонтанного нарушения симметрии и все фазовые переходы (которые необходимы для инфляции) имеют место лишь с любезного разрешения Второго  закона. Эти процессы не объясняют Второй закон — они пользуются им. Вдобавок все  серьезные расчеты в инфляционной космологии предполагают пространственно-временную геометрию типа $FLRW$, а это не позволяет узнать, что должно было происходить в исходном состоянии. Если мы хотим понять, почему Вселенная первоначально находилась в весьма специфическом, необычайно однородном состоянии, мы должны обратиться к совершенно иным аргументам, нежели те, на которые опирается инфляционная космология.

Комментарии (3):

Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите или зарегистрируйтесь пожалуйста.