Самовоспроизводящаяся Инфляционная Вселенная. Рождение вселенной
В.В.Казютинский
Инфляционная космология: теория и научная картина мира *
Сейчас происходит новый коренной пересмотр знаний о Вселенной как целом, т.е. наибольшем по масштабу фрагменте мирового целого, который наука способна выделить имеющимися в данное время средствами. Этот пересмотр касается двух концептуальных уровней: 1) построение новых космологических теорий; 2) изменения блока «мир как целое» в научной картине мира (НКМ).
Современные изменения в космологии вносят чрезвычайно большой, но пока недостаточно оцененный вклад в современную НКМ, не говоря уже о мировоззренческом интересе, который они представляют. Их суть - возвращение к выраженным языком неклассической физики идеям бесконечного множества миров, бесконечности пространства и времени, бесконечности процессов эволюции и самоорганизации во Вселенной (Метавселенной), часть которых считалась навсегда отвергнутой с позиций науки.
Теория расширяющейся Вселенной была исключительно эффективной исследовательской программой. Она позволила решить ряд проблем, относящихся к структуре и эволюции нашей Метагалактики, в том числе, ранним стадиям ее развития. Например, выдающимся достижением стала теория «горячей Вселенной» Г.А.Гамова, подтвержденная открытием в 1965 году реликтового излучения. Многочисленные альтернативы фридмановской космологии оказались неубедительными.
Вместе с тем, теория расширяющейся Вселенной сама столкнулась с рядом серьезных проблем. Некоторые из них носили, так сказать, «технический» характер. Скажем, несколько обескураживает то, что, несмотря на интенсивные исследования, до сих пор не удалось построить в рамках теории А.А.Фридмана достаточно адекватную модель расширяющейся Метагалактики, поскольку известные факты, необходимые для построения такой модели, либо недостаточно точны, либо противоречивы. Другие проблемы носят более принципиальный характер. В качестве «дамоклова меча» над космологами уже давно висит «парадокс массы», согласно которому 90-95% массы Метагалактики должно находиться в невидимом состоянии, природа которого пока непонятна. Современное развитие теории расширяющейся Вселенной породило ряд еще более серьезных проблем, в сущности, ясно показывающих ограниченность теории, ее неспособность справиться с этими проблемами без существенных концептуальных сдвигов. Особенно много неприятностей доставляла теории проблема самых начальных стадий эволюции Вселенной. Хорошо известна проблема сингулярности: при обращении радиуса Вселенной, т.е. нашей Метагалактики, в нуль многие параметры становились бесконечными. Неясным оказывался физический смысл вопроса: а что было «до» сингулярности (иногда сам этот вопрос объявляли неосмысленным, поскольку время, как утверждал еще Августин, возникло вместе со Вселенной. (Но ответы типа: «до» этого не было времени и, следовательно, сам вопрос поставлен некорректно, многих космологов не очень-то удовлетворяли.) Теория в ее не квантовом варианте не могла объяснить причину, вызвавшую Большой взрыв, расширение Вселенной. Кроме того, существует впечатляющий перечень более десятка других проблем, с которыми теория А.А.Фридмана не смогла справиться. Вот лишь некоторые из них. 1) Проблема плоскостности (или пространственной евклидовости) Вселенной: близость кривизны пространства к нулевому значению, что на порядки отличается от «теоретических ожиданий»; 2) проблема размеров Вселенной: более естественно, с точки зрения теории, было бы ожидать, что наша Вселенная содержит не более нескольких элементарных частиц, а не 10 88 по современной оценке - еще одно огромное расхождение теоретических ожиданий с наблюдениями! 3) проблема горизонта: достаточно удаленные точки в нашей Вселенной еще не успели провзаимодействовать и не могут иметь общие параметры (такие, как
плотность, температура, и др.). Но наша Вселенная, Метагалактика, в больших масштабах отказывается удивительно однородной, несмотря на невозможность причинных связей между ее удаленными областями.
Сейчас, после того как инфляционная космология смогла решить большую часть этих проблем, затруднения релятивистской космологии перечисляют часто, и даже как-то очень охотно. Но в 60-70-е годы даже их упоминания были очень сдержанными и дозированными, особенно перед лицом нефридмановских исследовательских программ. Во-первых, у многих была еще в памяти трагическая судьба релятивистской космологии, подвергавшейся идеологическим нападкам отнюдь не только в нашей стране. Во-вторых, существовало общее понимание, что вблизи «начала» решающую роль начинают играть квантовые эффекты. Отсюда следовало, что необходима дальнейшая трансляция новых знаний из физики элементарных частиц и квантовой теории поля. Обсуждение космологических проблем на уровне НКМ привело к интереснейшим выводам. Были выдвинуты два фундаментальных принципа, которые вызвали сильный «прогрессивный сдвиг» в космологии.
1) Принцип квантового рождения Вселенной. Космологическая сингулярность является неустранимой чертой концептуальной структуры неквантовой космологии. Но в квантовой космологии это - лишь грубое приближение, которое должно быть заменено понятием спонтанной флуктуации вакуума (Трайон, 1973).
2) Принцип раздувания, согласно которому вскоре после начала расширения Вселенной произошел процесс ее экспоненциального раздувания. Он длился около 10 -35 с, но за это время раздувающаяся область должна достигнуть, по выражению А.Д.Линде, «невообразимых размеров». Согласно некоторым моделям раздувания, масштаб Вселенной (в см) достигнет 10 в степени 10 12 , т.е. величин, на много порядков превышающих расстояния до самых удаленных объектов наблюдаемой Вселенной.
Первый вариант раздувания был рассмотрен А.А.Старобинским в 1979 году, затем последовательно появились три сценария раздувающейся Вселенной: сценарий А.Гуса (1981 г.), так называемый новый сценарий (А.Д.Линде, А.Альбрехт, П.Дж.Стейнхардт, 1982), сценарий хаотического раздувания (А.Д.Линде, 1986 г.). Сценарий хаотического раздувания исходит из того, что механизм, порождающий быстрое раздувание ранней Вселенной, обусловлен скалярными полями, играющими ключевую роль как
в физике элементарных частиц, так и в космологии. Скалярные поля в ранней Вселенной могут принимать произвольные значения; отсюда и название - хаотическое раздувание .
Раздувание объясняет многие свойства Вселенной, которые создавали неразрешимые проблемы для фридмановской космологии. Например, причиной расширения Вселенной является действие антигравитационных сил в вакууме. Согласно инфляционной космологии, Вселенная должна быть плоской. А.Д.Линде даже рассматривает этот факт как предсказание инфляционной космологии, подтверждаемое наблюдениями. Не составляет проблемы и синхронизация поведения удаленных областей Вселенной.
Теория раздувающейся Вселенной вносит (пока на гипотетическом уровне) серьезные изменения в блок «мир как целое» НКМ.
1. В полном соответствии с философским анализом понятия «Вселенная как целое», который привел к выводу, что это - «все существующее» с точки зрения данной космологической теории или модели (а не в каком-то абсолютном смысле) теория совершила беспрецедентное расширение объема этого понятия по сравнению с релятивистской космологией. Общепринятая точка зрения, что наша Метагалактика и есть вся Вселенная, была оставлена. В инфляционной космологии введено понятие Метавселенной, тогда как для областей масштаба Метагалактики предложен термин «минивселенные». Теперь уже Метавселенная рассматривается как «все существующее» с точки зрения инфляционной космологии, а Метагалактика - как ее локальная область. Но не исключено, что если будет создана единая теория физических взаимодействий (ЕФТ, ТВО), то объем понятия Вселенная как целое вновь будет значительно расширен (или изменен).
2. Теория Фридмана основывалась на принципе однородности Вселенной (Метагалактики). Инфляционная космология, объясняя факт крупномасштабной однородности Вселенной при помощи механизма раздувания, одновременно вводит новый принцип - крайней неоднородности Метавселенной. Квантовые флуктуации, связанные с возникновением минивселенных, приводят к различиям физических законов и условий, размерности пространства-времени, свойств элементарных частиц и др. внеметагалактических объектов. Следует ли напоминать, что принцип бесконечного многообразия материального мира, в частности, его физических форм - это довольно старая философская идея, которая сейчас находит новое подтверждение в космологии.
3. Метавселенная как совокупность множества минивселенных, возникающих из флуктуаций пространственно-временной «пены», очевидно бесконечна, не имеет начала и конца во времени (И.Д.Новиков назвал ее «вечно юной Вселенной», не подозревая, что эту метафору еще в начале XX века придумал К.Э.Циолковский, критикуя теорию тепловой смерти Вселенной).
4. Теория раздувающейся Вселенной существенно иначе, чем фридмановская, рассматривает процессы космической эволюции. Она отказывается от представления, что вся Вселенная возникла 10 9 лет назад из сингулярного состояния. Это - лишь возраст нашей минивселенной, Метагалактики, возникшей из вакуумной «пены». Следовательно, «до» начала расширения Метагалактики был вакуум, который современная наука рассматривает как одну из физических форм материи. Но еще прежде, чем этот вывод был сделан в космологическом контексте, относительность, а вовсе не абсолютность, и вполне природный, а не трансцендентный характер расширения обосновывались из философских соображений . Тем самым, понятие «сотворения мира», один раз встречающееся в текстах А.А.Фридмана, и бесчисленное множество раз - в теологических, философских, да и собственно космологических сочинениях на протяжении большей части XX века, оказывается не более чем метафорой, не вытекающей из существа инфляционной космологии. Метавселенная, согласно теории, может вообще оказаться стационарной, хотя эволюция входящих в нее минивселенных описывается теорией большого взрыва.
А.Д.Линде ввел понятие вечного раздувания, которое описывает эволюционный процесс, продолжающийся как цепная реакция. Если Метавселенная содержит, по крайней мере, одну раздувающуюся область, она будет безостановочно порождать новые раздувающиеся области. Возникает ветвящаяся структура минивселенных, похожая на фрактал.
5. Инфляционная космология позволила дать совершенно новое понимание проблемы сингулярности. Понятие сингулярности, неустранимое в рамках стандартной релятивистской модели, основанной на классическом способе описания и объяснения, существенно меняет свой смысл при квантовом способе описания и объяснения, применяемом в инфляционной космологии. Оказывается вовсе не обязательным считать, что было какое-то единое начало мира, хотя это допущение и встречается с некоторыми трудностями. Но, по словам А.Д.Линде, в сценариях хаотического раздувания Вселенной «особенно отчетливо видно, что
вместо трагизма рождения всего мира из сингулярности, до которой ничего не существовало, и его последующего превращения в ничто, мы имеем дело с нескончаемым процессом взаимопревращения фаз, в которых малы, или, наоборот, велики квантовые флуктуации метрики» . Отсюда следует, что незыблемый еще недавно вывод о существовании общекосмологической сингулярности в начале расширения теряет убедительность. Нет необходимости утверждать, что все части Вселенной начали одновременное расширение. Сингулярность заменяется в теории расширяющейся Вселенной квантовой флуктуацией вакуума.
6. Инфляционная космология на современном этапе своего развития пересматривает прежние представления о тепловой смерти Вселенной. А.Д.Линде говорит о «самовоспроизводящейся раздувающейся Вселенной», т.е. процессе бесконечной самоорганизации. Минивселенные возникают и исчезают, но никакого единого конца этих процессов нет.
7. Как в релятивистской, так и в инфляционной космологии играет значительную роль антропный принцип (АП). Он связывает между собой фундаментальные параметры нашей вселенной, Метагалактики, параметры элементарных частиц и факт существования в Метагалактике человека. К числу необходимых для появления человека космологических условий относится следующие: Вселенная (Метагалактика) должна быть достаточно большой, плоской, однородной. Именно эти свойства ее вытекают из теории раздувающейся Вселенной. Без привлечения процесса раздувания в ранней Вселенной объяснить однообразие ее строения и свойств внутри охваченной наблюдениями области нельзя.
Нетрудно заметить, что в философских основаниях инфляционной космологии сплелись отдельные идеи и образы, транслированные из разных философских систем. Например, идея бесконечного множества миров имеет длительную философскую традицию еще со времен Левкиппа, Демокрита, Эпикура, Лукреция. Особенно глубоко она разрабатывалась Николаем Кузанским и Джордано Бруно. Идея аристотелевской метафизики о превращении потенциально возможного в действительное оказала влияние не только на используемый инфляционной космологией квантовый способ описания и объяснения, но и оказывается - парадоксальным образом! - предшественницей эволюционных идей этой теории. Парадоксальным потому, что сам Аристотель считал Вселенную единственной и, рассматривая возникновение и уничтожение как земные процессы, приписывал небу неизменность во
времени и замкнутость в пространстве. Но высказанные им идеи о потенциальном и актуальном бытии были перенесены, вопреки собственным взглядам Аристотеля, на бесконечную Метавселенную. Находят в философских основаниях инфляционной космологии также влияние идей Платона. Оно прослеживается, во всяком случае, через неоплатоников эпохи Возрождения.
Некоторые исследователи (например, А.Н.Павленко) считают, что инфляционная космология должна рассматриваться как новый этап современной революции в науке о Вселенной, поскольку она не только создает новую НКМ, но также приводит к пересмотру некоторых идеалов и норм познания (например, идеалы доказательности знания, которые сводятся к внутритеоретическим факторам). В качестве прогноза или экспертной оценки такая точка зрения приемлема, если мы учтем, однако, следующие обстоятельства.
Конечно, разработка теории, вызывающей крупный сдвиг в наших знаниях о мире и серьезные мировоззренческие последствия, - необходимый признак определенной стадии научной революции. Этот признак должен быть, однако, дополнен обоснованием новой теории, ее признания в научном сообществе, что также входит в структуру революционного сдвига. По степени радикальности, с какой инфляционная космология (особенно вариант хаотического раздувания) пересматривает картину мира как целого, она явно превосходит теорию А.А.Фридмана. В сообществе космологов она стала пользоваться большим влиянием, которое установилось, впрочем, не сразу. В первой половине 80-х годов считались конкурентоспособными различные сценарии квантового рождения Вселенной из вакуума, инфляционная космология - в их числе. Это объяснялось существенными недостатками первых сценариев раздувания. Лишь после появления сценария хаотического раздувания произошел прорыв в признании новой космологии. Тем не менее, проблема обоснования этой космологической теории остается пока открытой, как раз вследствие того, что принятым сейчас идеалам и нормам доказательности знания она не соответствует (другие Вселенные принципиально не наблюдаемы). Надежды на изменение этих идеалов в обозримом будущем (исключение обязательности «внешнего оправдания») пока невелики. Строго говоря, революция, потенциально заключенная в инфляционной космологии, может состояться, а может и не состояться. На ее развертывание пока можно только надеяться, не исключая полностью также других неожиданных и пока не угадываемых поворотов в этой области.
Социокультурная ассимиляция инфляционной космологии содержит любопытный момент. Являясь чрезвычайно революционной по своей сути, новая космологическая теория не вызвала особого «бума». Пошло уже около 20 лет после появления первого варианта этой теории, но она почти не вышла за пределы довольно узкого круга специалистов, не стала источником мировоззренческих дискуссий, хотя бы отдаленно напоминающих ожесточенные баталии вокруг теории Коперника, будоражившей умы еще до опубликования его бессмертного трактата, или вокруг теории А.А.Фридмана. Это поразительное обстоятельство нуждается в объяснении.
Не исключено, что основная причина - увы, падение интереса к научному, в частности, физико-математическому знанию, которое интенсивно заменяется разного рода суррогатами, зачастую вызывающими неизмеримо больший ажиотаж, чем самые первоклассные научные достижения. Сейчас находят отклик лишь немногие открытия науки, которые обнаруживают прямую связь с проблемами человеческого бытия.
Далее, инфляционная космология - чрезвычайно сложная теория, не очень понятная даже специалистам из соседних областей физики, а тем более для неспециалистов, и уже в силу только этого одного находящаяся вне сферы этих интересов.
Наконец, идея единственной и конечной во времени Вселенной пустила в культуре слишком глубокие корни, оказала на нее слишком сильное влияние, чтобы с легкостью уступить место теории, явно напоминающей давно отвергнутые космологические образцы.
Тем не менее, прогресс космологии продолжается и ближайшие годы, вероятно, приведут к более уверенным оценкам теории раздувающейся Вселенной.
Литература
1. Линде А.Д. Физика элементарных частиц и инфляционная космология. М., 1990.
2. Казютинский В.В. Понятие «Вселенная» // Бесконечность и Вселенная. М., 1969.
3. Казютинский В.В. Идея Вселенной // Философия и мировоззренческие проблемы современной науки. М., 1981.
Помимо вопроса о происхождении Вселенной, современные космологи сталкиваются с рядом других проблем. Чтобы стандартная теория большого взрыва могла предсказать то распределение материи, которое мы наблюдаем, ее исходное состояние должно характеризоваться очень высокой степенью организованности. Сразу же возникает вопрос: каким образом такая структура могла образоваться? Физик А. Гут из Массачусетского технологического института предложил свою версию теории большого взрыва, которая объясняет спонтанное возникновение этой организации, устраняя необходимость искусственно вводить точные параметры в уравнения, описывающие исходное состояние Вселенной. Его модель была названа «инфляционной Вселенной». Суть ее в том, что внутри быстро расширяющейся, пере гретой Вселенной небольшой участок пространства охлаждается и начинает расширяться сильнее, подобно тому, как переохлажденная вода стремительно замерзает, расширяясь при этом. Эта фаза быстрого расширения позволяет устранить некоторые проблемы, присущие стандартным теориям большого взрыва.
Однако модель Гута тоже не лишена недостатков. Чтобы уравнения Гута правильно описывали инфляционную Вселенную, ему пришлось очень точно задавать исходные параметры для своих уравнений. Таким образом, он столкнулся с той же проблемой, что и создатели других теорий. Он надеялся избавиться от необходимости задавать точные параметры условий большого взрыва, но для этого ему пришлось вводить собственную параметризацию, оставшуюся необъясненной. Гут и его соавтор П. Штайнгарт признают, что в их модели «расчеты приводят к приемлемым предсказаниям только в том случае, если заданные исходные параметры уравнений варьируют в очень узком диапазоне. Большинство теоретиков (включая и нас самих) считают подобные исходные условия маловероятными». Далее авторы говорят о своих надеждах на то, что когда-нибудь будут разработаны новые математические теории, которые позволят им сделать свою модель более правдоподобной.
Эта зависимость от еще не открытых теорий - другой недостаток модели Гута. Теория единого поля, на которой основывается модель инфляционной Вселенной, полностью гипотетична и «плохо поддается экспериментальной проверке, так как большую часть ее предсказаний невозможно количественно проверить в лабораторных условиях». (Теория единого поля - это достаточно сомнительная попытка ученых связать воедино некоторые основные силы Вселенной.)
Другой недостаток теории Гута - это то, что в ней ничего не говорится о происхождении перегретой и расширяющейся материи. Гут проверил совместимость своей инфляционной теории с тремя гипотезами происхождения Вселенной. Сначала он рассмотрел стандартную теорию большого взрыва. В этом случае, по мнению Гута, инфляционный эпизод должен был произойти на одной из ранних стадий эволюции Вселенной. Однако эта модель ставит перед нами неразрешимую проблему сингулярности. Вторая гипотеза постулирует, что Вселенная возникла из хаоса. Некоторые ее участки были горячими, другие - холодными, одни расширялись, а другие сжимались. В этом случае инфляция должна была начаться в перегретой и расширяющейся области Вселенной. Правда, Гут признает, что эта модель не может объяснить происхождение первичного хаоса.
Третья возможность, которой Гут отдает предпочтение, заключается в том, что перегретый расширяющийся сгусток материи возникает квантово-механическим путем из пустоты. В статье, появившейся в журнале «Сайентифик Америкэн» в 1984 году, Гут и Штайнгарт утверждают: «Инфляционная модель Вселенной дает нам представление о возможном механизме, при помощи которого наблюдаемая Вселенная могла появиться из бесконечно малого участка пространства. Зная это, трудно удержаться от соблазна сделать еще один шаг и прийти к выводу, что Вселенная возникла буквально из ничего».
Однако какой бы привлекательной ни была эта идея для ученых, готовых ополчиться на любое упоминание о возможности существования высшего сознания, создавшего Вселенную, при внимательном рассмотрении она не выдерживает критики. «Ничто», о котором говорит Гут, - это гипотетический квантово-механический вакуум, описываемый еще не разработанной теорией единого поля, которая должна объединить уравнения квантовой механики и общей теории относительности.
Другими словами, в данный момент этот вакуум невозможно описать даже теоретически.
Надо отметить, что физики описали более простой тип квантово-механического вакуума, который представляет собой море так называемых «виртуальных частиц», фрагментов атомов, которые «почти существуют». Время от времени некоторые из этих субатомных частиц переходят из вакуума в мир материальной реальности. Это явление получило название вакуумных флуктуаций. Вакуумные флуктуации невозможно наблюдать непосредственно, однако теории, постулирующие их существование, были подтверждены экспериментально. Согласно этим теориям, частицы и античастицы без всякой причины возникают из вакуума и практически сразу исчезают, аннигилируя друг друга. Гут и его коллеги допустили, что в какой-то момент вместо крошечной частицы из вакуума появилась целая Вселенная, и вместо того, чтобы сразу исчезнуть, эта Вселенная каким-то образом просуществовала миллиарды лет. Авторы этой модели решили проблему сингулярности, постулировав, что состояние, в котором Вселенная появляется из вакуума, несколько отличается от состояния сингулярности.
Однако у этого сценария есть два основных недостатка. Во-первых, можно только удивляться смелости фантазии ученых, распространивших достаточно ограниченный опыт с субатомными частицами на целую Вселенную. С. Хоукинг и Г. Эллис мудро предостерегают своих излишне увлекающихся коллег: «Предположение о том, что законы физики, открытые и изученные в лаборатории, будут справедливы в других точках пространственно-временного континуума, безусловно, очень смелая экстраполяция». Во-вторых, строго говоря, квантово-механический вакуум нельзя называть «ничто». Описание квантово-механического вакуума даже в самой простой из существующих теорий занимает множество страниц в высшей степени абстрактных математических выкладок. Такая система, несомненно, представляет собой «нечто», и сразу же встает все тот же упрямый вопрос: «Как возник столь сложно организованный "вакуум"?»
Вернемся к изначальной проблеме, для решения которой Гут создал инфляционную модель: проблеме точной параметризации исходного состояния Вселенной. Без такой параметризации невозможно получить наблюдаемое распределение материи во Вселенной. Как мы убедились, решить эту проблему Гуту не удалось. Более того, сомнительной представляется сама возможность того, что какая-нибудь версия теории большого взрыва, включая версию Гута, может предсказать наблюдаемое распределение материи во Вселенной. Высокоорганизованное исходное состояние в модели Гута, по его же словам, в конце концов, превращается во «Вселенную» диаметром 10 сантиметров, наполненную однородным сверхплотным, перегретым газом. Она будет расширяться и остывать, но нет никаких оснований предполагать, что она когда-нибудь превратится в нечто большее, чем однородное облако газа. По сути дела, к этому результату приводят все теории большого взрыва. Если Гуту пришлось пускаться на многие ухищрения и делать сомнительные допущения, чтобы в конце концов получить Вселенную в виде облака однородного газа, то можно представить себе, каким должен быть математический аппарат теории, приводящей ко Вселенной в том виде, в каком мы ее знаем! Хорошая научная теория дает возможность предсказывать многие сложные природные явления, исходя из простой теоретической схемы. Но в теории Гута (и любой другой версии теории большого взрыва) все наоборот: в результате сложных математических выкладок мы получаем расширяющийся пузырь однородного газа. Несмотря на это, научные журналы печатают восторженные статьи об инфляционной теории, сопровождающиеся многочисленными красочными иллюстрациями, которые должны создать у читателя впечатление, что Гут наконец достиг заветной цели - нашел объяснение происхождения Вселенной. Мы бы не стали торопиться с такими заявлениями. Честнее было бы просто открыть постоянную рубрику в научных журналах, чтобы публиковать в ней теорию происхождения Вселенной, модную в этом месяце.
Трудно даже представить себе всю сложность исходного состояния и условий, необходимых для возникновения нашей Вселенной со всем многообразием ее структур и организмов. В случае нашей Вселенной степень этой сложности такова, что ее едва ли можно объяснить с помощью одних физических законов. Теоретики прибегают к помощи так называемого «антропического принципа».
По их гипотезе, квантово-механический вакуум производит вселенные миллионами. Но в большинстве из них нет условий, необходимых для возникновения жизни, поэтому никто не может исследовать эти миры.
В то же время в других вселенных, включая нашу собственную, сложились подходящие условия для появления исследователей, поэтому нет ничего удивительного в том, что в этих вселенных царит такой неправдоподобный порядок. Иначе говоря, сторонники антропического принципа принимают сам факт существования человека за объяснение упорядоченной структуры Вселенной, которая создала условия для возникновения человека. Однако подобные логические увертки ничего не объясняют.
Другой формой псевдонаучной казуистики является утверждение о том, что Вселенная появилась по воле слепого случая. Эти слова тоже ровным счетом ничего не объясняют. Сказать, что нечто, появившееся один раз, появилось случайно - значит просто сказать, что оно появилось. Такого рода утверждения нельзя считать научным объяснением, так как они не содержат в себе никакой новой информации. Другими словами, эти «объяснения» ни на шаг не приблизили ученых к решению проблемы происхождения Вселенной.
Да простят нас теоретики, но мы осмелимся предположить, что методы, которыми они пользуются, неадекватны поставленной задаче. Два основных интеллектуальных инструмента, используемых космологами для описания эволюции Вселенной, - это общая теория относительности и квантовая механика. Однако, вдобавок ко всем трудностям, уже описанным нами, обе эти теории сами не без изъянов. Спору нет, эти теории достаточно хорошо описывают некоторые физические явления, однако это еще не доказывает, что они совершенны во всех отношениях.
Общая теория относительности описывает искривленное пространство время и является неотъемлемой частью любой современной теории происхождения Вселенной. Поэтому если общая теория относительности нуждается в пересмотре, то любая космологическая теория, основанная на ней, тоже нуждается в поправках.
Применение общей теории относительности, так же как и более ранней теории Эйнштейна, частной теории относительности, сопряжено с одной трудностью: в обеих понятие времени переосмыслено. В ньютоновой физике время рассматривается как переменная, независимая от пространства. Благодаря этому мы можем описать траекторию движения объекта в пространстве и времени: в данный момент времени объект находится в определенной точке пространства, а со временем его положение меняется. Но теория относительности Эйнштейна объединяет пространство и время в четырехмерный континуум, так что про объект уже нельзя сказать, что в определенный момент времени он занимает определенное положение в пространстве. Релятивистское описание объекта показывает его положение в пространстве и времени как единое целое, от начала и до конца существования объекта. Например, человек, с точки зрения теории относительности, представляет собой пространственно-временное единство, от зародыша во чреве матери до трупа (так называемый «пространственно-временной червь»). Этот «червь» не может сказать: «Сейчас я взрослый, а раньше был ребенком». Течения времени не существует. Вся жизнь человека представляет собой единое целое. Такой взгляд на человека обесценивает наше личное восприятие прошлого, настоящего и будущего, вынуждая нас поставить под сомнение саму реальность этого восприятия.
В своем письме к М. Бессо Эйнштейн писал: «Ты должен согласиться с тем, что субъективное время с его акцентом на настоящем не имеет объективного смысла»." После смерти Бессо, Эйнштейн выразил свое соболезнование его вдове следующим образом: «Майкл немного опередил меня, покинув этот странный мир. Однако это не имеет значения. Для нас, убежденных физиков, различие между прошлым, настоящими будущим - хоть и навязчивая, но всего лишь иллюзия». « По сути дела, эти представления отрицают сознание, которое подчеркивает реальность переживаемого момента. Наше нынешнее тело мы ощущаем как реальное, тогда как наше детское тело сохранилось только в памяти. Для нас нет никаких сомнений в том, что мы занимаем определенное место в пространстве в данный момент времени. Теория относительности превращает серии событий в единые пространственно-временные структуры, но мы ощущаем их как последовательность определенных этапов во времени.
Следовательно, любая модель происхождения Вселенной, построенная на основе теории относительности, не способна объяснить наше восприятие времени, и потому все эти модели в их современном виде несовершенны и неприемлемы.
В котором кратко описывает возникновение и развитие теории инфляционной вселенной, дающей новое объяснение Большому взрыву и предсказывающейт существование наряду с нашей множества других вселенных.
Космология в некотором роде сродни философии. Во-первых, по обширности своего предмета исследования - им является вся Вселенная в целом. Во-вторых, по тому, что некоторые посылки в ней принимаются учеными в качестве допустимых без возможности провести какой-либо проверочный эксперимент. В-третьих, предсказательная сила многих космологических теорий заработает только если мы сможем попасть в другие вселенные - чего ожидать не приходится.
Однако из этого всего вовсе не следует, что современная космология - это такая рукомахательная и не совсем научная область, где можно, подобно древним грекам, лежать в тени дерев и гипотетизировать о количестве измерений пространства-времени - десять их или одиннадцать? Космологические модели базируются на наблюдательных данных астрономии, и чем больше этих данных, тем больше материала для космологических моделей - которые должны эти данные связывать и согласовывать между собой. Сложность в том, что в космологии затрагиваются фундаментальные вопросы требующие некоторых изначальных предположений, которые выбираются авторами моделей исходя из их личных представлений о гармонии мироздания. В этом, вообще-то, нет ничего исключительного: при построении всякой теории нужно брать какие-то опорные точки. Просто для космологии, которая оперирует самыми большими масштабами пространства и времени, их выбрать особенно трудно.
Для начала несколько важных определений.
Космология - наука, изучающая свойства нашей Вселенной как единого целого. Однако в ней пока нет какой-то единой теории, которая бы описывала все происходящее и когда-либо произошедшее. Сейчас существуют четыре основных космологических модели , которые пытаются описать происхождение и эволюцию вселенной и каждая из них имеет свои плюсы и минусы, своих адептов и противников. Модель Лямбда-CDM считается наиболее авторитетной, хотя и не бесспорной. Важно понимать, что космологические модели не обязательно соперничают друг с другом. Просто они могут описывать принципиально разные этапы эволюции. Например, Лябмда-CDM вообще не рассматривает вопрос Большого взрыва, хотя прекрасно объясняет все, что произошло после него.
Структура мультивселенной с пузырями мини-вселенных внутри нее.
Рисунок: Andrei Linde
Удивительно в этом то, что космологическая постоянная (то есть энергия вакуума) не изменяется во времени по мере расширения вселенной, в то время как плотность вещества как раз меняется совершенно предсказуемо и зависит от объема пространства. Получается, что в ранней вселенной плотность вещества намного превосходила плотность вакуума, в будущем по мере разлета галактик плотность вещества будет уменьшаться. Так почему же именно сейчас, когда мы можем измерить их, они так близки по значению друг к другу?
Единственным известным способом объяснить такое невероятное совпадение, не привлекая какие-то ненаучные гипотезы, можно только с помощью антропного принципа и инфляционной модели - то есть из множества существующих вселенных жизнь зародилась в той, где космологическая постоянная в данный момент времени оказалась равна плотности материи (это в свою очередь определяет время, прошедшее с начала инфляции, и дает как раз достаточно времени для формирования галактик, образования тяжелых элементов и развития жизни).
Еще одним поворотным моментом в развитии инфляционной модели был выход в 2000 году статьи Буссо и Полчински , в которой они предложили использовать теорию струн для объяснения большого набора разных типов вакуума, в каждом из которых космологическая постоянная могла принимать свои значения. А когда в работу над объединением теории струн и инфляционной модели включился один из создателей самой теории струн, Леонард Сасскинд, это не только помогло составить более законченную картину, которую сейчас называют «антропным ландшафтом теории струн», но и в некотором роде добавило вес всей модели в научном мире. Число статей по инфляции увеличилось за год с четырех до тридцати двух.
Инфляционная модель претендует на то, чтобы не просто объяснить тонкую настройку фундаментальных констант, но и помочь обнаружить некоторые фундаментальные параметры, которые определяют величину этих констант. Дело в том, что в Стандартной модели сегодня 26 параметров (космологическая постоянная стала последним из открытых), которые определяют величину всех констант, с которыми вы когда-либо сталкивались в курсе физики. Это достаточно много и уже Эйнштейн считал, что их количество можно уменьшить. Он предложил теорему, которая, по его словам, не может в настоящее время быть более чем верой, о том, что в мире нет произвольных констант: он так мудро устроен, что должны быть какие-то логические связи между казалось бы совсем разными величинами. В инфляционной модели эти константы могут быть всего лишь параметром окружающей среды, который кажется нам локально неизменным из-за эффекта инфляции, хотя будет совершенно иным в другой части вселенной и определяется еще не выявленными, но наверняка существующими истинно фундаментальными параметрами.
В заключении статьи Линде пишет, что критика инфляционной модели часто основана на том, что мы не сможем в обозримом будущем проникнуть в другие вселенные. Поэтому проверить теорию невозможно и у нас до сих пор нет ответов на самые базовые вопросы: Почему вселенная такая большая? Почему она однородна? Почему она изотропна и не вращается как наша галактика? Однако, если взглянуть на эти вопросы под другим углом, то оказывается, что и без путешествия в другие мини-вселенные у нас есть множество экспериментальных данных. Таких как размер, плоскость, изотропность, однородность, значение космологической постоянной, соотношение масс протона и нейтрона и так далее. И единственное на сегодняшний день разумное объяснение этим и многим другим экспериментальным данным дается в рамках теории мультиверсов и, следовательно, модели инфляционной космологии.
, 1990. Андрей Линде
«The Anthropic landscape of string theory» 2003. Леонард Сасскинд
Марат Мусин
Узнав о теории Большого взрыва, я задал себе вопрос, откуда же взялось то, что взорвалось?
Вопрос о происхождении Вселенной со всеми ее известными и пока неведомыми свойствами испокон веков волнует человека. Но только в ХХ веке, после обнаружения космологического расширения, вопрос об эволюции Вселенной стал понемногу прояснятся. Последние научные данные позволили сделать вывод, что наша Вселенная родилась 15 миллионов лет назад в результате Большого взрыва. Но что именно взорвалось в тот момент и что, собственно, существовало до Большого взрыва, по-прежнему оставалось загадкой. Созданная в ХХ веке инфляционная теория появления нашего мир позволила существенно продвинутся в разрешении этих вопросов, общая картина первых мгновений Вселенной сегодня уже неплохо прорисована, хотя многие проблемы еще ждут своего часа.
До начала прошлого века было всего два взгляда на происхождение нашей Вселенной. Ученые полагали, что она вечна и неизменна, а богословы говорили, что Мир сотворен и у него будет конец. Двадцатый век, разрушив очень многое из того, что было создано в предыдущие тысячелетия, сумел дать свои ответы на большинство вопросов, занимавших умы ученых прошлого. И быть может, одним из величайших достижений ушедшего века является прояснение вопроса о том, как возникла Вселенная, в которой мы живем, и какие существуют гипотезы по поводу ее будущего. Простой астрономический факт - расширение нашей Вселенной - привел к полному пересмотру всех космогонических концепций и разработке новой физики - физики возникающих и исчезающих миров. Всего 70 лет назад Эдвин Хаббл обнаружил, что свет от более далеких галактик «краснее» света от более близких. Причем скорость разбегания оказалась пропорциональна расстоянию от Земли (закон расширения Хаббла). Обнаружить это удалось благодаря эффекту Доплера (зависимости длины волны света от скорости источника света). Поскольку более далекие галактики кажутся более «красными», то предположили, что и удаляются они с большей скоростью. Кстати, разбегаются не звезды и даже не отдельные галактики, а скопления галактик. Ближайшие от нас звезды и галактики связаны друг с другом гравитационными силами и образуют устойчивые структуры. Причем в каком направлении ни посмотри, скопления галактик разбегаются от Земли с одинаковой скоростью, и может показаться, что наша Галактика является центром Вселенной, однако это не так. Где бы ни находился наблюдатель, он будет везде видеть все ту же картину - все галактики разбегаются от него. Но такой разлет вещества обязан иметь начало. Значит, все галактики должны были родиться в одной точке. Расчеты показывают, что произошло это примерно 15 млрд. лет назад. В момент такого взрыва температура была очень большой, и должно было появиться очень много квантов света. Конечно, со временем все остывает, а кванты разлетаются по возникающему пространству, но отзвуки Большого взрыва должны были сохраниться до наших дней. Первое подтверждение факта взрыва пришло в 1964 году, когда американские радиоастрономы Р. Вильсон и А. Пензиас обнаружили реликтовое электромагнитное излучение с температурой около 3° по шкале Кельвина (–270°С). Именно это открытие, неожиданное для ученых, убедило их в том, что Большой взрыв действительно имел место и поначалу Вселенная была очень горячей. Теория Большого взрыва позволила объяснить множество проблем, стоявших перед космологией. Но, к сожалению, а может, и к счастью, она же поставила и ряд новых вопросов. В частности: Что было до Большого взрыва? Почему наше пространство имеет нулевую кривизну и верна геометрия Евклида, которую изучают в школе? Если теория Большого взрыва справедлива, то отчего нынешние размеры нашей Вселенной гораздо больше предсказываемого теорией 1 сантиметра? Почему Вселенная на удивление однородна, в то время как при любом взрыве вещество разлетается в разные стороны крайне неравномерно? Что привело к начальному нагреву Вселенной до невообразимой температуры более 10 13 К?
Все это указывало на то, что теория Большого взрыва неполна. Долгое время казалось, что продвинуться далее уже невозможно. Только четверть века назад благодаря работам российских физиков Э. Глинера и А. Старобинского, а также американца А.Гуса было описано новое явление - сверхбыстрое инфляционное расширение Вселенной. Описание этого явления основывается на хорошо изученных разделах теоретической физики - общей теории относительности Эйнштейна и квантовой теории поля. Сегодня считается общепринятым, что именно такой период, получивший название «инфляция», предшествовал Большому взрыву.
При попытке дать представление о сущности начального периода жизни Вселенной приходится оперировать такими сверхмалыми и сверхбольшими числами, что наше воображение с трудом их воспринимает. Попробуем воспользоваться некоей аналогией, чтобы понять суть процесса инфляции.
Представим себе покрытый снегом горный склон, в который вкраплены разнородные мелкие предметы - камешки, ветки и кусочки льда. Кто-то, находящийся на вершине этого склона, сделал небольшой снежок и пустил его катиться с горы. Двигаясь вниз, снежок увеличивается в размерах, так как на него налипают новые слои снега со всеми включениями. И чем больше размер снежка, тем быстрее он будет увеличиваться. Очень скоро из маленького снежка он превратится в огромный ком. Если склон заканчивается пропастью, то он полетит в нее со все более увеличивающейся скоростью. Достигнув дна, ком ударится о дно пропасти и его составные части разлетятся во все стороны (кстати, часть кинетической энергии кома при этом пойдет на нагрев окружающей среды и разлетающегося снега).
Теперь опишем основные положения теории, используя приведенную аналогию. Прежде всего физикам пришлось ввести гипотетическое поле, которое было названо «инфлатонным» (от слова «инфляция»). Это поле заполняло собой все пространство (в нашем случае - снег на склоне). Благодаря случайным колебаниям оно принимало разные значения в произвольных пространственных областях и в различные моменты времени. Ничего существенного не происходило, пока случайно не образовалась однородная конфигурация этого поля размером более 10 -33см. Что же касается наблюдаемой нами Вселенной, то она в первые мгновения своей жизни, по-видимому, имела размер 10 -27 см. Предполагается, что на таких масштабах уже справедливы основные законы физики, известные нам сегодня, поэтому можно предсказать дальнейшее поведение системы. Оказывается, что сразу после этого пространственная область, занятая флуктуацией (от лат. fluctuatio - «колебание», случайные отклонения наблюдаемых физических величин от их средних значений), начинает очень быстро увеличиваться в размерах, а инфлатонное поле стремится занять положение, в котором его энергия минимальна (снежный ком покатился). Такое расширение продолжается всего 10 -35 секунды, но этого времени оказывается достаточно для того, чтобы диаметр Вселенной возрос как минимум в 10 27 раз и к окончанию инфляционного периода наша Вселенная приобрела размер примерно 1 см. Инфляция заканчивается, когда инфлатонное поле достигает минимума энергии - дальше падать некуда. При этом накопившаяся кинетическая энергия переходит в энергию рождающихся и разлетающихся частиц, иначе говоря, происходит нагрев Вселенной. Как раз этот момент и называется сегодня Большим взрывом.
Гора, о которой говорилось выше, может иметь очень сложный рельеф-несколько разных минимумов, долины внизу и всякие холмы и кочки. Снежные комья (будущие вселенные) непрерывно рождаются наверху горы за счет флуктуаций поля. Каждый ком может скатиться в любой из минимумов, породив при этом свою вселенную со специфическими параметрами. Причем вселенные могут существенно отличаться друг от друга. Свойства нашей Вселенной удивительнейшим образом приспособлены к тому, чтобы в ней возникла разумная жизнь. Другим вселенным, возможно, повезло меньше.
Еще раз хотелось бы подчеркнуть, что описанный процесс рождения Вселенной «практически из ничего» опирается на строго научные расчеты. Тем не менее у всякого человека, впервые знакомящегося с инфляционным механизмом, описанным выше, возникает немало вопросов.
Сегодня наша Вселенная состоит из большого числа звезд, не говоря уж о скрытой массе. И может показаться, что полная энергия и масса Вселенной огромны. И совершенно непонятно, как это все могло поместиться в первоначальном объеме 10-99см3. Однако во Вселенной существует не только материя, но и гравитационное поле. Известно, что энергия последнего отрицательна и, как оказалось, в нашей Вселенной энергия гравитации в точности компенсирует энергию, заключенную в частицах, планетах, звездах и прочих массивных объектах. Таким образом, закон сохранения энергии прекрасно выполняется, и суммарная энергия и масса нашей Вселенной практически равны нулю. Именно это обстоятельство отчасти объясняет, почему зарождающаяся Вселенная тут же после появления не превратилась в огромную черную дыру. Ее суммарная масса была совершенно микроскопична, и вначале просто нечему было коллапсировать. И только на более поздних стадиях развития появились локальные сгустки материи, способные создавать вблизи себя такие гравитационные поля, из которых не может вырваться даже свет. Соответственно, и частиц, из которых «сделаны» звезды, на начальной стадии развития просто не существовало. Элементарные частицы начали рождаться в тот период развития Вселенной, когда инфлатонное поле достигло минимума потенциальной энергии и начался Большой взрыв.
Область, занятая инфлатонным полем, разрасталась со скоростью, существенно большей скорости света, однако это нисколько не противоречит теории относительности Эйнштейна. Быстрее света не могут двигаться лишь материальные тела, а в данном случае двигалась воображаемая, нематериальная граница той области, где рождалась Вселенная (примером сверхсветового движения является перемещение светового пятна по поверхности Луны при быстром вращении освещающего ее лазера).
Причем окружающая среда совсем не сопротивлялась расширению области пространства, охваченного все более быстро разрастающимся инфлатонным полем, поскольку ее как бы не существует для возникающего Мира. Общая теория относительности утверждает, что физическая картина, которую видит наблюдатель, зависит от того, где он находится и как движется. Так вот, описанная выше картина справедлива для «наблюдателя», находящегося внутри этой области. Причем этот наблюдатель никогда не узнает, что происходит вне той области пространства, где он находится. Другой «наблюдатель», смотрящий на эту область снаружи, никакого расширения вовсе не обнаружит. В лучшем случае он увидит лишь небольшую искорку, которая по его часам исчезнет почти мгновенно. Даже самое изощренное воображение отказывается воспринимать такую картину. И все-таки она, по-видимому, верна. По крайней мере, так считают современные ученые, черпая уверенность в уже открытых законах Природы, правильность которых многократно проверена.
Надо сказать, что это инфлатонное поле и сейчас продолжает существовать и флуктуировать. Но только мы, внутренние наблюдатели, не в состоянии этого увидеть - ведь для нас маленькая область превратилась в колоссальную Вселенную, границ которой не может достигнуть даже свет.
Итак, сразу после окончания инфляции гипотетический внутренний наблюдатель увидел бы Вселенную, заполненную энергией в виде материальных частиц и фотонов. Если всю энергию, которую мог бы измерить внутренний наблюдатель, перевести в массу частиц, то мы получим примерно 10 80 кг. Расстояния между частицами быстро увеличиваются из-за всеобщего расширения. Гравитационные силы притяжения между частицами уменьшают их скорость, поэтому расширение Вселенной после завершения инфляционного периода постепенно замедляется.
Сразу после рождения Вселенная продолжала расти и охлаждаться. При этом охлаждение происходило в том числе и благодаря банальному расширению пространства. Электромагнитное излучение характеризуется длиной волны, которую можно связать с температурой - чем больше средняя длина волны излучения, тем меньше температура. Но если пространство расширяется, то будут увеличиваться и расстояние между двумя «горбами» волны, и, следовательно, ее длина. Значит, в расширяющемся пространстве и температура излучения должна уменьшаться. Что и подтверждает крайне низкая температура современного реликтового излучения.
По мере расширения меняется и состав материи, наполняющей наш мир. Кварки объединяются в протоны и нейтроны, и Вселенная оказывается заполненной уже знакомыми нам элементарными частицами - протонами, нейтронами, электронами, нейтрино и фотонами. Присутствуют также и античастицы. Свойства частиц и античастиц практически идентичны. Казалось бы, и количество их должно быть одинаковым сразу после инфляции. Но тогда все частицы и античастицы взаимно уничтожились бы и строительного материала для галактик и нас самих не осталось бы. И здесь нам опять повезло. Природа позаботилась о том, чтобы частиц было немного больше, чем античастиц. Именно благодаря этой небольшой разнице и существует наш мир. А реликтовое излучение - это как раз последствие аннигиляции (то есть взаимоуничтожения) частиц и античастиц. Конечно, на начальном этапе энергия излучения была очень велика, но благодаря расширению пространства и как следствие - охлаждению излучения эта энергия быстро убывала. Сейчас энергия реликтового излучения примерно в десять тысяч раз (104 раз) меньше энергии, заключенной в массивных элементарных частицах.
Постепенно температура Вселенной упала до 1010 К. К этому моменту возраст Вселенной составлял примерно 1 минуту. Только теперь протоны и нейтроны смогли объединяться в ядра дейтерия, трития и гелия. Это происходило благодаря ядерным реакциям, которые люди уже хорошо изучили, взрывая термоядерные бомбы и эксплуатируя атомные реакторы на Земле. Поэтому можно уверенно предсказывать, сколько и каких элементов может появиться в таком ядерном котле. Оказалось, что наблюдаемое сейчас обилие легких элементов хорошо согласуется с расчетами. Это означает, что известные нам физические законы одинаковы во всей наблюдаемой части Вселенной и были таковыми уже в первые секунды после появления нашего мира. Причем около 98% существующего в природе гелия образовалось именно в первые секунды после Большого взрыва.
Сразу после рождения Вселенная проходила инфляционный период развития - все расстояния стремительно увеличивались (с точки зрения внутреннего наблюдателя). Однако плотность энергии в разных точках пространства не может быть в точности одинаковой - какие-то неоднородности всегда присутствуют. Предположим, что в какой-то области энергия немного больше, чем в соседних. Но раз все размеры быстро растут, то и размер этой области тоже должен расти. После окончания инфляционного периода эта разросшаяся область будет иметь чуть больше частиц, чем окружающее ее пространство, да и ее температура будет немного выше.
Поняв неизбежность возникновения таких областей, сторонники инфляционной теории обратились к экспериментаторам: «необходимо обнаружить флуктуации температуры…» - констатировали они. И в 1992 году это пожелание было выполнено. Практически одновременно российский спутник «Реликт-1» и американский «COBE» обнаружили требуемые флуктуации температуры реликтового излучения. Как уже говорилось, современная Вселенная имеет температуру 2,7 К, а найденные учеными отклонения температуры от среднего составляли примерно 0,00003 К. Неудивительно, что такие отклонения трудно было обнаружить раньше. Так инфляционная теория получила еще одно подтверждение.
С открытием колебаний температуры появилась еще одна захватывающая возможность - объяснить принцип формирования галактики. Ведь чтобы гравитационные силы сжимали материю, необходим исходный зародыш - область с повышенной плотностью. Если материя распределена в пространстве равномерно, то гравитация, подобно Буриданову ослу, не знает, в каком направлении ей действовать. Но как раз области с избытком энергии и порождает инфляция. Теперь гравитационные силы знают, на что воздействовать, а именно, на более плотные области, созданные во время инфляционного периода. Под действием гравитации эти изначально чуть-чуть более плотные области будут сжиматься и именно из них в будущем образуются звезды и галактики.
Современный нам момент эволюции Вселенной крайне удачно приспособлен для жизни, и длиться он будет еще много миллиардов лет. Звезды будут рождаться и умирать, галактики вращаться и сталкиваться, а скопления галактик - улетать все дальше друг от друга. Поэтому времени для самосовершенствования у человечества предостаточно. Правда, само понятие «сейчас» для такой огромной Вселенной, как наша, плохо определено. Так, например, наблюдаемая астрономами жизнь квазаров, удаленных от Земли на 10-14 млрд. световых лет, отстоит от нашего «сейчас» как раз на те самые 10-14 млрд. лет. И чем дальше в глубь Вселенной мы заглядываем с помощью различных телескопов, тем более ранний период ее развития мы наблюдаем.
Сегодня ученые в состоянии объяснить большинство свойств нашей Вселенной, начиная с момента в 10 -42 секунды и до настоящего времени и даже далее. Они могут также проследить образование галактик и довольно уверенно предсказать будущее Вселенной. Тем не менее ряд «мелких» непонятностей еще остается. Это прежде всего - сущность скрытой массы (темной материи) и темной энергии. Кроме того, существует много моделей, объясняющих, почему наша Вселенная содержит гораздо больше частиц, чем античастиц, и хотелось бы определиться в конце концов с выбором одной правильной модели.
Как учит нас история науки, обычно именно «мелкие недоделки» и открывают дальнейшие пути развития, так что будущим поколениям ученых наверняка будет чем заняться. Кроме того, более глубокие вопросы тоже уже стоят на повестке дня физиков и математиков. Почему наше пространство трехмерно? Почему все константы в природе словно «подогнаны» так, чтобы возникла разумная жизнь? И что же такое гравитация? Ученые уже пытаются ответить и на эти вопросы.
Ну и конечно, оставим место для неожиданностей. Не надо забывать, что такие основополагающие открытия, как расширение Вселенной, наличие реликтовых фотонов и энергия вакуума, были сделаны, можно сказать, случайно и не ожидались ученым сообществом.
Один из фрагментов первой микросекунды жизни вселенной сыграл огромную роль в ее дальнейшей эволюции.
Концептуальный прорыв стал возможным благодаря очень красивой гипотезе, родившейся в попытках найти выход из трех серьезных неувязок теории Большого взрыва - проблемы плоской Вселенной, проблемы горизонта и проблемы магнитных монополей.
Редкая частица
С середины 1970-х годов физики начали работать над теоретическими моделями Великого объединения трех фундаментальных взаимодействий - сильного, слабого и электромагнитного. Многие из этих моделей приводили к заключению, что вскоре после Большого взрыва должны были в изобилии рождаться очень массивные частицы, несущие одиночный магнитный заряд. Когда возраст Вселенной достиг 10^–36 секунды (по некоторым оценкам, даже несколько раньше), сильное взаимодействие отделилось от электрослабого и обрело самостоятельность. При этом в вакууме образовались точечные топологические дефекты с массой в 10^15 –10^16 большей, чем масса тогда еще не существовавшего протона. Когда, в свою очередь, электрослабое взаимодействие разделилось на слабое и электромагнитное и появился настоящий электромагнетизм, эти дефекты обрели магнитные заряды и начали новую жизнь - в виде магнитных монополей.
Эта красивая модель поставила космологию перед малоприятной проблемой. «Северные» магнитные монополи аннигилируют при столкновении с «южными», но в остальном эти частицы стабильны. Из-за огромной по меркам микромира массы нанограммового масштаба вскоре после рождения они были обязаны замедлиться до нерелятивистских скоростей, рассеяться по пространству и сохраниться до наших времен. Согласно стандартной модели Большого взрыва, их нынешняя плотность должна приблизительно совпадать с плотностью протонов. Но в этом случае общая плотность космической энергии как минимум в квадриллион раз превышала бы реальную.
Все попытки обнаружить монополи до сих пор завершались неудачей. Как показал поиск монополей в железных рудах и морской воде, отношение их числа к числу протонов не превышает 10^–30. Либо этих частиц вообще нет в нашей области пространства, либо столь мало, что приборы неспособны их зарегистрировать, несмотря на четкую магнитную подпись. Это подтверждают и астрономические наблюдения: наличие монополей должно сказываться на магнитных полях нашей Галактики, а этого не обнаружено.
Конечно, можно допустить, что монополей вообще никогда не было. Некоторые модели объединения фундаментальных взаимодействий и в самом деле не предписывают их появления. Но проблемы горизонта и плоской Вселенной остаются. Так получилось, что в конце 1970-х космология столкнулась с серьезными препятствиями, для преодоления которых явно требовались новые идеи.
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. Такая 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.
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.
Плоская Вселенная
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.
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.
Решение проблем
Будем считать, что радиус Вселенной перед выходом на экспоненту всего на несколько порядков превышал планковскую длину, 10^–35 м. Если в экспоненциальной фазе он вырастет, скажем, в 10^50 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.
Модель космологической инфляции, решающая многие неувязки теории Большого взрыва, утверждает, что за очень короткое время размер пузырька, из которого образовалась наша Вселенная, увеличился в 10^50 раз. После этого Вселенная продолжила расширяться, но уже значительно медленнее.
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.
Но модель Гута всё 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 всё 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.
Потеря связи
Реликтовое излучение, которое мы сейчас видим с Земли, приходит с расстояния 46 млрд. световых лет (по сопутствующей шкале), пропутешествовав чуть менее 14 млрд. лет. Однако когда это излучение начало свое странствие, возраст Вселенной насчитывал всего лишь 300 000 лет. За это время свет мог пройти путь, соответственно, лишь в 300 000 световых лет (маленькие окружности), и две точки на иллюстрации просто не смогли бы связаться друг с другом - их космологические горизонты не пересекаются.
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.
Плоская проблема
Астрономы уже давно уверились в том, что если нынешнее космическое пространство и деформировано, то довольно умеренно.
Геометрия космоса
Локальная геометрия Вселенной определяется безразмерным параметром: 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.
Модели Фридмана и Леметра позволяют вычислить, какой была искривленность пространства вскоре после Большого взрыва. Кривизна оценивается с помощью безразмерного параметра, равного отношению средней плотности космической энергии к тому ее значению, при котором эта кривизна делается равна нулю, а геометрия Вселенной, соответственно, становится плоской. Лет 40 назад уже не было сомнений, что если этот параметр и отличается от единицы, то не больше, чем в десять раз в ту или иную сторону. Отсюда следует, что через одну секунду после Большого взрыва он отличался от единицы в большую или меньшую сторону всего лишь на 10^–14! Случайна такая фантастически точная «настройка» или обусловлена физическими причинами? Именно так в 1979 году сформулировали задачу американские физики Роберт Дике и Джеймс Пиблз.
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 в одной 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.
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. В1980-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.
Там, за горизонтом
Проблема горизонта связана с реликтовым излучением. Из какой бы точки горизонта оно ни пришло, его температура постоянна с точностью до 0,001%.
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.
В 1970-х этих данных еще не было, но астрономы и тогда полагали, что колебания не превышают 0,1%. В этом и состояла загадка. Кванты микроволнового излучения разлетелись по космосу приблизительно через 400 000 лет после Большого взрыва. Если Вселенная все время эволюционировала по Фридману–Леметру, то фотоны, пришедшие на Землю с участков небесной сферы, разделенных угловым расстоянием более двух градусов, были испущены из областей пространства, которые тогда не могли иметь друг с другом ничего общего. Между ними лежали расстояния, которые свет попросту не успел бы преодолеть за все время тогдашнего существования Вселенной - иначе говоря, их космологические горизонты не пересекались. Поэтому у них не было возможности установить друг с другом тепловое равновесие, которое почти точно уравняло бы их температуры. Но если эти области не были связаны в ранние моменты образования, как они оказались практически одинаково нагреты? Если это и совпадение, то слишком уж странное.
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».
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».
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».