Самовоспроизводящаяся Инфляционная Вселенная

А. Линде

The Self-Reproducing Inflationary Universe

(Самовоспроизводящаяся Инфляционная Вселенная)

Статья в журнале Scientific American, 1994,
перевод и вставки красного цвета И.М. Капитонова

Недавние версии инфляционного сценария описывают Вселенную как самовоспроизводящуюся структуру, которая рождает другие вселенные

    Если я и мои коллеги правы, мы можем скоро распрощаться с идеей, что наша Вселенная была одним огненным шаром (ball) созданным в результате Большого взрыва. Мы исследуем новую теорию, основанную на возникшем 15 лет назад (1979 г.) взгляде, что Вселенная прошла через стадию инфляции. В течение этого времени, как утверждает эта теория, космос приобрел экспоненциально большие размеры за бесконечно малую долю секунды. После завершения этого периода Вселенная продолжила свою эволюцию согласно модели Большого взрыва. По мере улучшения инфляционного сценария его разработчики открыли удивительные следствия. Одно из них состоит в фундаментальном изменении того, как нам видится космос. Последние версии инфляционной теории утверждают, что вместо того чтобы быть одним расширяющимся огненным шаром Вселенная – это огромный, растущий фрактал. Он состоит из множества инфляционных шаров, производящих новые шары, которые в свою очередь производят другие шары и так далее. Космологи не произвольно придумали это довольно специфическое видение Вселенной. Несколько учёных, вначале в России, а позже в США, предложили инфляционные гипотезы, которые стали фундаментом новой теории. При этом удалось решить некоторые проблемы, оставленные старой идеей Большого взрыва.
    В своей стандартной форме теория Большого взрыва утверждает, что Вселенная родилась около 15 миллиардов лет назад из космологической сингулярности – состояния, в котором температура и плотность бесконечно велики. Конечно, нельзя реально говорить в физических терминах о бесконечных величинах. Обычно считают, что текущие физические законы не применимы в этом случае. Они применимы после того, как плотность падает ниже планковской (10⁹⁴ г/см³).
    По мере расширения Вселенной она постепенно охлаждалась. Остатки первородного космического огня по-прежнему окружают нас в виде микроволнового фонового реликтового излучения (MBR – microwave background radiation). Это излучение указывает на то, что температура Вселенной снизилась до 2.7 градусов Кельвина. В 1965 г. открытие этого радиационного фона by Arno A. Penzias and Robert W. Wilson из лаборатории Белла обеспечило признание теории Большого взрыва как выдающейся космологической теории. Теория Большого взрыва также объяснила распространенность водорода, гелия и других элементов во Вселенной.
    По мере того как исследователи разрабатывали инфляционную теорию, они вскрыли ряд сложных проблем. Например, стандартная теория Большого взрыва в сочетании с современной теорией элементарных частиц, предсказывает существование многих сверхтяжелых частиц, несущих магнитный заряд, т.е. объектов, которые имеют только один магнитный полюс. Эти магнитные монополи должны иметь типичную массу в 10¹⁶ раз больше массы протона, или примерно 0.00001 миллиграммов. Согласно стандартной теории Большого взрыва монополи возникают очень рано в эволюционирующей Вселенной и должны теперь быть примерно в том же количестве, как протоны. В этом случае, средняя плотность материи во Вселенной должна быть на 15 порядков величины больше, чем ее текущая плотность, которая составляет около 10^-29 г/см³.
    Эта и другие загадки заставили физиков посмотреть внимательнее на основные предположения, лежащие в основе стандартной космологической теории. И мы нашли среди них много весьма сомнительных. Я рассмотрю шесть наиболее трудных. Первая и главная проблема – это само существование Большого взрыва. Можно задаться вопросом: что было до этого? Если пространство-время не существовало тогда, как всё появляется из ничего? Что возникло первым: Вселенная или законы, определяющие её эволюцию? Объяснение этой начальной сингулярности – где и когда всё началось – остаётся наиболее неподатливой проблемой современной космологии.

    Второе тревожное пятно это то, что пространство плоское. Общая теория относительности считает, что пространство может быть очень искривленным с типичным радиусом ≈ планковской длины (≈10^-33 см). Мы видим, однако, что наша Вселенная плоская на шкале 10²⁸ см (радиус наблюдаемой части Вселенной). Этот результат отличается от теоретических ожиданий больше чем на 60 порядков величины.
Подобное расхождение между теорией и наблюдениями относится и к размеру Вселенной (третья проблема). Космологические данные показывают, что «наша» часть Вселенной содержит 10⁸⁰ элементарных частиц (нуклоны и электроны). Почему Вселенная так велика? Если принять, что Вселенная имела типичный начальный планковский размер и планковскую плотность, то можно на основе стандартной модели Большого взрыва вычислить, как много частиц такая Вселенная может содержать. Ответ довольно неожиданный: Вселенная должна содержать 1 элементарную частицу, максимум 10 (?). Таким образом, такая Вселенная не в состоянии вместить даже одного читателя Scientific American, который состоит из около 10²⁹ элементарных частиц. Очевидно, что-то не так с этой теорией.
    Четвёртая проблема относится ко времени расширения. В своей стандартной форме теория Большого взрыва предполагает, что все части Вселенной начали расширяться одновременно. Но как могли различные части Вселенной синхронизовать начало расширения? Кто дал команду?
    Пятая (проблема) касается распределения материи во Вселенной. На очень большой шкале Вселенная однородна. Через более чем 10 миллиардов световых лет её распределение отличается от однородного менее чем на одну часть от 10 000 (10⁻⁴). В течение долгого времени никто не имел идею, почему Вселенная так однородна. Но те, кто не имеет идею, иногда имеют принципы (перефразированный Эйнштейн). Один из краеугольных камней стандартной космологии – «космологический принцип», который утверждает однородность Вселенной. Но он мало помогает, так как Вселенная содержит важные отклонения от однородности – звёзды, галактики, и другие агломераты материи. Поэтому нужно объяснить однородность Вселенной и одновременно предложить механизм возникновения галактик.
    Наконец имеется то, что я называю проблемой уникальности Вселенной (шестая проблема). Сущность этой проблемы в словах Эйнштейна: «Что действительно интересует меня – имел ли Бог какой-нибудь выбор при создании мира?». Действительно, слабые изменения в физических константах заставляют Вселенную полностью измениться. Например, многие популярные теории элементарных частиц предполагают, что пространство-время вначале имело значительно больше, чем 4 размерности (3 координаты + время). Для того, чтобы приложить теоретические вычисления к миру, в котором мы живём, эти модели утверждают, что «лишние» размерности «компактифицированы» или свёрнуты в малое пространство и засунуты прочь. Но можно задаться вопросом, почему компактификация остановилась на 4-размерностях, а не на 2-х или пяти.
    Более того, способ, которым другие размерности свёртываются, существенны для определения значения констант природы и масс частиц. В некоторых теориях компактификация может возникать миллиардами различных способов. Несколько лет назад казалось довольно бессмысленным спрашивать, почему пространство-время 4-х мерно, почему гравитационная постоянная так мала, и почему протон почти в 2000 раз тяжелее электрона. Теперь развитие теории элементарных частиц делает ответы на эти вопросы критическими для понимания конструкции нашего мира.
    Все эти (и многие неупомянутые) проблемы вызывают чрезвычайное недоумение. Что ободряет так это то, что многие из этих загадок можно разрешить в рамках теории самовоспроизводящейся инфляционной Вселенной.
    Основные черты инфляционного сценария коренятся в физике элементарных частиц. Поэтому совершим краткий экскурс в эту область, в частности, в теорию объединённых слабых и электромагнитных взаимодействий. Обе эти силы проявляют себя через частицы. Фотоны являются посредником электромагнитных сил; W и Z частицы ответственны за слабую силу. Но в то время как фотоны безмассовы, W и Z-частицы очень тяжелые. Чтобы объединить слабые и электромагнитные взаимодействия, несмотря на очевидные различия между фотонами и W и Z-частицами, физики ввели так называемые скалярные поля.

    Хотя скалярные поля не предмет повседневной жизни, знакомая аналогия существует. Это электростатический потенциал – напряжение в цепи тока, например. Электрическое поле проявляет себя, только если потенциал неоднороден (не одинаков), как между полюсами батареи или, если он меняется со временем. Если он одинаков везде (скажем 110 в), то никто его не замечает. Этот потенциал просто другое вакуумное состояние. Подобно этому скалярное поле выглядит как вакуум. Мы его не видим, даже если окружены им.
    Эти скалярные поля заполняют Вселенную и проявляют себя лишь через свойства элементарных частиц. Если скалярное поле взаимодействует с W, Z, то они становятся тяжёлыми. Частицы, которые не взаимодействуют со скалярным полем, как фотоны, остаются лёгкими.
    Чтобы описать физику элементарных частиц, физики, поэтому, начали с теории, в которой все частицы изначально лёгкие и в которой нет фундаментальных различий между слабым и электромагнитным взаимодействием. Эти различия появляются позже, когда Вселенная расширяется и заполняется различными скалярными полями. Процесс, в котором фундаментальные силы разделяются, называется нарушением (breaking) симметрии. Особое значение скалярного поля, которое появляется во Вселенной, определяется положением минимума её потенциальной энергии.
    Скалярные поля играют решающую роль в космологии, так же как и в физике элементарных частиц. Они обеспечивают механизм, который генерирует быструю инфляцию Вселенной. В самом деле, согласно общей теории относительности Вселенная расширяется со скоростью (приблизительно) пропорциональной квадратному корню из её плотности. Если Вселенная заполнена обычной материей, тогда плотность быстро уменьшается с расширением Вселенной. Поэтому расширение Вселенной должно быстро замедляться по мере падения плотности. Но из-за эквивалентности массы и энергии, установленной Эйнштейном, потенциальная энергия скалярного поля также даёт вклад в расширение. В определённых случаях эта энергия уменьшается значительно медленнее, чем плотность обычной материи.
    Приблизительное постоянство (persistance) этой энергии (её медленное уменьшение) может вести к стадии экстремально быстрого расширения или инфляции Вселенной. Эта возможность возникает, даже если рассматривать простейшую версию теории скалярного поля. В этой версии потенциальная энергия достигает минимума в точке, где скалярное поле исчезает. В этом случае, чем больше скалярное поле, тем больше его потенциальная энергия. Согласно общей теории относительности энергия скалярного поля должна вызывать очень быстрое расширение Вселенной. Расширение замедляется тогда, когда скалярное поле достигает минимума своей потенциальной энергии.
    Одна возможность представить эту ситуацию – шар, скатывающийся по стенке большой миски. Дно миски – минимум энергии. Положение шара соответствует значению скалярного поля. Конечно, уравнения, описывающие движение (изменение) скалярного поля в расширяющейся Вселенной, отчасти сложнее, чем для шара в пустой миске. Они содержат дополнительный член трения или вязкости. Это трение похоже на чёрную патоку в миске. Вязкость этой жидкости зависит от энергии поля. Чем выше шар, тем толще слой жидкости. Поэтому, если поле вначале очень большое, то энергия падала экстремально медленно.
    Инертность энергетического падения скалярного поля решающим образом влияет на скорость расширения. Падение было таким постепенным, что потенциальная энергия скалярного поля оставалась почти постоянной по мере расширения Вселенной. Это сильно контрастирует с обычной материей, плотность которой быстро падает с расширением Вселенной. Благодаря большой энергии скалярного поля Вселенная продолжала расширяться со скоростью больше, чем предсказывалось доинфляционными космологическими теориями. Размер Вселенной в этом режиме растёт экспоненциально.
    Стадия самоподдерживающейся, экспоненциально быстрой инфляции продолжается недолго. Её длительность ≈10^-35 сек. Когда энергия поля снижается, вязкость почти исчезает и инфляция заканчивается. Подобно шару, достигающему дна миски, скалярное поле начинает осциллировать вблизи минимума её потенциальной энергии. В процессе этой осцилляции оно теряет энергию, отдавая её на образование элементарных частиц. Эти частицы взаимодействуют друг с другом и, в конце концов, устанавливается равновесная температура. Начиная с этого момента стандартная теория Большого взрыва может описать дальнейшую эволюцию Вселенной.
      Главное различие между инфляционной теорией и старой космологией выясняется при вычислении размера Вселенной в конце инфляции. Даже, если Вселенная в начале инфляции имела размер 10^-33 см (планковский размер), после 10^-35 сек инфляции её размер становится немыслимо огромным. Согласно некоторым инфляционным моделям этот размер становится

см, т.е. единица с триллионом нулей. Это число зависит от модели, но в большинстве из них этот размер на много порядков больше размера наблюдаемой Вселенной (10²⁸ см).
Этот огромный (инфляционный) спурт немедленно решает большинство проблем старой космологической теории. Наша Вселенная – гладкая и однородная, потому что все неоднородности растянуты в

раз. Плотность первичных магнитных монополей и других «нежелательных» дефектов становится экспоненциально разбавленной. (Недавно мы нашли, что монополи могут вызывать самоинфляцию и таким образом эффективно выталкивать себя из наблюдаемой Вселенной). Вселенная становится так велика, что мы сейчас видим только крошечную её долю. Вот почему, подобно малой части поверхности огромного подверженного инфляции баллона, наша часть Вселенной выглядит плоской. Вот почему нам не нужно требовать, чтобы все части Вселенной начали расширяться одновременно. Один домен самых малых возможных размеров (10^-33 см) более чем достаточен, чтобы произвести всё, что мы сейчас видим.
    Инфляционная теория не всегда выглядела такой концептуально простой. Попытки получить стадию экспоненциального расширения Вселенной имеют давнюю историю. К сожалению, из-за политических барьеров эта история только частично известна американским читателям.
    Первая реалистическая версия инфляционной теории была создана Алексеем Старобинским (Институт теоретической физики им. Ландау) в 1979 г. Модель Старобинского произвела сенсацию среди российских астрофизиков, и в течение двух лет она оставалась главной темой обсуждения на всех конференциях по космологии в Советском Союзе. Эта модель довольно сложна и основана на теории аномалий в квантовой гравитации. Она не сказала много о том, как инфляция начинается.
    В 1981 г. Алан Гус (Alan H Guth, Массачусэтс, США) предположил, что горячая Вселенная на некоторой промежуточной стадии могла расширяться экспоненциально. Его модель возникла из теории, которая интерпретирует развитие ранней Вселенной как серию фазовых переходов. Это последняя теория была предложена в 1972 г. Давидом Киржницем и мной (Андреем Линде). Согласно этой идее по мере расширения и охлаждения Вселенной она конденсируется в различных формах. Водяной пар подвергается таким фазовым переходам. По мере охлаждения пар конденсируется в воду, которая, если продолжить охлаждение, становится льдом.
    Идея Гуса требовала, чтобы инфляция возникала, когда Вселенная была в нестабильном, переохлаждённом состоянии. Переохлаждение является обычным в процессе фазового перехода. Например, вода при подходящих обстоятельствах остаётся жидкой и при t^o < 0^o C. Конечно, переохлаждённая вода, в конце концов, замерзает. Это событие соответствует концу инфляционного периода. Идея использовать переохлаждение для решения многих проблем модели Большого взрыва была очень привлекательной. К сожалению, как сам Гус указал, постинфляционная Вселенная в его сценарии становится экстремально неоднородной. После исследования своей модели в течение года он, наконец, отказался от неё в своей статье с Еrick J. Weinberg из Колумбийского университета.
    В 1982 г. я ввёл так называемый новый инфляционный сценарий Вселенной, который Andreas Albrecht и Paul J. Steinhardt из университета Пенсильвании также позже открыли (см. «The Inflationary Universe» by Alan H. Guth and Paul J. Steinhardt, SCIENTIFIC AMERICAN, May 1984). Этот сценарий «справился» с главными проблемами модели Гуса. Но она всё ещё оставалась довольно сложной и не очень реалистичной.
    Только год позже я осознал, что инфляция это естественно возникающая черта многих теорий элементарных частиц, включающих простейшую модель скалярного поля, обсуждавшуюся выше. Не нужны эффекты квантовой гравитации, фазовых переходов, переохлаждения и даже стандартного предположения, что Вселенная первоначально была горячей. Достаточно рассмотреть все возможные сорта и значения скалярного поля в ранней Вселенной и затем проверить, есть ли среди них те, которые ведут к инфляции. Те места (Вселенной), где инфляция не возникает, остаются малыми. Те домены, где инфляция имеет место, становятся экспоненциально большими и доминирующими в общем объёме Вселенной. Из-за того, что скалярное поле может принять произвольное значение в ранней Вселенной, я назвал этот сценарий хаотической инфляцией.
    Во многих отношениях хаотическая инфляция так проста, что трудно понять, почему эта идея не была открыта быстрее. Я думаю, что причина чисто философская. Блестящие успехи теории Большого взрыва гипнотизировали космологов. Мы предполагали, что полная Вселенная была создана в один и тот же момент, что вначале она была горячей, и что скалярное поле вначале находилось вблизи минимума своей потенциальной энергии. Как только мы начали ослаблять эти предположения, мы немедленно нашли, что инфляция не экзотическое явление, придуманное теоретиками для решения своих проблем. Это общий режим, который возникает в широком классе теорий элементарных частиц.
      Это быстрое растяжение Вселенной может одновременно решить много трудных космологических проблем и может показаться слишком хорошим, чтобы быть правдой. В самом деле, если все неоднородности были сглажены растяжением, как образуются галактики? Ответ в том, что пока удаляются ранее образованные неоднородности, инфляция в то же время создаёт новые.
      Эти неоднородности возникают от квантовых эффектов. Согласно квантовой механике пустое пространство не полностью пустое. Вакуум заполнен малыми квантовыми флуктуациями. Эти флуктуации могут рассматриваться как волны или как волнистость физических полей. Волны имеют все возможные длины и двигаются во всех направлениях. Мы не можем детектировать эти волны, потому что они живут очень мало и микроскопические.
      В инфляционной Вселенной структура вакуума становится даже более сложной. Инфляция быстро растягивает волны. Как только длина волны становится достаточно большой, эта волнистость начинает чувствовать кривизну Вселенной. В этот момент растяжение волн останавливается из-за вязкости скалярного поля (напомним, что уравнение, описывающее поле, содержит член трения).
    Первыми вымораживаются флуктуации, которые имеют большие длины волн. По мере того, как Вселенная расширяется, новые флуктуации становятся более растянутыми и вымораживаются на вершине других вымороженных волн. На этой стадии мы не можем назвать больше эти волны квантовыми флуктуациями. Большинство их имеют экстремально большие длины волн. Так как эти волны не двигаются и не исчезают, они увеличивают значение скалярного поля в некоторых областях и уменьшают в других, создавая, таким образом, неоднородности. Эти возмущения в скалярном поле вызывают возмущения плотности во Вселенной, что является ключевым для последующего образования галактик.
    Вдобавок к объяснению многих черт нашего мира инфляционная теория делает несколько важных и тестируемых предсказаний. Во-первых, Вселенная должна быть экстремально плоской. Эта плоскостность может быть экспериментально проверена, так как плотность Вселенной связана просто со скоростью её расширения. До сих пор наблюдаемые данные в соответствии с этим предсказанием.
      Другое проверяемое предсказание связано с возмущениями плотности, произведёнными в течение инфляции. Эти возмущения плотности действуют на распределение материи во Вселенной. Более того, они могут сопровождаться гравитационными волнами. И возмущения плотности и гравитационные волны накладывают отпечаток на микроволновое реликтовое излучение (МВR). Они передают температуре этого излучения слабые различия в различных местах неба. Эти неоднородности точно такие, какие найдены 2 года назад спутником Cosmic Background Explorer(COBE) и это подтверждено рядом более поздних экспериментов.
      Хотя результаты СОВЕ согласуются с предсказаниями инфляции, было бы преждевременно заявить, что СОВЕ подтверждает инфляционную теорию. Но определённо, правда, что результаты спутника на текущем уровне точности могли бы опровергнуть большинство инфляционных моделей, но это не случилось. В настоящее время ни одна другая теория не может объяснить, почему Вселенная так однородна, и всё ещё предсказать «рябь пространства», открытую СОВЕ.
      Тем не менее, мы должны держать ум открытым. Существует возможность, что некоторые новые наблюдательные данные могут противоречить инфляционной космологии. Например, если бы наблюдательные данные сказали нам, что плотность Вселенной значительно отличается от критической, которая соответствует плоской Выселенной, то инфляционная космология столкнулась бы с реальным вызовом (можно разрешить и эту проблему, если она появится, но это довольно сложно).
      Другое осложнение имеет чисто теоретическую природу. Инфляционные модели основаны на теории элементарных частиц, а эта теория сама полностью не сформирована. Некоторые версии этой теории (особенно теория суперструн) автоматически не ведут к инфляции. Вытаскивание инфляции из моделей суперструн может потребовать радикально новых идей. Мы должны определённо продолжать исследование альтернативных космологических теорий. Многие космологи, однако, верят, что инфляция, или что-то очень подобное ей, абсолютно необходимы для конструирования последовательной космологической теории. Инфляционная теория сама изменяется по мере того, как теория физики частиц быстро эволюционирует. Список новых моделей включает расширенную инфляцию, естественную инфляцию, гибридную инфляцию и многое другое. Каждая модель имеет уникальные черты, которые можно проверить через наблюдения или эксперименты. Большинство, однако, основано на идее хаотической инфляции.
      Здесь мы подходим к наиболее интересной части нашей теории, к теории вечно существующей самовоспроизводящейся Вселенной. Эта теория довольно общая, но выглядит особенно многообещающей и ведёт к наиболее драматическим следствиям в контексте хаотического инфляционного сценария.
      Как я уже упоминал, можно представить квантовые флуктуации скалярного поля в инфляционной Вселенной как волны. Они вначале двигаются во всевозможных направлениях и затем замораживаются одна на вершине другой. Каждая вымороженная волна слабо увеличивает скалярное поле в одних местах Вселенной и уменьшает в других.
    Теперь рассмотрим те места Вселенной, где эти вновь вымороженные волны настойчиво (persistently, т.е. несколько раз подряд) увеличили скалярное поле. Такие области экстремально редки, но всё ещё существуют. И они могут быть экстремально важны. Эти редкие домены Вселенной, где поле прыгнуло вверх достаточно высоко, начнут экспоненциально расширяться с всегда увеличивающейся скоростью. Чем выше прыгнуло скалярное поле, тем расширение быстрее. Очень скоро эти редкие домены приобретут много бòльшие объёмы, чем другие.
    Из этой (инфляционной) теории следует, что если Вселенная содержит, по крайней мере, один инфляционный домен достаточно большого размера, она начнёт непрерывно производить новые инфляционные домены. Инфляция в каждой точке может кончиться быстро, но много других мест будут продолжать расширяться. Полный объём всех этих доменов будет расти без конца. По существу, одна инфляционная Вселенная рождает другие инфляционные пузыри, которые в свою очередь рождают другие (см. картинку в конце).
    Этот процесс, который я назвал вечной (eternal) инфляцией, идёт как цепная реакция, производя фракталоподобную картину Вселенной. В этом сценарии Вселенная, как целое, бессмертна. Каждая часть Вселенной может произойти из сингулярности где-то в прошлом и может закончиться сингулярностью где-то в будущем. Однако, нет конца эволюции всей Вселенной.
    Ситуация с самым началом (very beginning) менее определённая. Есть шанс, что все части Вселенной были созданы одновременно в начальной сингулярности Большого взрыва. Необходимость этого предположения, однако, больше не очевидна. Более того, полное число инфляционных пузырей в нашем космическом дереве растёт экспоненциально со временем. Поэтому большинство пузырей (включая нашу собственную часть Вселенной) вырастает неопределённо далеко от ствола этого дерева. Хотя этот сценарий делает существование начального Большого взрыва почти ненужным (неуместным), для всех практических целей можно рассматривать момент образования каждого инфляционного пузыря как новый Большой взрыв. Из этой перспективы следует, что инфляция – не часть теории Большой взрыва, как думали 15 лет назад. Напротив, Большой взрыв – часть инфляционной модели.
      Думая о процессе самовоспроизведения Вселенных, мы не можем избежать художественных аналогий, однако, они могут быть поверхностными. Можно интересоваться, если этот процесс таков, то, что случится со всеми нами? Мы рождены некоторое время назад. В конце концов, мы умрём и целый мир наших душ, чувствований и памяти исчезнет. Но были те, кто жил до нас, будут те, кто будет жить после, и человечество в целом, если оно достаточно умно, может жить долго.
Инфляционная теория предполагает, что подобный процесс может возникать во Вселенной. Может возникнуть некий оптимизм из знания того, что даже если наша цивилизация умрёт, будут другие места во Вселенной, где жизнь возникнет снова и снова во всех своих возможных формах.
Могут ли дела быть даже более любопытными? Да. До сих пор мы рассматривали простейшую инфляционную теорию с одним скалярным полем, которое имеет только один минимум потенциальной энергии. Между тем, реалистические модели элементарных частиц предсказывают (обсуждают) много сортов скалярных полей. Например, в объединённых теориях слабого, сильного и электромагнитного взаимодействий существует, по крайней мере, два других скалярных поля. Потенциальная энергия этих скалярных полей может иметь несколько различных минимумов. Это обстоятельство означает, что подобная теория может иметь дело с различными вакуумными состояниями, отвечающими различным типам нарушения симметрий между фундаментальными взаимодействиями и, как результат, с различными законами низкоэнергичной физики. (Взаимодействия частиц при экстремально больших энергиях не зависят от нарушений симметрий).
Такие сложности в скалярном поле означают, что после инфляции Вселенная может оказаться разделённой на экспоненциально большие домены, которые отличаются законами низкоэнергичной физики. Заметим, что это деление возникает, даже если полная Вселенная первоначально родилась в одном состоянии, соответствующем одному частному минимуму потенциальной энергии. В самом деле, большие квантовые флуктуации могут заставлять скалярное пле выпрыгивать из их минимумов. То есть они могут перебрасывать шары из одних мисок в другие. Каждая миска соответствует альтернативным законам взаимодействия частиц. В некоторых инфляционных моделях квантовые флуктуации так велики, что даже число размерностей пространства и времени может меняться.
      Если эта модель правильна, то одна физика не может обеспечить полное объяснение всех свойств нашего участка Вселенной. Та же физическая теория может дать большие части Вселенной, которые имеют различные свойства. Согласно этому сценарию мы обнаруживаем себя внутри 4-х мерного домена с нашим типом физических законов не потому, что домены с различной размерностью и альтернативными свойствами невозможны или неправдоподобны, а просто потому, что наш сорт жизни невозможен в других доменах.
      Означает ли это, что понимание всех свойств нашей области Вселенной потребует, кроме знания физики, глубокого исследования нашей собственной природы, возможно даже включая природу нашего сознания? Этот вывод определённо один из наиболее неожиданных, которые могут возникнуть из недавнего развития инфляционной космологии.
      Эволюция инфляционной теории приводит к возникновению совершенно новой космологической парадигмы, которая отличается значительно от старой теории Большого взрыва и даже от первых версий инфляционного сценария.
    В ней Вселенная оказывается и хаотической и однородной, расширяющейся и стационарной. Наш космический дом растёт, флуктуирует и вечно воспроизводит сам себя во всевозможных формах, как бы приспособляя себя ко всем возможным типам жизни, которые он может поддерживать.
    Некоторые части новой теории, мы надеемся, останутся с нами на годы. Многие другие должны будут значительно модифицированы, чтобы подходить под новые экспериментальные данные и новые изменения в теории элементарных частиц. Кажется, однако, что последние 15 лет развития космологии необратимо изменили наше понимание структуры и судьбы Вселенной и нашего собственного места в ней.