Кроме того, речь пойдет о вещах, которые потребуются нам при рассмотрении следующего этапа развертывания космоса — формирования звезд и галактик.
Послесвечение
По мере стремительного растягивания ранней Вселенной ее обжигающий жар распространялся все шире, постепенно снижая интенсивность и остывая4. Физики еще в 1940-е гг., задолго до появления инфляционной теории, поняли, что изначальный жар, уменьшенный пространственным расширением до мягкого свечения, должен и сегодня пронизывать Вселенную. Этот замечательный космологический пережиток, получивший название «реликтовое излучение» (или, на формальном языке физики, «космическое микроволновое фоновое излучение»), впервые зарегистрировали в 1960-е гг. исследователи Лаборатории Белла Арно Пензиас и Роберт Вильсон. Их новейшая телекоммуникационная антенна незапланированно приняла пронизывающее пространство рассеянное излучение с температурой всего на 2,7° выше абсолютного нуля. Если в 1960-е гг. вы уже жили на свете, вы, возможно, тоже принимали это излучение. Часть шума, который в те годы можно было видеть на экране телевизора после окончания вещания, объяснялась именно этим пережитком Большого взрыва.
Инфляционная космология уточняет предсказание послесвечения с учетом квантовой механики — законов, разработанных в первые десятилетия XX в. для описания физических процессов, которые разыгрываются в микромире. Поскольку мы говорим обо всей Вселенной — а она большая, — вы можете подумать, что квантовая физика, сосредоточенная на всем маленьком, здесь ни при чем. И если бы не инфляционная космология, то ваша интуиция была бы совершенно права. Но как растягивание эластичного полотна дает возможность рассмотреть особенности переплетения его нитей, так и растягивание пространства в результате инфляционного взрывного расширения вскрывает квантовые черты, надежно скрытые в микромире. В сущности, инфляционное расширение проникает в микромир и растягивает квантовые черты буквально на все небо.
Самый значительный квантовый эффект — тот самый, с которого начался необратимый разрыв с классической традицией, — квантовомеханический принцип неопределенности. Этот принцип, открытый в 1927 г. немецким физиком Вернером Гейзенбергом, продемонстрировал, что в мире существуют такие величины — к примеру, координаты и скорость частицы, — которые, по твердому уверению классического физика образца Исаака Ньютона, можно определить с абсолютной точностью, но которые, по представлениям квантового физика, обременены квантовой расплывчатостью, делающей их неопределенными. Это как если бы классическая традиция рассматривала мир сквозь прозрачные полированные очки, которые приводят все физические черты к идеально резкому фокусу, тогда как очки, примеряемые в квантовой перспективе, страдают неустранимой мутностью. В крупных масштабах мира нашего обыденного опыта квантовый туман слишком разрежен, чтобы влиять на наше зрение, так что классическая и квантовая перспективы почти неразличимы. Но чем мельче зондируемые объекты, тем более мутными становятся квантовые линзы и тем более расплывчатым — вид.