А. С.: На самом деле статья достаточно простая. И короткая, всего четыре страницы. А у Гута — страниц 20.
Б. Ш.: Зато у него, вероятно, большую часть составляет легко читаемая дискуссия. Кстати, а в твоей модели как обстоит дело с выходом из инфляции?
А. С.: Выход благополучный и вполне элегантный. Тот же самый механизм квантовых флуктуаций, который дает спектр возмущений, он же обеспечивает и «выгорание» вакуума с большой плотностью энергии — его переход в частицы. Не нужно искать специального механизма, он уже есть. Это, кстати, было одной из целей — я искал не только сценарий с решением де Ситтера, но и как из него элегантней выйти в фазу Большого взрыва — горячей фридмановской Вселенной.
Б. Ш.: Ты всё говоришь про спектры возмущений и что они были главной твоей целью. Но как основополагающая работа по этой части известна статья Вячеслава Муханова и Геннадия Чибисова 1981 года — вроде бы они посчитали спектр…
А. С.: Да, а чью модель они использовали? Я уже сказал, что без последовательной модели спектр возмущений материи правильно посчитать нельзя.
Б. Ш.: Ну, твою. Правильно ли я понимаю, что плоский спектр скалярных возмущений далеко не так очевиден, как для гравитационных? И что главное достижение Муханова с Чибисовым, в том что они доказали, что и тут спектр близок к плоскому?
А. С.: Они еще описали отклонение спектра от плоского — именно то, что сейчас видят WMAP и «Планк». Тот самый параметр ns, который, по новым данным, чуть отличается от единицы, как они и предсказали. Точнее, они получили зависимость наклона спектра N от числа раздуваний в e раз, произошедших от рождения неоднородностей до конца инфляции. Для интересующих нас возмущений, которые дали крупномасштабную структуру, N где-то в районе 50-60. То есть они родились с размерами всего на несколько порядков больше планковского и должны были увеличиться за время инфляции в е60 раз, чтобы к настоящему времени стать размером в мегапарсеки. Чтобы посчитать точный спектр, требуется довольно много технической работы, и они сделали ее быстрей меня.
Кстати, они упростили себе работу, не рассматривая, что происходит с возмущениями после конца инфляционной стадии и до выхода на стадию доминирования излучения, и считая их постоянными. Эта гипотеза естественна, но верна не всегда (опять-таки, модель Гута 1981 года — это пример, когда это не так). Для того, чтобы доказать эту гипотезу, нужно сначала строго вывести уравнения для возмущений в моей модели во всех ее режимах, а не только в инфляционном. Это было сделано только в моей работе 1981 года уже после выхода статьи Муханова и Чибисова. Тем самым задним числом гипотеза, на которой основана их статья, была доказана — черновая, но необходимая работа. Кроме того, они посчитали только скалярные моды (возмущения плотности энергии) — гравитационные волны позже посчитал я, обобщив свою статью 1979 года на случай неэйнштейновской теории гравитации, к которой относится моя модель. Это оказалось очень важным сейчас, когда из данных WMAP и «Планк» извлекли верхний предел на амплитуду первичных гравитационных волн. Он исключает некоторые другие модели, имеющие такую же величину ns, в том числе самую простую инфляционную модель со скалярным полем — просто со свободным массивным полем, но оставляет допустимой мою модель.
Б. Ш.: Ты говоришь, подход Гута понятней для физиков частиц. Я по своему воспитанию и ментальности тоже, скорее, физик частиц, и рассуждения в терминах инфляции за счет скалярного поля мне ближе по духу, чем твоя модификация уравнений Эйнштейна с добавлением члена, пропорционального R2 . Твоя модель, как выяснилось, эквивалентна варианту со скалярным полем в режиме «медленного скатывания», который придумали позже. У меня такой вопрос: какой именно потенциал скалярного поля надо взять, чтобы получить полную тождественность с твоей моделью?
А. С.: Примерно как квадрат гиперболического тангенса. Это при положительных значениях эффективного поля, а при отрицательных потенциал растет экспоненциально. Вблизи нуля это будет квадратичная зависимость, а потом она выполаживается в сторону положительных значений, что очень благоприятствует медленному скатыванию.
Рис. 40.3. Потенциал поля инфлатона, дающего эффект, эквивалентный модели Старобинского