Введение

Проблема космологической тонкой настройки

Проблема плоскости (также известная как проблема старости) — это проблема космологической тонкой настройки в рамках модели Большого взрыва Вселенной. Эти проблемы возникают из наблюдения, что некоторые из начальных условий Вселенной, по-видимому, точно подогнаны под очень "специфические" значения, и даже небольшие отклонения от этих значений привели бы к радикальным последствиям для облика Вселенной в настоящее время. В случае проблемы плоскости, параметром, который кажется точно настроенным, является плотность материи и энергии во Вселенной. Это значение влияет на кривизну пространства-времени, и для плоской Вселенной требуется очень конкретное критическое значение. Наблюдения показывают, что текущая плотность Вселенной очень близка к этому критическому значению. Поскольку любое отклонение общей плотности от критического значения экспоненциально возрастает с течением космического времени, ранняя Вселенная должна была иметь плотность, ещё более близкую к критической, отклоняясь от неё не более чем на одну часть в 10⁶² или меньше. Это заставляет космологов задаваться вопросом, каким образом начальная плотность оказалась настолько точно подогнана к этому "специфическому" значению. Впервые об этой проблеме упомянул Роберт Дикке в 1969 году. Наиболее общепринятым решением среди космологов является космическая инфляция — идея о том, что Вселенная пережила кратковременный период чрезвычайно быстрого расширения в первые доли секунды после Большого взрыва. Наряду с проблемой магнитных монополей и проблемой горизонта, проблема плоскости является одной из трёх основных причин, обосновывающих инфляционную теорию.

Последствия

Это крошечное значение лежит в основе проблемы плоскостности. Если бы начальная плотность Вселенной могла принимать любое значение, то обнаружение того, что она настолько точно "настроена" на критическое значение, представлялось бы крайне удивительным. Действительно, даже незначительное отклонение Ω от 1 в ранней Вселенной было бы усилено за миллиарды лет расширения, что привело бы к современной плотности, сильно отличающейся от критической. В случае превышения плотности это привело бы к тому, что Вселенная перестала бы расширяться и коллапсировала бы в Большое Сжатие (противоположность Большому Взрыву, при котором вся материя и энергия вернулись бы в чрезвычайно плотное состояние) всего за несколько лет или меньше; в случае недостатка плотности она расширялась бы настолько быстро и становилась бы настолько разреженной, что вскоре казалась бы практически пустой, и гравитации было бы недостаточно, чтобы вызвать коллапс материи и формирование галактик, что привело бы к Большому Заморожению. В любом случае, Вселенная не содержала бы сложных структур, таких как галактики, звезды, планеты и любая форма жизни. Эта проблема модели Большого Взрыва была впервые отмечена Робертом Дикке в 1969 году, и она послужила стимулом для поиска объяснения, почему плотность должна принимать именно такое конкретное значение.

Решение проблемы

Некоторые космологи согласились с Дикком, что проблема плоскостности была серьезной и требовала фундаментального объяснения того, почему плотность так близка к критической. Однако существовала и точка зрения, отрицавшая саму постановку проблемы, утверждая, что поскольку Вселенная должна иметь определенную плотность, она вполне может быть близкой к критической, а не далекой от нее, и что рассуждения о причине какого-либо конкретного значения выходят "за рамки науки".

После инфляции

Хотя инфляционная теория считается весьма успешной, и представленные в её поддержку доказательства убедительны, она не получила всеобщего признания: космологи признают наличие пробелов в теории и открыты для возможности того, что будущие наблюдения могут её опровергнуть. В частности, в отсутствие каких-либо надёжных данных о природе поля, вызывающего инфляцию, было предложено множество различных версий теории. Многие из них содержат параметры или начальные условия, требующие собственной тонкой настройки, а также обращения к гравитации, производству частиц в осциллирующей Вселенной и использованию байесовского статистического подхода для утверждения об отсутствии проблемы. Последний аргумент, предложенный, например, Эвраром и Коулсом, заключается в том, что представление о том, что Ω, близкое к 1, является «маловероятным», основано на предположениях о вероятном распределении параметра, которые не всегда оправданы. Несмотря на продолжающиеся исследования, инфляция остаётся наиболее распространённым объяснением проблемы плоскостности. В частности, помимо идеи о том, что Ω не является подходящим параметром в данном контексте, были выдвинуты и другие аргументы против проблемы плоскостности: если Вселенная в будущем коллапсирует, то проблема плоскостности «существует», но лишь в течение относительно короткого времени, поэтому типичный наблюдатель не ожидает измерить значение Ω, существенно отличающееся от 1; в случае Вселенной, расширяющейся вечно с положительной космологической постоянной, тонкая настройка необходима не только для достижения (почти) плоской Вселенной, но и для её предотвращения.

Теория Эйнштейна и Картана

Проблема плоскостности естественным образом решается теорией гравитации Эйнштейна — Картана — Сциамы — Киббла, без необходимости в экзотических формах материи, требуемых в инфляционной теории. Эта теория расширяет общую теорию относительности, снимая ограничение на симметрию аффинной связи и рассматривая её антисимметричную часть, тензор кручения, как динамическую переменную. Она не имеет свободных параметров. Учёт кручения обеспечивает корректный закон сохранения полного (орбитального и собственного) углового момента материи в гравитационном поле. Минимальное взаимодействие между кручением и дираковскими спинорами, удовлетворяющими нелинейному уравнению Дирака, порождает спин-спиновое взаимодействие, значимое в фермионной материи при экстремально высоких плотностях. Это взаимодействие предотвращает нефизическую сингулярность Большого взрыва, заменяя её отскоком в конечном минимальном масштабе, предшествующем стадии сжатия Вселенной. Быстрое расширение, последовавшее за Большим отскоком, объясняет, почему современная Вселенная в самых больших масштабах выглядит пространственно плоской, однородной и изотропной. С уменьшением плотности Вселенной эффекты кручения ослабевают, и Вселенная плавно переходит в эпоху, доминирующую излучением.