Разрешив проблемы стандартной фридмановской космологии, инфляция, как ранняя стадия в эволюции Вселенной, стала общепризнанной. Впервые эти идеи были высказаны в 1979–1980 годах в работах известного космолога Алексея Старобинского. К настоящему времени существует масса вариантов возникновения и развития инфляции, детали и следствия этого периода эволюции Вселенной очень активно изучаются.
Кроме решения проблем фридмановской космологии, инфляция снимает вопрос: что и почему «взорвалось»? Ничего не взорвалось! Это инфляция разогнала вещество до огромных скоростей. После прекращения инфляции вещество разбегается «по инерции» и фридмановским законам. Таким образом, понятие Большого взрыва в современной интерпретации обычно означает период от образования квантового «зародыша» до завершения инфляции, хотя иногда определяют и более продолжительный период.
Конец инфляционного расширения соответствует моменту прекращения действия механизма, обеспечивающего существование эффективной космологической постоянной.
Современное ускоренное расширение
Таким образом, с помощью инфляции модели Фридмана были подправлены на ранних стадиях развития Вселенной. Казалось бы, решив проблемы фридмановской космологии, можно было успокоиться. Но не тут-то было. В 1998 году два независимых коллектива исследовали удаленные сверхновые с целью измерения скорости расширения Вселенной. Одна из них, под руководством Сола Перлмуттера, приступила к работе в 1988 году, другая, возглавляемая Брайаном Шмидтом, подключилась к исследованиям в 1994 году. Результат был чрезвычайно неожиданным – оказалось, что Вселенная находится в режиме ускоренного расширения.
Позднее другие группы независимыми методами подтвердили этот результат, так что в настоящее время он не вызывает сомнений. За это открытие Нобелевская премия по физике 2011 года вручена американцу Солу Перлмуттеру, австралийцу Брайану Шмидту и американцу Адаму Рису. Итак, космологическое сообщество стало перед необходимостью подправить и поздние стадии эволюции фридмановских моделей.
Теперь эволюция масштабного фактора выглядит схематически так, как на рис. 9.8. До планковского времени t>1 = 10>–43 с была эпоха квантового пространства-времени, о которой мы ничего не знаем, в этот момент появилось классическое пространство-время и началась инфляция, которая продолжалась примерно до момента t>2 ~ 10>–35 с, но и эта оценка приблизительная. Затем наступила фридмановская стадия, которая продолжалась по разным оценкам до t>3 ~ 7–9 млрд лет, после чего начинается современное ускоренное расширение, которое мы и наблюдаем в наше время