В первые мгновения после рождения Вселенная могла быть многомерной — словно лист бумаги, который вдруг обрёл толщину. Эта «толщина» — дополнительные измерения — начала стремительно раздуваться. Такой сверхбыстрый рост называют инфляцией. Он длился крошечную долю секунды, но за это время новые измерения выросли до размеров, которые сегодня мы видим как всю нашу огромную Вселенную.

Потом всё изменилось. Инфляция закончилась, и дополнительные измерения перестали расти. Более того, они сжались до микроскопических размеров — примерно в тысячную долю миллиметра. Этот переход авторы работы описывают как особый сценарий: от конца инфляции до момента, когда Вселенная достаточно остыла (так называемый разогрев), дополнительные измерения вели себя тихо. Они не порождали лишних ряби пространства-времени или неуловимых частиц — гипотетических переносчиков гравитации, которые могли бы переполнить раннюю Вселенную.

Такой хрупкий баланс возможен, только если дополнительных измерений одно или два. Будь их больше, инфляция породила бы слишком много нежелательных частиц. Наблюдения реликтового излучения — древнего света, дошедшего до нас с окраин видимого мира, — подтверждают, что спектр первичных неоднородностей остаётся почти масштабно-инвариантным. Иными словами, рябь плотности во Вселенной одинакова на всех масштабах, и это согласуется только с одним или двумя дополнительными измерениями микронного размера.

Так рождается стройная картина: от многомерной инфляции — к привычной нам четырёхмерной Вселенной (три пространства плюс время), где гравитация едва ощутима, а звёзды и галактики разбегаются вширь. Дополнительные измерения не исчезли — они просто стали слишком малы, чтобы их заметить, но их след остался вплетённым в саму ткань космоса.