Математика космоса. Как современная наука расшифровывает Вселенную - Йен Стюарт

Не пробуйте проделать это дома.

* * *

И очень раннее начало, и очень быстрое расширение необходимы для того, чтобы инфляционный расчет сошелся с ответом. Но что вызывает этот стремительный рост — взрыв намного более внушительный, чем слабенький Большой взрыв, с которого все началось? Ответ: инфлатонное поле. Это не опечатка: инфлатон — гипотетическая частица. В квантовой теории поля и частицы ходят рука об руку. Частица — это всегда локализованный сгусток поля, а поле — непрерывное море частиц.

Гут задался вопросом: что произошло бы, если бы пространство было равномерно заполнено не замеченным нами квантовым полем — гипотетическим инфлатонным полем? Его расчеты показали, что такое поле генерирует отрицательное давление, то есть расталкивающую силу. Брайан Грин предлагает аналогию с углекислым газом в бутылке шампанского. Стоит откупорить бутылку — и газ стремительно расширяется, порождая те самые желанные пузырьки. Стоит откупорить Вселенную — и инфлатонное поле расширяется еще более стремительно. Новость состоит в том, что вам не нужна пробка: вместо этого вся бутылка (Вселенная) может расшириться, очень быстро и очень-очень сильно. Нынешняя теория гласит, что между 10↑–36 и 10↑–32 секунды после Большого взрыва объем Вселенной увеличился по крайней мере в 10↑78 раз.

Хорошая новость состоит в том, что инфляционный сценарий — или, точнее, некоторые из многочисленных вариантов первоначальной идеи, предложенных за это время, — хорошо согласуется со многими наблюдениями. Это не слишком удивительно, поскольку теория изначально была придумана так, чтобы не противоречить некоторым ключевым наблюдениям, однако она согласуется и со многими другими наблюдениями тоже, что внушает надежду. Так что, дело сделано? Ну, может, и нет, потому что есть еще и плохая новость: никто и никогда не наблюдал ни инфлатона, ни каких бы то ни было следов поля, которое он вроде бы поддерживает. Этот квантовый кролик до сих пор еще не извлечен из космологической шляпы, но это был бы очень симпатичный кролик, если бы удалось уговорить его хоть на мгновение высунуть свой нос над полями шляпы.

Однако в последние несколько лет этот вариант потерял заметную часть своей привлекательности. Когда физики и космологи начали задавать более глубокие вопросы об инфляции, сразу же выявились проблемы. Одна из самых серьезных — вечная инфляция, открытая Александром Виленкиным. Обычное объяснение структуры нашей Вселенной предполагает, что инфлатонное поле включается один раз, в самом начале эволюции Вселенной, и потом всегда остается выключенным. Однако, если инфлатонное поле вообще существует, оно может включиться где угодно и в любой момент. Эта тенденция известна как вечная инфляция. Она подразумевает, что наша область Вселенной представляет собой всего лишь один раздутый пузырь в целой ванне космической пены и новый период инфляции мог бы начаться в вашей гостиной сегодня после обеда, мгновенно увеличив ваш телевизор и вашу кошку[90] в 10↑78 раз.

Существуют способы исправить эти недочеты при помощи различных вариантов первоначальной идеи Гута, но они требуют необычайных, можно сказать, уникальных начальных условий для нашей Вселенной. Насколько уникальных, можно судить по еще одному любопытному факту: существует еще один вариант особых начальных условий, при которых Вселенная получилась бы в точности как наша, но без инфляции. Оба варианта начальных условий можно назвать уникальными, но не в равной степени. Роджер Пенроуз показал, что начальные условия, порождающие Вселенную, аналогичную нашей, но без инфляции, должны встречаться чаще, чем те, что порождают инфляционный сценарий, в гуголплекс раз (гуголплекс — число, равное 10↑10↑100). Так что объяснение нынешнего состояния Вселенной, не содержащее инфляционного этапа, в ошеломляющее число раз более вероятно, чем то, которое этот этап содержит. Пенроуз воспользовался термодинамическим подходом, но я не уверен, что он в данном случае годится. Гэри Гиббонс и Нил Турок использовали другой метод: попытались обратить время и закрутить Вселенную обратно до первоначального состояния. Опять же, почти все варианты этого начального состояния не предусматривали инфляции.

Большинство космологов продолжают считать, что теория инфляции в основе своей верна, поскольку ее предсказания замечательно согласуются с наблюдениями. Было бы преждевременно отказаться от нее из-за упомянутых мной трудностей. Однако эти трудности дают веские основания предполагать, что у нынешней концепции инфляции есть серьезные недостатки. Возможно, она ведет нас в правильном направлении, но ни в коем случае не является окончательным ответом.

* * *

У стандартной модели происхождения Вселенной есть еще две проблемы. Одна из них была сформулирована в главе 12 и состоит в следующем: внешние области галактик вращаются слишком быстро, чтобы Ньютонова (да и Эйнштейнова тоже, по общему мнению) гравитация могла удержать их. Стандартный ответ на этот вопрос — скрытая масса, или темное вещество, о котором будет подробно рассказано в следующей главе.

Вторая проблема — то, как скорость расширения Вселенной меняется со временем. Космологи ожидали, что она либо постоянна — и тогда мы получим «открытую» Вселенную, которая вечно увеличивается в размерах либо замедляется по мере того, как гравитация стягивает расходящиеся галактики обратно, — и тогда Вселенная «замкнута». Но в 1998 году команда проекта поиска сверхновых с большим красным смещением (High-z Supernova Search), исследовавшая красное смещение у сверхновых типа Ia, обнаружила, что расширение ускоряется. Их работа была удостоена Нобелевской премии по физике в 2011 году, и реальный результат у них (в отличие от инфляции и скрытой массы) не слишком противоречив. Противоречиво объяснение этого результата.

Космологи приписывают ускорение расширения Вселенной предполагаемому источнику энергии, которую они называют «темная энергия». Еще одна возможность — Эйнштейнова космологическая постоянная Λ. Положительное значение Λ при подстановке в уравнения дает наблюдаемую скорость расширения. Если это верно, то крупнейшей ошибкой Эйнштейна было не введение космологической постоянной в уравнения поля, а отказ от нее. Чтобы соответствовать наблюдениям, эта константа должна быть чрезвычайно маленькой: около 10↑–29 г/см3 (если энергия выражена в единицах массы по знаменитой формуле Эйнштейна E = mc2).

Возможную физическую причину того, что Λ должна быть больше нуля, можно найти в квантовой механике: это энергия вакуума. Напомню, что это естественный эффект отталкивания, создаваемый виртуальными парами частица/античастица, рождающимися и аннигилирующими настолько быстро, что сами частицы невозможно даже обнаружить. Единственная проблема заключается в том, что, согласно современной квантовой механике, энергия вакуума должна быть в 10↑120 раз больше, чем та величина Λ, которая соответствует характеру ускорения.

Южноафриканский математик Джордж Эллис указал, что присутствие темной энергии выводится из наблюдений при априорном предположении, что Вселенная верно описывается стандартной метрикой Фридмана — Леметра — Робертсона — Уолкера, в которой Λ может (путем смены системы координат) быть интерпретирована как темная энергия. Мы видели, что эта метрика выводится из двух простых требований: Вселенная должна быть однородной и изотропной. Эллис показал, что недостаточная однородность может объяснить наблюдения без привлечения какой бы то ни было темной энергии. Вселенная неоднородна на масштабе войдов и кластеров, которые гораздо крупнее галактик. В то же время стандартная космологическая модель предполагает, что на чрезвычайно крупных масштабах эта неоднородность сглаживается, примерно как пена кажется однородной, если не присматриваться к ней так близко, чтобы видеть отдельные пузырьки. Поэтому космологи сравнивают наблюдения High-z с предсказаниями этой сглаженной модели.