Космологическая инфляция


ИНФЛЯЦИО́ННАЯ МОДЕ́ЛЬ ВСЕЛЕ́Н­НОЙ, кос­мо­ло­гич. мо­дель, пред­по­ла­гаю­щая, что на са­мом ран­нем эта­пе эво­лю­ции Все­лен­ной, ко­гда её воз­раст со­став­лял от 10–43 с до 10–37 с, Все­лен­ная пре­тер­пе­ла ко­лос­саль­ное рас­ши­ре­ние, ко­то­рое при­ве­ло к экс­по­нен­ци­аль­но­му рос­ту всех про­стран­ст­вен­ных мас­шта­бов. Тер­мин «ин­фля­ция» в кос­мо­ло­гии обо­зна­ча­ет бы­ст­рый рост мас­шта­бов, при ко­то­ром ско­рость рос­та про­пор­цио­наль­на зна­че­нию са­мо­го мас­шта­ба. Этот тер­мин очень точ­но опи­сы­ва­ет ха­рак­тер рас­ши­ре­ния ран­ней Все­лен­ной.

Рас­ши­ре­ние Все­лен­ной бы­ло твёр­до ус­та­нов­ле­но уже в сер. 20 в., од­на­ко при­чи­ны, при­вед­шие к не­му, ос­та­ва­лись не­из­вест­ны­ми. Стан­дарт­ная кос­мо­ло­гич. мо­дель Фрид­ма­на не мог­ла от­ве­тить на во­прос о фи­зич. при­чи­нах рас­ши­ре­ния Все­лен­ной. Най­ти от­вет уда­лось лишь в кон. 20 в., при­ме­нив к опи­са­нию ран­ней Все­лен­ной но­вей­шие ре­зуль­та­ты фи­зи­ки эле­мен­тар­ных час­тиц.


Ещё до воз­ник­но­ве­ния тер­ми­на «И. м. В.» осн. свой­ст­ва этой мо­де­ли бы­ли ис­сле­до­ва­ны рос. фи­зи­ка­ми В. А. Ру­ба­ко­вым и А. А. Ста­ро­бин­ским (кон. 1970-х гг.). Пер­вая И. м. В. бы­ла соз­да­на рос. фи­зи­ком А. Д. Лин­де. Боль­шой вклад в ис­сле­до­ва­ние на­блю­да­тель­ных про­яв­ле­ний ран­ней Все­лен­ной вне­сли рос. фи­зи­ки и кос­мо­ло­ги А. Г. До­рош­кевич, Я. Б. Зель­до­вич, В. Н. Лу­каш, М. В. Са­жин, Д. П. Ску­ла­чёв, И. А. Стру­ков и др.

Со­глас­но И. м. В., вско­ре по­сле ро­ж­де­ния Все­лен­ной (т. н. Боль­шо­го взры­ва) на­сту­пи­ла ин­фля­ци­он­ная ста­дия. Она ха­рак­те­ри­зу­ет­ся ре­ля­ти­ви­ст­ским от­ри­ца­тель­ным дав­ле­ни­ем, при ко­то­ром ме­няют­ся фи­зич. за­ко­ны обыч­ной тео­рии гра­ви­та­ции: ве­ще­ст­во ста­но­вит­ся не ис­точ­ни­ком при­тя­же­ния, а ис­точ­ни­ком от­тал­ки­ва­ния. На этой ста­дии объ­ём Все­лен­ной уве­ли­чи­ва­ет­ся во мно­го раз, в ре­зуль­та­те че­го вся совр. Все­лен­ная ока­зы­ва­ет­ся в од­ной при­чин­но свя­зан­ной об­лас­ти, и урав­ни­ва­ют­ся ки­не­тич. энер­гия рас­ши­ре­ния Все­лен­ной и её по­тен­ци­аль­ная энер­гия. Из-за дей­ст­вия сил от­тал­ки­ва­ния Все­лен­ная «раз­го­ня­ет­ся» и при­об­ре­та­ет боль­шую ки­не­тич. энер­гию, ко­то­рая в даль­ней­шем про­яв­ля­ет­ся в ви­де хабб­лов­ско­го рас­ши­ре­ния по инер­ции.


Имею­щим­ся на­блю­да­тель­ным дан­ным точ­нее все­го со­от­вет­ст­ву­ет тео­рия хао­ти­че­ской, или веч­ной, ин­фля­ции, пред­ло­жен­ная А. Д. Лин­де. Со­глас­но этой тео­рии, Все­лен­ная за­пол­не­на осо­бым ви­дом ма­те­рии (т. н. ска­ляр­ным по­лем), об­ла­даю­щим пре­дель­но боль­шой плот­но­стью и ре­ля­ти­ви­ст­ским от­ри­ца­тель­ным дав­ле­ни­ем. В мо­де­ли хао­тич. ин­фля­ции объ­ём Все­лен­ной по­сто­ян­но рас­тёт и вы­де­ля­ют­ся при­чин­но свя­зан­ные до­ме­ны, в ко­то­рых ин­фля­ция за­кан­чи­ва­ет­ся, по­сколь­ку со­стоя­ние ве­ще­ст­ва с от­ри­цатель­ным дав­ле­ни­ем не­ус­той­чи­во. При этом вся по­тен­ци­аль­ная энер­гия, за­па­сён­ная в cкалярном по­ле, вы­де­ля­ет­ся в ви­де эле­мен­тар­ных час­тиц и их те­п­ло­вой энер­гии – об­ра­зу­ет­ся го­ря­чая плаз­ма. Так с окон­ча­ни­ем эпо­хи ин­фля­ции ро­ж­да­ет­ся обыч­ная ма­те­рия.

В тех до­ме­нах, где ин­фля­ция за­кон­чи­лась, на­чи­на­ет­ся эво­лю­ция Все­лен­ной по за­ко­нам, от­кры­тым А. А. Фрид­ма­ном. Т. о., со­глас­но ин­фля­ци­он­ной мо­де­ли, Все­лен­ная раз­би­ва­ет­ся на мно­го при­чин­но не­свя­зан­ных об­лас­тей, и ка­ж­дую та­кую об­ласть мож­но рас­смат­ри­вать как отд. «ми­ни-все­лен­ную». Со­во­куп­ность всех «ми­ни-все­лен­ных» со­став­ля­ет «муль­ти­лен­ную».


На ста­дии ин­фля­ции из кван­то­вых флук­туа­ций ска­ляр­но­го по­ля ро­ж­да­ют­ся воз­му­ще­ния плот­но­сти. Кван­то­вые флук­туа­ции, ко­то­рые обыч­но про­яв­ля­ют­ся толь­ко в мик­ро­ско­пич. мас­шта­бах, в экс­по­нен­ци­аль­норас­ши­ряю­щей­сяВсе­ленной бы­ст­ро уве­ли­чи­ва­ют свою дли­ну и ам­пли­ту­ду и ста­но­вят­ся кос­мо­ло­ги­че­ски зна­чи­мы­ми. По­это­му мож­но ска­зать, что ско­п­ле­ния га­лак­тик и са­ми га­лак­ти­ки яв­ля­ют­ся мак­ро­ско­пич. про­яв­ле­ния­ми кван­то­вых флук­туа­ций. И. м. В. пред­ска­зы­ва­ет вид спек­тра этих флук­туа­ций, под­твер­ждён­ный на­блю­де­ния­ми круп­но­мас­штаб­ной струк­ту­ры Все­лен­ной и ани­зо­тро­пии ре­лик­то­во­го из­лу­че­ния.

Источник: bigenc.ru

С чего все началось

Теория Большого взрыва на протяжении многих лет показывала себя весьма успешно — в частности, учитывая то, что она была подтверждена посредством открытия реликтового излучения (микроволнового фона). Однако, несмотря на большой успех этой теории в объяснении большинства аспектов, наблюдаемых во

Вселенной, оставались три проблемы:

  • Проблема гомогенности, или почему Вселенная была настолько равномерной спустя всего секунду после Большого взрыва;
  • Проблема плоскостности;
  • Предсказанное перепроизводство магнитных монополей.

Модель Большого взрыва вроде как предсказывала искривленную Вселенную, в которой энергия распределялась неравномерно и в которой было множество магнитных монополей. Однако ничто из этого не соответствовало данным.

Космологическая инфляция
Алан Гут / © Annette Boutellier

Физик Алан Гут впервые узнал о проблеме плоскостности на лекции Роберта Дика в Корнеллском университете в 1978-м. В последующие годы Гут применял к сложившейся ситуации концепции из физики частиц и разработал инфляционную модель ранней Вселенной.

Двадцать третьего января 1980 года Гут представил полученные данные на лекции в Национальной ускорительной лаборатории SLAC. Его революционная идея заключалась в том, что принципы квантовой физики из самого сердца физики частиц можно применить к ранним моментам возникновения Большого взрыва. По его данным, Вселенная должна была обладать высокой плотностью энергии. В соответствии с термодинамикой, плотность Вселенной должна была заставить ее расширяться с невероятной скоростью.

По сути, согласно новой на тот момент модели, Вселенная должна была возникнуть в «ложном вакууме» и в отсутствие механизма Хиггса (другими словами, бозон Хиггса не существовал). Она должна была пройти через процесс переохлаждения в поисках стабильного низкоэнергетического состояния («истинного вакуума», в котором работает механизм Хиггса) — и именно это запустило период быстрого расширения.


Насколько быстрого? Как гласит модель, Вселенная увеличивалась вдвое каждые 10-35 секунд. Таким образом, в первые 10-30 секунд после Большого взрыва она бы успела удвоиться в размерах 100 тысяч раз, а этого более чем достаточно, чтобы объяснить проблему плоскостности. Даже если у Вселенной была некая кривизна в самом начале, такая степень расширения привела бы к тому, что сегодня все выглядело бы плоским. (Заметьте, размера Земли достаточно, чтобы она выглядела для нас плоской, хотя мы знаем, что поверхность, на которой мы стоим, изогнута и образует сферический объект).

Космологическая инфляция
Квантовые флуктуации, происходящие во время инфляции, действительно растягиваются по Вселенной. В своем крупномасштабном проявлении инфляция приводит к тому, что Вселенная становится плоской и теряет свою раннюю кривизну / © E. Siegel/Beyond the Galaxy

К тому же энергия распределена настолько равномерно из-за того, что в самом начале мы были очень маленькой частью Вселенной, которая расширилась настолько быстро, что даже если там и были значительные неравномерности в распределении энергии, они были бы слишком далеко от нас, чтобы мы могли их заметить или ощутить. Это, в свою очередь, служит решением проблемы гомогенности.

Развитие теории


Как утверждает сам Алан Гут, проблемой теории было то, что, как только инфляция запустилась, ей пришлось бы продолжаться бесконечно. Ученые не видели намеков на какой-то отчетливый механизм «отключения» этого процесса.

Кроме того, если пространство постоянно расширялось с такой скоростью, то ранее высказанная Сидни Коулманом идея не сработала бы. Коулман предсказал, что при фазовых переходах в ранней Вселенной образовывались маленькие пузыри, которые объединялись друг с другом. При наличии инфляции пузыри отдалялись бы друг от друга слишком быстро, не успевая объединиться.

На эту проблему обратил внимание советский физик Андрей Линде. Он изучил ее и выяснил, что существует иная интерпретация, предоставляющая решение этой проблемы. В то же время — это были все еще 1980-е годы — по другую сторону железного занавеса Андреас Альбрехт и Пол Стейнхардт самостоятельно пришли к похожему решению.

Космологическая инфляция
Андрей Линде / © L.A. Cicero

Все дело в том, что в изначальной модели Гута допускалось возникновение более одной инфляционной области, которые, в свою очередь, могли сталкиваться. В таком случае получался беспорядочный космос, в котором излучение и вещество обладают неоднородной плотностью. Это совсем не соответствовало тому, что наблюдалось в реальности. Линде, Альбрехт и Стейнхардт изменили уравнение скалярного поля — и все обрело смысл. Согласно этому решению, наша наблюдаемая Вселенная произошла из одного вакуумного пузыря, который отделился от других инфляционных областей пространства. Речь идет о невообразимо — по всем меркам — огромных расстояниях.

Такая разная теория инфляции


У инфляционной теории есть несколько названий. Например, космологическая инфляция, космическая инфляция, инфляция, старая инфляция (так называют оригинальную версию теории Алана Гута), новая инфляционная теория (модель, разработанная Линде, Альбрехтом и Стейнхардтом).

Также есть два близких варианта теории: хаотическая теория инфляции и вечная инфляция. В этих теориях механизм инфляции не просто случился однажды — сразу после Большого взрыва, — а происходит снова и снова в разных регионах пространства. Эти модели предполагают быстрорастущее число «пузырьковых вселенных», являющихся частью Мультиверса, или Мультивселенной. Некоторые физики отмечают, что эти предсказания присутствуют во всех версиях инфляционной модели Вселенной, и поэтому не считают их разными теориями.

Источник: naked-science.ru

Отрицательное давление

И эти идеи не замедлили появиться. Главной из них была гипотеза, согласно которой в космическом пространстве помимо вещества и излучения существует скалярное поле (или поля), создающее отрицательное давление.
кая ситуация выглядит парадоксальной, однако же она встречается в повседневной жизни. Система с положительным давлением, например сжатый газ, при расширении теряет энергию и охлаждается. Эластичная лента, напротив, пребывает в состоянии с отрицательным давлением, ведь, в отличие от газа, она стремится не расшириться, а сжаться. Если такую ленту быстро растянуть, она нагреется и ее тепловая энергия возрастет. При расширении Вселенной поле с отрицательным давлением копит энергию, которая, высвобождаясь, способна породить частицы и кванты света.

Космологическая инфляция Локальная геометрия вселенной определяется безразмерным параметром Ω: если он меньше единицы, вселенная будет гиперболической (открытой), если больше — сферической (закрытой), а если в точности равен единице — плоской. Даже очень небольшие отклонения от единицы со временем могут привести к значительному изменению этого параметра. На иллюстрации синим показан график параметра для нашей Вселенной.


Отрицательное давление может иметь различную величину. Но существует особый случай, когда оно равно плотности космической энергии с обратным знаком. При таком раскладе эта плотность остается постоянной при расширении пространства, поскольку отрицательное давление компенсирует растущее «разрежение» частиц и световых квантов. Из уравнений Фридмана-Леметра следует, что Вселенная в этом случае расширяется экспоненциально.

Гипотеза экспоненциального расширения позволяет разрешить все три проблемы, приведенные выше. Предположим, что Вселенная возникла из крошечного «пузырька» сильно искривленного пространства, который претерпел превращение, наделившее пространство отрицательным давлением и тем заставившее его расширяться по экспоненциальному закону. Естественно, что после исчезновения этого давления Вселенная возвратится к прежнему «нормальному» расширению.

Космологическая инфляция

Решение проблем

Будем считать, что радиус Вселенной перед выходом на экспоненту всего на несколько порядков превышал планковскую длину, 10-35 м.
ли в экспоненциальной фазе он вырастет, скажем, в 1050 раз, то к ее концу достигнет тысяч световых лет. Каким бы ни было отличие параметра кривизны пространства от единицы до начала расширения, к его концу оно уменьшится в 10-100 раз, то есть пространство станет идеально плоским!

Аналогично решается проблема монополей. Если топологические дефекты, ставшие их предшественниками, возникли до или даже в процессе экспоненциального расширения, то к его концу они должны отдалиться друг от друга на исполинские расстояния. С тех пор Вселенная еще изрядно расширилась, и плотность монополей упала практически до нуля. Вычисления показывают, что даже если исследовать космический кубик с ребром в миллиард световых лет, то там с высочайшей степенью вероятности не найдется ни единого монополя.

Космологическая инфляция

Гипотеза экспоненциального расширения подсказывает и простое избавление от проблемы горизонта. Предположим, что размер зародышевого «пузырька», положившего начало нашей Вселенной, не превышал пути, который успел пройти свет после Большого взрыва. В этом случае в нем могло установиться тепловое равновесие, обеспечившее равенство температур по всему объему, которое сохранилось при экспоненциальном расширении. Подобное объяснение присутствует во многих учебниках космологии, однако можно обойтись и без него.

Из одного пузыря

На рубеже 1970−1980-х несколько теоретиков, первым из которых стал советский физик Алексей Старобинский, рассмотрели модели ранней эволюции Вселенной с короткой стадией экспоненциального расширения. В 1981 году американец Алан Гут опубликовал работу, привлекшую к этой идее всеобщее внимание. Он первым понял, что подобное расширение (скорее всего, завершившееся на возрастной отметке в 10-34 с) снимает проблему монополей, которыми он поначалу и занимался, и указывает путь к разрешению неувязок с плоской геометрией и горизонтом. Гут красиво назвал такое расширение космологической инфляцией, и этот термин стал общепринятым.

Космологическая инфляция Нормальное расширение со скоростями, меньшими скорости света, приводит к тому, что вся Вселенная рано или поздно будет находиться внутри нашего горизонта событий. Инфляционное расширение со скоростями, значительно превышающими скорость света, привело к тому, что нашему наблюдению доступна лишь малая часть Вселенной, образовавшейся при Большом Взрыве. Это позволяет решить проблему горизонта и объяснить одинаковую температуру реликтового излучения, приходящего из различных точек небосвода.

Но модель Гута все же имела серьезный недостаток. Она допускала возникновение множества инфляционных областей, претерпевающих столкновения друг с другом. Это вело к формированию сильно неупорядоченного космоса с неоднородной плотностью вещества и излучения, который совершенно не похож на реальное космическое пространство. Однако вскоре Андрей Линде из Физического института Академии наук (ФИАН), а чуть позже Андреас Альбрехт с Полом Стейнхардтом из Университета Пенсильвании показали, что если изменить уравнение скалярного поля, то все становится на свои места. Отсюда следовал сценарий, по которому вся наша наблюдаемая Вселенная возникла из одного вакуумного пузыря, отделенного от других инфляционных областей непредставимо большими расстояниями.

Хаотическая инфляция

В 1983 году Андрей Линде совершил очередной прорыв, разработав теорию хаотической инфляции, которая позволила объяснить и состав Вселенной, и однородность реликтового излучения. Во время инфляции любые предшествующие неоднородности скалярного поля растягиваются настолько, что практически исчезают. На завершающем этапе инфляции это поле начинает быстро осциллировать вблизи минимума своей потенциальной энергии. При этом в изобилии рождаются частицы и фотоны, которые интенсивно взаимодействуют друг с другом и достигают равновесной температуры. Так что по окончании инфляции мы имеем плоскую горячую Вселенную, которая затем расширяется уже по сценарию Большого взрыва. Этот механизм объясняет, почему сегодня мы наблюдаем реликтовое излучение с мизерными колебаниями температуры, которые можно приписать квантовым флуктуациям в первой фазе существования Вселенной. Таким образом, теория хаотической инфляции разрешила проблему горизонта и без допущения, что до начала экспоненциального расширения зародышевая Вселенная пребывала в состоянии теплового равновесия.

Космологическая инфляция

Согласно модели Линде, распределение вещества и излучения в пространстве после инфляции просто обязано быть почти идеально однородным, за исключением следов первичных квантовых флуктуаций. Эти флуктуации породили локальные колебания плотности, которые со временем дали начало галактическим скоплениям и разделяющим их космическим пустотам. Очень важно, что без инфляционного «растяжения» флуктуации оказались бы слишком слабыми и не смогли бы стать зародышами галактик. В общем, инфляционный механизм обладает чрезвычайно мощной и универсальной космологической креативностью — если угодно, предстает в качестве вселенского демиурга. Так что заглавие этой статьи — отнюдь не преувеличение.

В масштабах порядка сотых долей величины Вселенной (сейчас это сотни мегапарсек) ее состав был и остается однородным и изотропным. Однако на шкале всего космоса однородность исчезает. Инфляция прекращается водной области и начинается в другой, и так до бесконечности. Это самовоспроизводящийся бесконечный процесс, порождающий ветвящееся множество миров — Мультивселенную. Одни и те же фундаментальные физические законы могут там реализоваться в различных ипостасях — к примеру, внутриядерные силы и заряд электрона в других вселенных могут оказаться отличными от наших. Эту фантастическую картину в настоящее время на полном серьезе обсуждают и физики, и космологи.

Космологическая инфляция Увеличивающаяся сфера демонстрирует решение проблемы плоской Вселенной в рамках инфляционной космологии. По мере роста радиуса сферы выбранный участок ее поверхности становится все более и более плоским. Точно таким же образом экспоненциальное расширение пространства-времени на этапе инфляции привело к тому, что сейчас наша Вселенная является почти плоской.

Борьба идей

«Основные идеи инфляционного сценария были сформулированы три десятка лет назад, — объясняет «ПМ» один из авторов инфляционной космологии, профессор Стэнфордского университета Андрей Линде. — После этого главной задачей стала разработка реалистических теорий, основанных на этих идеях, но только критерии реалистичности не раз изменялись. В 1980-х доминировало мнение, что инфляцию удастся понять с помощью моделей Великого объединения. Потом надежды растаяли, и инфляцию стали интерпретировать в контексте теории супергравитации, а позднее — теории суперструн. Однако такой путь оказался очень нелегким. Во‑первых, обе эти теории используют чрезвычайно сложную математику, а во-вторых, они так устроены, что реализовать с их помощью инфляционный сценарий весьма и весьма непросто. Поэтому прогресс здесь оказался довольно медленным. В 2000 году трое японских ученых с немалым трудом получили в рамках теории супергравитации модель хаотической инфляции, которую я придумал почти на 20 лет раньше. Спустя три года мы в Стэнфорде сделали работу, которая показала принципиальную возможность конструирования инфляционных моделей с помощью теории суперструн и объясняла на ее основе четырехмерность нашего мира. Конкретно, мы выяснили, что так можно получить вакуумное состояние с положительной космологической постоянной, которое необходимо для запуска инфляции. Наш подход с успехом развили другие ученые, и это весьма способствовало прогрессу космологии. Сейчас понятно, что теория суперструн допускает существование гигантского количества вакуумных состояний, дающих начало экспоненциальному расширению Вселенной.

Космологическая инфляция

Теперь следует сделать еще один шаг и понять устройство нашей Вселенной. Эти работы ведутся, но встречают огромные технические трудности, и что получится в результате, пока не ясно. Мои коллеги и я последние два года занимаемся семейством гибридных моделей, которые опираются и на суперструны, и на супергравитацию. Прогресс есть, мы уже способны описать многие реально существующие вещи. Например, мы близки к пониманию того, почему сейчас столь невелика плотность энергии вакуума, которая всего втрое превышает плотность частиц и излучения. Но необходимо двигаться дальше. Мы с нетерпением ожидаем результатов наблюдений космической обсерватории Planck, которая измеряет спектральные характеристики реликтового излучения с очень высоким разрешением. Не исключено, что показания ее приборов пустят под нож целые классы инфляционных моделей и дадут стимул к развитию альтернативных теорий».

Космологическая инфляция Модель космологической инфляции, решающая многие неувязки теории Большого Взрыва, утверждает, что за очень короткое время размер пузырька, из которой образовалась наша Вселенная, увеличился в 1050 раз. После этого Вселенная продолжила расширяться, но уже значительно медленнее.

Инфляционная космология может похвастаться немалым числом замечательных достижений. Она предсказала плоскую геометрию нашей Вселенной задолго до того, как этот факт подтвердили астрономы и астрофизики. Вплоть до конца 1990-х считалось, что при полном учете всего вещества Вселенной численная величина параметра не превышает 1/3. Понадобилось открыть темную энергию, чтобы удостовериться, что эта величина практически равна единице, как и следует из инфляционного сценария. Были предсказаны колебания температуры реликтового излучения и заранее вычислен их спектр. Подобных примеров немало. Попытки опровергнуть инфляционную теорию предпринимались неоднократно, но это никому не удалось. Кроме того, как считает Андрей Линде, в последние годы сложилась концепция множественности вселенных, формирование которой вполне можно назвать научной революцией: «Несмотря на свою незавершенность, она становится частью культуры нового поколения физиков и космологов».

Космологическая инфляция

Наравне с эволюцией

«Инфляционная парадигма реализована сейчас во множестве вариантов, среди которых нет признанного лидера, — говорит директор Института космологии при университете Тафтса Александр Виленкин. — Моделей много, но никто не знает, которая из них правильная. Поэтому говорить о каком-то драматическом прогрессе, достигнутом в последние годы, я бы не стал. Да и сложностей пока хватает. Например, не совсем понятно, как сравнивать вероятности событий, предсказанных той или иной моделью. В вечной вселенной любое событие должно происходить бесчисленное множество раз. Так что для вычисления вероятностей надо сравнивать бесконечности, а это очень непросто. Также существует нерешенная проблема начала инфляции. Скорее всего, без него не обойтись, но еще не понятно, как к нему подобраться. И все же у инфляционной картины мира нет серьезных конкурентов. Я бы сравнил ее с теорией Дарвина, которая поначалу тоже имела множество неувязок. Однако альтернативы у нее так и не появилось, и в конце концов она завоевала признание ученых. Мне кажется, что и концепция космологической инфляции прекрасно справится со всеми трудностями».

Источник: www.PopMech.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.