Інфляційна космологія

Повернімося до питання про космічні монополі, існування яких припускають деякі варіанти теорії Великого об’єднання. Біда в тому, що поки немає жодних реальних вказівок на те, що вони справді існують. Ще гірше те, що результати спостережень встановлюють жорсткі межі поширеності таких монополів у космосі, причому на рівні, набагато нижчому, ніж передбачає теорія.

Однак у 1981 році Алан Гут висунув «обурливу» гіпотезу (її раніше запропонували, по суті, незалежно один від одного Олексій Старобінський і Кацухіко Сато), згідно з якою, якби Всесвіт розширився в $10^{30}$ або навіть у $10^{60}$ і більше разів протягом певного періоду після утворення монополів (однак до порушення електрослабкої симетрії в момент часу $10^{-12}$ с), то небажані монополі сьогодні траплялися б настільки рідко, що їх можна було б легко не виявити, як того й вимагають результати спостережень.

Невдовзі виявилося, що цей «інфляційний період» екстремального експоненційного розширення може слугувати й іншим цілям, пов’язаним з однорідністю Всесвіту. Всесвіт справді надзвичайно однорідний і близький до просторово плоского в дуже великих масштабах, і це становить загадку для космологів. Наприклад, спостережувана температура раннього Всесвіту в різних напрямках майже однакова (відносні відхилення не перевищують $10^{5}$). Це можна було б вважати результатом «термалізації» на дуже ранній стадії розвитку Всесвіту, але лише за умови, що різні частини Всесвіту «мали зв’язок» між собою. (Пригадайте, як Другий закон термодинаміки в процесі встановлення теплової рівноваги приводить до вирівнювання температури в різних частинах газу). Однак із рис. 28.5 а випливає, що рівність температур у віддалених точках $u$ і $v,$, спостережувана з точки $p,$, яка визначає наше теперішнє положення в просторі-часі, згідно зі стандартними космологічними моделями, не може бути результатом термалізації, оскільки точки $u$ і $v,$ (якщо поверхня $\Sigma$ відповідає моменту «відокремлення», коли виникло космічне теплове випромінювання) перебували надто далеко одна від одної, щоб між ними міг існувати будь-який причинний зв’язок.

Ця неможливість у стандартній моделі причинного зв’язку, необхідного для термалізації, називається проблемою горизонту. Вплив періоду інфляції в цьому відношенні показує конформна діаграма на рис. 28.5 б. Простороподібна 3-поверхня, що представляє Великий вибух, тепер відсувається в набагато «раніше» положення, так що області минулого для точок $u$ і $v$ тепер перекриваються, перш ніж буде досягнуто 3-поверхні, яка описує Великий вибух, тому відкривається можливість термалізації, і ми можемо припустити, що рівність температур у точках $u$ і $v,$ могла виникнути саме в такий спосіб.

Інша відчутна користь від запровадження періоду інфляції полягає в тому, що з’явилася
можливість пояснити разючу однорідність розподілу речовини та геометрії простору-часу, що становило так звану «проблему гладкості». Ідея полягала в тому, що за наявності інфляції початковий стан Всесвіту міг бути дуже неоднорідним у деталях, однак величезне розширення Всесвіту на стадії інфляції мало «згладити» неоднорідності, унаслідок чого утворився Всесвіт, що відповідає моделі $FLRW$. З погляду інфляційної теорії, навіть початковий стан має виглядати як гладкий многовид у малих масштабах; протягом фази інфляції така гладка мала частина розширюється до космологічних масштабів, забезпечуючи просторову гладкість. Свою оцінку цієї екстравагантної ідеї я невдовзі викладу.
Поки що слід зазначити, що в цій картині Всесвіт не лише однорідний, а й має нульову просторову кривину (К = 0). Як ми побачимо, це відіграє важливу роль в історичному розвитку цього предмета. Однак незалежно від того, чи є спостережуваний Всесвіт у середньому просторово плоским, він, безсумнівно, значною мірою близький до цього, і ця так звана проблема площинності становить загадку для багатьох космологів.

Не цілком очевидно, як пов’язана інфляційна фаза розширення зі зміщенням назад 3-поверхні Великого вибуху на конформній діаграмі (рис. 28.5). Тому корисно розглянути окрему космологічну модель, на якій ґрунтується ця «інфляційна фаза». Це «стаціонарний варіант» простору де Сіттера. Найпростіше математично описати простір де Сіттера, сказавши, що це лоренцева 4-сфера (сигнатура $+-\,-\,-$) у 5-просторі Мінковського (сигнатура $+\,-\,-\,-\,-$). Такий опис узгоджується з ідеєю «зміни сигнатури», однак геометрично наочніше подати простір де Сіттера у вигляді гіперболоїда (рис. 28.7). Тут варто згадати про іншу модель — простір анти-де Сіттера, який є лоренцевою 4-сферою в 5-просторі псевдо-Мінковського із сигнатурою $+\,+\,-\,-\,-$ (рис. 28.8).
Зауважимо, що, з фізичного погляду, простір анти-де Сіттера побудовано не надто розумно, оскільки він містить замкнені часоподібні криві, що порушують причинність (тобто кола в площині, заданій осями $t$ і $w$).
Іноді простором анти-де Сіттера називають «розгорнутий» варіант, у якому кожне коло в площині зі сталими значеннями $(x, у, z)$ не утворює замкненої лінії, так що весь простір виявляється однозв’язним (§ 12.1). Строгу конформну діаграму для простору де Сіттера, а також для його частини, що представляє стаціонарну модель (штрихова гранична лінія означає лінію розрізу), показано на рис. 28.9 а, діаграму для простору анти-де Сіттера з порушенням причинності (верх і низ діаграми мають бути ототожнені) — на рис. 28.9 в і 28.9 г, для розгорнутого (причинного) простору анти-де Сіттера — на рис. 28.9 б.

Рис. 28.8. Простір анти-де Сіттера (зображуваний у вигляді гіперболоїда при відкиданні двох просторових вимірів) є лоренцевою «4-сферою» (з додатним радіусом і сигнатурою власної метрики $+\,-\,-\,-$) у 5-просторі псевдо-Мінковського (з метрикою $ds^2 = dt^2+dw^2-dx^2-dy^2-dz^2$). За означенням, часоподібні криві замикаються, однак цього можна позбутися шляхом нескінченного «розгортання» в площині $(t, w)$

Рис. 28.9. Строгі конформні діаграми
а) Простір де Сіттера; область над внутрішніми штриховими лініями відповідає стаціонарній моделі, б) Простір анти-де Сіттера (повністю розгорнутий варіант без порушення причинності), в) Простір анти-де Сіттера в початковій «гіперболоїдній» формі з порушенням причинності, верхній і нижній краї мають бути ототожнені, г) Попередній випадок із проведеним ототожненням, так що діаграма має вигляд циліндра.

Щоб отримати стаціонарний Всесвіт у явному вигляді, «розріжемо» простір де Сіттера навпіл по площині t = w 5-простору Мінковського, як показано на рис. 28.7, і залишимо лише «верхню» половину. Цікаво, що, попри «неповноту» цієї моделі через факт розрізання (розріз показано пунктирною лінією на рис. 28.9 а), ця неповнота зазвичай не вважається вадою, оскільки жодні реальні частинки не потрапляють у простір-час із «відрізаної» нижньої половини. Метрику верхньої половини можна подати у вигляді
$$ds^2=d\tau^2-e^{A\tau}(dx^2+ dy^2+ dz^2),$$
де $A$ — стала. Це окремий випадок метрики $FLRW$ з плоскими просторовими перерізами $k=0$ та експоненційним розширенням (йому відповідає множник $ e^{A\tau}$)*. (Ця метрика викликала особливий інтерес у 1950-х і 60-х роках, коли Герман Бонді, Томас Голд і Фред Гойл запропонували розглядати її як модель реального Всесвіту — «стаціонарну» модель, що має значну естетичну привабливість. Від цієї моделі довелося відмовитися в 1960-х роках після того, як з’ясувалося, що вона суперечить результатам спостережень, зокрема вимірюванням мікрохвильового фону й підрахункам кількості віддалених галактик.)

Тензор Річчі $R_{ab}$ для простору (анти-)де Сіттера пропорційний метриці $g_{ab}$ Нагадаємо, що початкове ейнштейнове рівняння поля має вигляд

$$ R_{ab}-\frac{1}{2} g_{ab}R =8\pi G T_{ab}$$
і означає, що тензор енергії-імпульсу матерії дорівнює тензору Річчі з оберненим
слідом, помноженому на $-(8\pi G)^{-1}$. Таким чином, для моделей де Сіттера й анти-де Сіттера «тензор матерії» $ T_{ab}$ сам має бути пропорційним метричному тензору. Насправді жодна звичайна матерія не може мати такої властивості (хоча б тому, що енергія-імпульс не визначає систему відліку, яка перебуває в спокої). Зазвичай вважають, що простори (анти-)де Сіттера представляють вакуум без матерії, при цьому рівняння Ейнштейна слід брати у формі, що включає космологічну сталу $\Lambda$, так що рівняння для поля тепер дає нам
$$ R_{ab} = g_{ab}\Lambda $$
Тут $\Lambda = A^2 ,$ де А є сталою, що визначає коефіцієнт експоненційного зростання в наведеному вище виразі для стаціонарної метрики. В інфляційній космології «речовина», що роздувається, вважається «хибним вакуумом», про який я скажу трохи згодом.

Щоб побудувати інфляційну модель Всесвіту, візьмемо частину стаціонарного Всесвіту між двома 3-поверхнями зі сталими значеннями $\tau$ і наклеїмо їх на дві частини стандартної моделі $FLRW~c~k=0.$ Таку процедуру представлено на рис. 28.10.

На рис. 28.10 а повний простір де Сіттера розрізається, щоб отримати стаціонарну модель. На рис. 28.10 б відрізається велика частина цієї моделі, що зазнає інфляції. На рис. 28.10 в вирізається шматок моделі $FLRW~c~k=0,$ і частина, що зазнала інфляції, може бути використана для завершення побудови моделі на рис. 28.10 г.

Введена стаціонарна частина фактично «відсуває назад» момент Великого вибуху
(з конформного, тобто причинного, погляду), так що горизонт частинок значно розширюється; див. рис. 28.5 б.

Щоб досягти періоду інфляції, необхідно додати нове скалярне поле $\phi$ до
набору відомих (і передбачуваних) фізичних частинок і полів. Наскільки мені відомо, це поле $\phi$ не вважають безпосередньо пов’язаним із будь-яким іншим полем, відомим фізиці, його вводять лише для того, щоб отримати фазу інфляції в ранньому Всесвіті. Іноді його називають полем Гіґґса, однак воно, імовірно, не є «звичайним» полем, пов’язаним із теорією електрослабкої взаємодії. Деякі моделі потребують більш ніж однієї окремої фази інфляції, і в цьому разі має існувати окреме скалярне поле для кожної фази. Процес інфляції описують за допомогою картини, подібної до «мексиканського капелюха», але без початкової симетрії. Часто використовують діаграму, подібну до показаної на рис. 28.11, де по вертикальній осі відкладають «ефективну енергію». До періоду інфляції стан перебуває на вершині пагорба, потім він поступово скочується вниз. Інфляція відбувається під час цього спуску і припиняється, коли «кулька» досягає дна. На стадії інфляції ми маємо область «хибного вакууму», яка являє собою квантово-механічний фазовий перехід у стан вакууму, відмінного від відомого нам сьогодні.

Рис. 28.11. Ефективна густина енергії в ранньому Всесвіті, згідно з інфляційною моделлю, визначається переважно ефективним потенціалом $V(\phi)$ для скалярного «інфляційного» квантового поля $\phi. $ На графіку показано зазвичай припусканий вигляд функції $V(\phi);$ інфляція виникає, коли стан («кулька» на рис. 28.1) «скочується» з пагорба, розташованого ліворуч (припускається наявність «хибного вакууму»). Інфляція припиняється після досягнення дна потенціалу.

Як уже неодноразово згадувалося, нині є чіткі вказівки на
існування в нинішню епоху додатної величини $\Lambda,$ яка за звичайними мірками вкрай мала, — вона відповідає густині, у $10^{30}$ разів меншій за густину води. На противагу цьому, хибний вакуум у фазі інфляції мав мати ефективне значення сталої $\Lambda,$ якому відповідає густина, що в $10^{80}$ разів перевищує густину води. Ця величина мала повністю домінувати над тензором енергії-імпульсу звичайної речовини, і саме з цієї причини фазу інфляції можна описувати моделлю де Сіттера.

На рис. 28.12 зображено певну картину історії раннього Всесвіту, як її часто
уявляють, так що вона стала майже «стандартною». Зауважимо, що тут використовується логарифмічний масштаб для часу і відстаней (подібний до логарифмічної лінійки), так що позначено різні степені 10 для секунд (по горизонталі) і сантиметрів (по вертикалі). «Радіус» означає історію $R(t)$ (не плутати зі скалярною
кривиною Річчі $R=g_{ab} R^{ab}$). На мою думку, таку картину слід розглядати як вельми умоглядну аж до $\frac{1}{10}$ с (і вже, звичайно, до $10^{-30}$ с), хоча її часто подають як достовірно встановлений факт!

Рис. 28.12. Зазвичай описувана «історія Всесвіту» (у логарифмічному масштабі), що містить фазу інфляції. Показано залежність $log R(t)$ від $log t$

Чи обґрунтовані передумови інфляційної моделі?

Які є підстави вважати, що така інфляційна картина Всесвіту близька до істини? Попри її очевидну популярність, я хотів би викласти мої власні підстави для сумнівів у всій цій ідеї загалом. Як і раніше, я маю офіційно попередити читача, що інфляційна космологія стала важливою частиною всієї сучасної космологічної думки. Навіть серед тих, хто ще не переконаний у необхідності інфляції, знайдеться небагато таких, хто налаштований так само критично, як і я. Якщо ви відчуваєте потребу «збалансувати» мою думку з думкою тих, хто схиляється до ідеї інфляції, раджу звернутися до цілком доступної книжки Алана Ґута
«Всесвіт, що роздувається». Що ж до мене, то я маю представляти стан справ так, як він мені бачиться, і тому вважаю, що, оскільки я маю вагомі причини сумніватися в самих основах інфляційної космології, мені не слід приховувати їх від читача.

Але перш ніж викладати критичні міркування, я маю заявити, що мої зауваження аж ніяк не означають, що інфляційна космологія помилкова. Вони лише дають вагомі підстави для сумніву в більшості вихідних передумов, що лежать в основі ідеї інфляції. Можна згадати, що багато важливих наукових ідей минулого ґрунтувалися (частково) на передумовах, які не виправдалися в ході подальшого розвитку. Одним із найважливіших прикладів такого роду був вплив, який справив на Ейнштейна принцип Маха, зрештою привівши його до створення загальної теорії відносності.

Принцип Маха стверджує, що фізику слід формулювати виключно в термінах зв’язків одних тіл з іншими, так що саме поняття якогось фонового простору має бути відкинуте. Подальший аналіз теорії Ейнштейна показав, що принцип Маха не міститься в загальній теорії відносності, однак це не применшує значення ідеї Маха як вихідної передумови. Іншим прикладом може слугувати відкриття Діраком хвильового рівняння для електронів, в основі якого лежало його відчуття необхідності отримати рівняння першого порядку. Подальший розвиток КТП показав, що ця вимога не є необхідною.

Так само, якби передбачення інфляційної космології щодо результатів спостережень були переконливо підтверджені, то будь-які вади вихідних передумов виявилися б несуттєвими, і теорія могла б існувати сама по собі, без того «будівельного риштовання», яке дозволило Ґуту та іншим її побудувати. Насправді прихильники інфляції зробили низку певних передбачень, які в останні роки виявилися суперечними низці вражаючих нових спостережень.

Мені здається, що космологія потребує такого застереження, особливо щодо походження Всесвіту. До питання про походження Всесвіту люди часто ставляться дуже емоційно, і це зазвичай явно чи неявно пов’язано з їхніми релігійними уподобаннями. Це цілком природно, оскільки йдеться про народження всього того світу, у якому ми живемо. Як уже наголошувалося, через Другий закон була потрібна виняткова точність у виборі початкового стану Всесвіту у вигляді Великого вибуху, і в цьому, безсумнівно, криється глибока загадка. Виникає запитання: чи знайде її розв’язання майбутня наука, попри те, що поки воно перебуває за межами нинішнього наукового знання?

Чи ми маємо змиритися з тим, що це був якийсь «акт божественного творіння»? Прихильники інфляції дотримуються іншого погляду, вони вважають, що їхня теорія переважно «розв’язала» цю проблему, і ця впевненість зміцнює їхню позицію. Однак я ніколи не помічав, щоб глибока загадка, поставлена Другим законом, серйозно непокоїла прихильників інфляції!

Натомість прихильники інфляції вибрали зі стандартної космологічної моделі три окремі проблеми, що стосуються початкової точності вибору стану раннього Всесвіту. Вони вже згадувалися раніше — це проблема горизонту, проблема гладкості та проблема плоскої геометрії. У стандартній моделі ці проблеми трактують із позицій «тонкого налаштування» початкового стану Великого вибуху, однак прихильники інфляції називають це «нісенітницею». Вони заявляють, що в інфляційній картині таке налаштування початкового стану не потрібне, і тому таку картину розглядають як привабливішу в естетичному відношенні. Висновок про просторову плоскість, що досягається внаслідок інфляції, також вважається естетично привабливою рисою теорії.

Мені здається, що до таких аргументів естетичного характеру слід ставитися з великою часткою настороженості. В основі інфляційної картини безумовно є деякі елементи з досить сумнівним естетичним статусом, наприклад, введення скалярного поля (або навіть кількох незалежних скалярних полів, якщо розглядається більш ніж один період інфляції), ніяк не пов’язаного з іншими відомими фізичними полями і наділеного вельми специфічними властивостями, яке потрібне лише для того, щоб інфляція могла відбутися. Вельми спірною є естетична привабливість вибору $k = 0.$ Я знаю багатьох математиків (включно із собою), які вважають гіперболічний варіант $(k < 0)$ незрівнянно привабливішим! Тоді як інші віддають перевагу «затишку» просторово скінченного Всесвіту $(c k > 0).$

У середовищі сучасних космологів інфляція, безсумнівно, дуже модна, і важливо спробувати зрозуміти, наскільки виправданий цей модний статус.

Як уже зазначалося, мої головні заперечення проти ідеї космічної інфляції стосуються переважно передумов, що лежать у її основі. Розгляньмо спочатку проблему горизонту і те, як її трактують в інфляційній космології, де, наприклад, майже однакова фонова температура в різних напрямках сприймається як результат термалізації. Інфляцію вводять, щоб усунути горизонти частинок, які в іншому разі перешкоджають цій термалізації.

Існує, однак, певне фундаментальне нерозуміння у спробах пояснити однорідність раннього Всесвіту — чи то однорідність фонової температури, густини речовини або геометрії простору-часу загалом — як результат процесу термалізації. Справді, незрозуміло, чому слід пояснювати будь-яку однорідність
Всесвіту, апелюючи до процесу термалізації. Якщо термалізація справді щось робить (наприклад, вирівнює температури в різних місцях), це супроводжується
певним збільшенням ентропії. Тому до термалізації Всесвіт має характеризуватися більшим розмаїттям, ніж після неї. Це лише поглиблює ті труднощі, з якими ми зіткнулися, намагаючись зрозуміти цілком особливу початкову природу Всесвіту.

Існує глибока загадка, пов’язана з незвичайними обмеженнями, що накладаються на
стан раннього Всесвіту. Але ці обмеження фундаментально пов’язані з самим існуванням Другого закону термодинаміки. Ми не можемо сподіватися пояснити ці обмеження, просто апелюючи до проявів Другого закону (одним із яких є термалізація)!

Щоб розвинути цю думку, розгляньмо питання про рівність температур, спостережуваних
у різних напрямках із деякої вибраної точки Всесвіту. Припустімо, що
температури двох віддалених одна від одної областей справді виявляються однаковими в деякий ранній момент космічного часу $t_1$ і вважатимемо цю «особливість» загадковою. Розгляньмо дві можливості. Можна уявити собі, що (а) в іще раннішу епоху (момент часу $t_0$) температури були різними, і вони стали однаковими лише після процесу термалізації, який відбувся між моментами часу $t_0$ і $t_1.$
Натомість можна припустити, що (б) у ранніший момент $t_0$ дві температури були рівними між собою і термалізація не відбувалася. У випадку (а) в інтервалі між $t_0$ і $t_1$ ентропія зростає, так що в момент $t_0$ ступінь різноманітності вищий, ніж у момент $t_1$, і особлива природа Всесвіту в момент $t_0$ має дивувати ще більше, ніж така в момент $t_1$. Ситуація стала ще гіршою! У випадку (б) проблема особливого характеру Всесвіту в момент $t_0$ виглядає принаймні не складнішою, ніж у момент $t_1$. В обох випадках ми ніяк не можемо пояснити загадку особливого характеру Всесвіту, однак видно, що залучення міркувань про термалізацію до цієї проблеми виявляється більш ніж
марним!

А як стоїть справа з однорідністю (і плоскістю) Всесвіту? Тут основний аргумент інфляційної теорії полягає в такому. Саме експоненціальне розширення у фазі інфляції робить Всесвіт однорідним (і просторово плоским). Знову фундаментальне непорозуміння. Ідея, здається, полягає в тому, що, якщо ми стартуємо з деякого «первісного» стану, то «розтягувальна дія» експоненціального розширення у фазі інфляції має згладити неоднорідності цього початкового стану. Щоб дізнатися, чи можливий такий процес, ми повинні, звичайно, мати певне уявлення про те, який вигляд могла б мати «первісна» геометрія. Важливе припущення полягає в тому, що такий стан має бути гладким у деякому малому масштабі.

Однак, наприклад, фрактальні множини ніколи не згладжуються, незалежно від того, наскільки їх розтягнуто. Згадаймо множину Мандельброта. Мабуть, вона виглядає тим менш гладкою, чим більше її збільшити.

Однак я чую нарікання читача: це ж усього лише виверт — так, можливо, й існують якісь патологічні ситуації, у яких розтягування не приводить до згладжування, але в загальному реалістичному випадку ми не повинні очікувати чогось подібного.

На жаль, це зовсім не очевидно; щось фрактальне (або щось гірше) майже
напевно має бути присутнім у вихідному стані. Якою б не була ця початкова сингулярна структура, ми не можемо очікувати, що вона згладиться просто тому, що фізика допускає процеси інфляції. Чому? Причина зовсім не в технічних подробицях, вона полягає в хибному припущенні, що наш реальний Всесвіт починався зі стану, який не міг виникнути внаслідок дії Другого закону. Якщо ми хочемо зрозуміти, який вигляд міг би мати такий вихідний стан, слід
розглянути кінцеві стадії колапсу замкнутого Всесвіту на кшталт того, а потім обернути плин часу.

Мішанина в конденсованій сингулярності чорної діри є станом, який, будучи оберненим у часі, міг би описувати Великий вибух. Звичайно, я не вимагаю, щоб читач миттєво зрозумів і прийняв таку складну геометрію фрактального типу в стані Великого вибуху! У мене є власна реальна концепція з цього приводу, і я не думаю, що з нею добре знайомий хтось інший. Але нам і не потрібно заглиблюватися в деталі цієї геометрії. Щоб зрозуміти її суть, розгляньмо яку-небудь модель Всесвіту, що колапсує, яку можна побудувати, виходячи з деякого сильно невпорядкованого початкового розширеного.

Вона має колапсувати в щось, і справді, як випливає з точних
математичних теорем, колапс призведе до деякої просторово-часової
сингулярності. Якщо тепер у нашій моделі обернути час назад (припускаючи, що динамічні закони симетричні в часі), ми отримаємо еволюцію, яка починається із сингулярності досить загального вигляду, і це не залежить від вибору конкретного виду невпорядкованості Всесвіту. Цілком можливо, що в такій еволюції не буде жодної інфляції, хоча наші обернені в часі фізичні закони допускають можливість інфляції. Річ у тім, що незалежно від того, чи має місце інфляція, фізична можливість інфляційного періоду не допомагає переконатися, що еволюція з вихідної сингулярності приводить до однорідного (або просторово плоского) Всесвіту. Спробуймо зрозуміти, у чому насправді полягає проблема. У момент Великого вибуху Всесвіт перебував у дуже специфічному стані. Це випливає з Другого закону термодинаміки, якщо рухатися назад у часі до самого початку.

Усі процеси термалізації визначаються Другим законом і тому не можуть пояснити ні причин існування Другого закону, ні вельми особливого характеру Всесвіту на самому початку. Ба більше, усі процеси спонтанного порушення симетрії та всі фазові переходи (які необхідні для інфляції) відбуваються лише з люб’язного дозволу Другого закону. Ці процеси не пояснюють Другого закону — вони користуються ним. Крім того, усі серйозні розрахунки в інфляційній космології припускають просторово-часову геометрію типу $FLRW$, а це не дозволяє дізнатися, що мало відбуватися у вихідному стані. Якщо ми хочемо зрозуміти, чому Всесвіт спочатку перебував у вельми специфічному, надзвичайно однорідному стані, ми повинні звернутися до зовсім інших аргументів, ніж ті, на які спирається інфляційна космологія.

Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.