Недавно была предложена новая независимая проверка инфляционной теории. Если инфляция приводит к удвоению размера Вселенной примерно каждые 10–38 секунд, то в самом начале пространство просматривалось лишь на 10^>–38 световых секунд или на 3 × 10^>–28 см. Это крошечное расстояние и, в силу квантово-механического принципа неопределенности Гейзенберга, из-за этого в геометрии пространства-времени возникают флуктуации (рябь), которые, согласно теории Эйнштейна, распространяются со скоростью света. Речь идет о гравитационных волнах. Они должны оставлять характерный вихревой узор на фоне поляризации РИ, который, в принципе, можно измерить. До сих пор найти его не удалось. Пределы возможностей спутника «Планк», а также наземных экспериментов BICEP2 и в обсерватории Кека недостаточны даже для проверки простейшей модели хаотической инфляции Линде. Амплитуда возникающих при этом гравитационных волн зависит от точной формы того склона, по которому мы катимся (см. рис. 23.4). Команда «Планка» считает, что инфляционная модель наилучшим образом согласуется с расчетами Алексея Старобинского, согласно которым к концу инфляционной эпохи Вселенная удваивается в размерах каждые 10^>–38 секунд, тогда как в простейшей модели Линде она увеличивается в 5 раз каждые 10^>–39 секунд. Если бы расширение было именно таким, то есть в 6 раз менее бурным, оно давало бы гравитационные волны с амплитудой вшестеро слабее, явно гораздо ниже современного верхнего предела. Ряд экспериментов, проводимых как при помощи высотных аэростатов, так и на поверхности земли, в том числе в Антарктиде, призваны дополнительно снизить имеющиеся погрешности и проверить инфляционные модели. Астрономам не терпится увидеть, откроют ли эти эксперименты новое окно в раннюю историю Вселенной.

Если говорить о современной Вселенной, одним из первых астрономов, занимавшихся космологией в XX веке, был Жорж Леметр. В 1931 году он предложил модель, в которой Вселенная началась с Большого взрыва и расширялась по фридмановскому принципу, пока не достигла инерционного этапа, когда космологическая постоянная практически полностью уравновешивает плотность материи и некоторое время стремится к эйнштейновской стационарной модели, а затем продолжает расширение. По мере разрежения материи космологическая постоянная начинает доминировать во Вселенной. Пространственно-временная схема такой модели снизу выглядит как часть мячика (фридмановская модель), затем как цилиндр (эйнштейновский стационарный этап) и, наконец, как раструб (этап деситтеровского пространства). Леметр все описал верно, кроме «инерционного» этапа в середине. Леметр первым рассчитал скорость расширения Вселенной, совместив хаббловские расчеты расстояний до галактик и данные о красном смещении, полученные Слайфером. Именно он первым предположил, что космологическую постоянную Эйнштейна следует трактовать как состояние вакуума с положительной плотностью энергии и отрицательным давлением. Весьма неплохо для отдельно взятой научной карьеры!

Инфляция очень успешно объясняет структуру наблюдаемой Вселенной. Мы на самом деле не знаем, как началась инфляция, поскольку инфляция «забывает» о своих исходных условиях при экспоненциальном расширении Вселенной, и исходные компоненты Вселенной размывая любые исходные компоненты. Но есть некоторые соображения о том, как могла начаться инфляция.