|
В первом случае переход происходит медленно и постепенно, во втором случае он будет быстрым и внезапным. В обоих случаях, если есть сколь угодно слабая утечка или малейший шанс прорыва, через достаточно длительное время вся вода окажется в канаве. Точно так же наша Вселенная может перейти из состояния ложного вакуума в состояние истинного. При этом какое-то время Вселенная проведет в состоянии ложного вакуума, в этот период плотность ее энергии будет больше, чем в конечном состоянии. Эта дополнительная плотность энергии и будет работать временно исполняющим обязанности космологической постоянной, но недолго.
Если говорить еще точнее, то картина может выглядеть чуть иначе. Состояния истинного и ложного вакуума могут меняться в процессе эволюции Вселенной. Скажем, сразу после Большого взрыва Вселенная находилась в состоянии, соответствующем минимуму плотности энергии вакуума. По мере ее расширения и понижения температуры появилось другое состояние, в котором плотность энергии вакуума через некоторое время стала меньше, чем в исходном состоянии Вселенной. Переход в него мог произойти либо путем квантового туннелирования, либо в виде классического перехода. Проиллюстрируем это на примере, в котором «ложный» и «истинный» вакуум отличаются величиной некоего скалярного поля. Пусть плотность энергии вакуума W зависит от некоего скалярного поля φ. Зависимость W(φ) всегда симметрична относительно знака φ, но ее форма зависит и от температуры. При сверхвысоких температурах эта зависимость, показанная на рис. 3.5, качественно похожа на параболу и имеет минимум в точке φ = 0. При понижении температуры (по-прежнему очень высокой, существенно превышающей шуточные оценки температуры в аду) эта зависимость может превратиться в зависимость, в котором глобальный минимум соответствует ненулевому значению параметра φ. Понятно, что будет два минимума, соответствующих значениям φ = ± φ0. Есть два варианта перехода в это состояние, схематически изображенные на рис. 3.6 и 3.7. В первом варианте исходный минимум φ= 0 остается локальным минимумом. В этом случае Вселенная может перейти в новое состояние только путем квантового туннельного перехода, так как между двумя минимумами есть потенциальный барьер. Во втором варианте исходный минимум становится локальным максимумом, и тогда Вселенная может «скатиться» в любой из двух минимумов классическим образом. Другой вариант, появившийся немного позже (Линде, 1990), основывался на предположении, что Вселенная в момент образования содержала какое-то массивное скалярное поле. Это поле затухло к моменту окончания инфляции, но до этого момента его величина уменьшалась очень медленно. При этом оно оказывало на пространство-время воздействие, близкое к космологической постоянной. Медленное затухание поля обеспечивалось быстрым расширением Вселенной и описывалось соответствующим решением уравнения Эйнштейна. Естественно, рассматривались и другие причины появления инфляционной стадии, в том числе и весьма экзотические. Упомянем одну из таких версий. В некоторых теориях элементарных частиц получается, что наше пространство-время кроме четырех привычных для нас измерений (три пространственные координаты и время) содержит еще некоторое количество дополнительных пространственных измерений, которые мы не можем обнаружить экспериментально. Один из вариантов теории струн, называемый М-теорией, предсказывает существование 11 измерений, из которых 7 – скрытые. Физики рассматривают вариант, при котором Вселенная сразу после рождения имела большее количество пространственных измерений, причем дополнительные измерения не отличались от привычных для нас измерений. Затем последовал период, когда Вселенная экспоненциально расширялась по трем привычным для нас измерениям (это и есть инфляция) и экспоненциально сжималась вдоль остальных семи пространственных измерений. |
