Часть IV. Из кухни в Мультиленную
влиятельной в космологии за последние
несколько десятилетий.3
Из этого, конечно же, не следует ее
истинность. Если в ранней Вселенной
в течение какого-то периода времени до-
минировала темная энергия с высокой
плотностью, то можно понять, почему
Вселенная эволюционировала именно
в то состояние, в котором она, очевидно,
Рис. 14.1. Алан Гут, чей сценарий ин-
фляционной Вселенной может помочь
в объяснении, почему наша наблюдаемая
Вселенная так близка к однородному
и плоскому состоянию
энергии? Инфляция сама по себе не дает
никакого ответа на загадку, почему энтропия в ранней Вселенной была низкой,
за исключением предположения, что при зарождении Вселенной энтропия
была еще ниже (что вполне может оказаться небольшим жульничеством).
Тем не менее инфляция — это невероятно привлекательная идея, хорошо
согласующаяся с наблюдаемыми свойствами нашей ранней Вселенной. И бла-
годаря ей мы пришли к определенным удивительным выводам, которые не
предвидел даже сам Гут, когда впервые предложил этот сценарий, — включая,
как мы скоро узнаем, способ придать реалистичность идее Мультиленной.
По мнению большинства работающих в настоящее время космологов, та или
иная версия инфляционной теории, скорее всего, окажется в итоге правильной.
Единственный вопрос — почему инфляция вообще происходила?
Кривизна пространства
Представьте себе, что вы взяли карандаш и пытаетесь поставить его на кончик
грифеля. Очевидно, что он сразу же начнет падать. Но если бы в вашем рас-
поряжении была чрезвычайно устойчивая поверхность, а вы были бы настоящим
мастером балансировки, то вы бы могли установить эту конструкцию так,
чтобы карандаш оставался в вертикальном положении очень долгое время.
Скажем, более 14 миллиардов лет.
Этот пример хорошо иллюстрирует нашу Вселенную, а карандаш пред-
ставляет такую ее характеристику, как кривизна пространства. В действитель-
ности это не самое запутанное понятие, но космологи зачастую искусственно
усложняют его, говоря то о «кривизне пространства—времени», то о «кри- 
|
|
|
|
|
Глава 14. Инфляция и Мультиленная
визне пространства». Это разные вещи, и нам приходится каждый раз из
контекста догадываться, что именно имелось в виду. Так же как пространство—
время может обладать кривизной, кривизна может быть и у пространства само-
го по себе, и вопрос о том, искривлено ли пространство, абсолютно не связан
с вопросом искривленности пространства—времени.4
Одна из проблем, которые потенциально могут всплыть при обсуждении
кривизны пространства самого по себе, заключается в том, что общая теория
относительности предоставляет нам возможность нарезать пространство—вре-
мя на трехмерные копии эволюционирующего во времени пространства множе-
ством разных способов; определение «пространства» не уникально. К счастью,
в нашей наблюдаемой Вселенной существует естественный вариант подобной
нарезки: мы определяем «время» так, чтобы плотность материи оставалась при-
близительно одинаковой в пространстве на больших масштабах, но уменьшалась
по мере расширения Вселенной. Другими словами, распределение материи
определяет естественную покоящуюся систему координат во Вселенной. Это ни
в коем случае не нарушает принципы относительности, так как отражает свойства
одной конкретной конфигурации материи, а не базовые законы физики.
В целом пространство может совершенно произвольным способом ис-
кривляться в разных точках, и для того чтобы справиться с математикой, опи-
сывающей искривление, была разработана особая дисциплина, носящая на-
звание дифференциальной геометрии. Но космологам повезло: пространство
при рассмотрении очень больших расстояний является однородным и выглядит
одинаково во всех направлениях. В такой ситуации достаточно указать одно
значение — «пространственную кривизну», чтобы узнать все необходимое
о геометрии трехмерного пространства. Кривизна пространства может вы-
ражаться положительным числом, отрицательным числом или быть равной
нулю. Если кривизна равна нулю, то мы, естественно, говорим, что пространство
«плоское» и обладает всеми геометрическими характеристиками в привычном
для нас понимании. Эти характеристики впервые были сформулированы Эв-
клидом и включают такие свойства, как «параллельные линии никогда не пере-
секаются» и «сумма углов треугольника равна в точности 180 градусам». Если
кривизна положительна, то пространство напоминает поверхность сферы, —
за исключением того, что оно трехмерно. Линии, параллельные на каком-то
участке, в конечном счете пересекутся, а сумма углов треугольника превышает
180 градусов. Если же кривизна отрицательная, то пространство похоже на
седло или картофельные чипсы. Линии, параллельные на каком-то участке,
расходятся в стороны, а сумма углов треугольника — ну, вы, вероятно, уже
догадались.5
(
)
Часть IV. Из кухни в Мультиленную
Рис. 14.2. Варианты пространств с постоянной кривизной. Сверху вниз: положительная
кривизна, как на сфере; отрицательная кривизна, как на седле; нулевая кривизна, как на плос-
кой поверхности
Согласно правилам общей теории относительности, если при рождении
Вселенная была плоской, то она остается плоской. Если она появилась в ис-
кривленном состоянии, то кривизна постепенно, по мере расширения Вселен-
ной, уменьшается. Однако, как мы уже знаем, плотность материи и излучения
также уменьшается. (Пока позабудьте даже о том, что вы когда-либо слышали
такой термин, как темная энергия, потому что она все ставит с ног на голову.)
Написав уравнения, можно убедиться, что плотность материи или излучения
уменьшается быстрее, чем вклад кривизны пространства. По сравнению с ма-
терией и излучением кривизна по мере расширения Вселенной оказывает все
большее влияние на эволюцию Вселенной.
Следовательно, если в ранней Вселенной присутствовал хоть сколько-нибудь
заметный вклад кривизны, сегодня искривленность Вселенной должна быть
очевидной. Плоская Вселенная подобна карандашу, поставленному на кончик
грифеля: малейшее отклонение влево или вправо моментально приведет к па-
дению карандаша. Схожим образом, любое мельчайшее отклонение от идеаль-
ной плоскостности в ранние годы должно с годами становиться все более
и более заметным. Но наблюдения показывают, что Вселенная выглядит очень
плоской. Насколько можно судить, никакой поддающейся измерению кривиз-
ны в современной Вселенной не наблюдается.6
|
Глава 14. Инфляция и Мультиленная
Такое состояние дел известно под названием проблемы плоскостности. Раз
Вселенная настолько плоская сегодня, она должна была быть невероятно пло-
ской и в прошлом. Но почему?
Проблема плоскостности имеет определенное сходство с проблемой эн-
тропии, которую мы разбирали в предыдущей главе. В обоих случаях загвоздка
не в ужасающем несоответствии между теорией и наблюдением — нам доста-
точно постулировать, что ранняя Вселенная пребывала в какой-то определен-
ной форме, и тогда головоломка прекрасно складывается. Проблема в том, что
«определенная форма» создает впечатление формы неестественной и при-
нудительно тонко подстроенной, причем без всяких очевидных на то причин.
Конечно, мы могли бы сказать, что и энтропия и пространственная кривизна
ранней Вселенной были малы, и на этом закончить историю безо всяких до-
полнительных объяснений. Но эти очевидно неестественные свойства Вселен-
ной могут быть ключом к чему-то важному, поэтому надлежит относиться к ним
со всей серьезностью.
Магнитные монополи
Когда Алан Гут наткнулся на идею инфляции, он не пытался решить проблему
плоскостности. Его интересовала совершенно другая загадка, известная под
названием проблемы магнитных монополей.
Гут, если уж на то пошло, космологией вообще особенно не интересовался.
1979 год был для него девятым годом постдоктората — фазы научной карьеры
между аспирантурой и вхождением в преподавательский состав высшего учеб-
ного заведения, когда ученый может сконцентрироваться на исследованиях, не
беспокоясь о преподавании и прочих академических обязанностях. (И без
каких-либо гарантий обеспечения работой; большинство постдоков так никог-
да и не получают место на факультете и в конце концов уходят с научной арены.)
Девять лет — это больше, чем талантливому постдоку, как правило, требуется,
чтобы получить где-то должность доцента, но и история публикаций Гута на
том этапе его карьеры не отражала дарования, которое в нем видели другие.
Какое-то время он трудился над впавшей в общественную немилость теорией
кварков, а затем переключился на попытки понять невнятное предсказание
недавно ставших популярными теорий великого объединения — о существо-
вании магнитных монополей.
Теории великого объединения (Grand Unified Theories, GUT) представля-
ют собой попытку унифицированного объяснения всех сил природы, за ис-
ключением гравитации. Они завоевали большую популярность в 1970-х годах
Часть IV. Из кухни в Мультиленную
как благодаря присущей им простоте, так и за счет весьма интригующего
предсказания, согласно которому протон, непоколебимая элементарная части-
ца, которая (совместно с электроном и нейтроном) формирует основу для всей
окружающей нас материи, в конце концов распадается на более легкие частицы.
Для поиска доказательств протонного радиоактивного распада были постро-
ены гигантские лаборатории, но пока никаких свидетельств этого явления
обнаружено не было. Это не означает, что теории великого объединения не-
верны; они все еще довольно популярны, но неудача с обнаружением протон-
ного распада заставила физиков погрузиться в сомнения относительно того,
каким же образом эти теории могут быть проверены.
Также теории великого объединения предсказали существование нового
типа частиц — магнитного монополя. Обычные заряженные частицы — это
электрические монополи, то есть они несут либо положительный заряд, либо
отрицательный, и на этом история заканчивается. Никому еще не удалось об-
наружить изолированный «магнитный заряд» в природе. Магниты, как мы их
знаем, всегда остаются диполями: у них есть северный и южный полюсы. Раз-
режьте магнит пополам между полюсами, и в месте разреза появятся два новых
полюса. Насколько можно судить по результатам экспериментов, поиск изо-
лированного магнитного полюса — монополя — это практически то же самое,
что поиск фрагмента струны только с одним концом.
Однако, согласно теориям великого объединения, монополи должны быть
реальными. В конце 1970-х годов люди осознали, что можно просто сесть и под-
считать число монополей, которые должны быть рождены в результате Боль-
шого взрыва. И ответ оказался таков: их слишком много. Общая масса моно-
полей, согласно этим расчетам, должна оказаться намного выше общей массы
обычных протонов, нейтронов и электронов. Магнитные монополи должны
постоянно пролетать сквозь ваше тело.
Конечно же, из этой затруднительной ситуации можно выпутаться доволь-
но простым способом, заявив, что теории великого объединения ошибочны.
И это может быть верным ответом. Но Гут, размышляя над данной проблемой,
наткнулся на куда более интересную идею: инфляцию.
Инфляция
Темная энергия — источник плотности энергии, остающейся практически
(или точно) постоянной на всем протяжении пространства и времени, не
разреживаясь по мере расширения Вселенной, — заставляет Вселенную
ускоряться, постоянно подталкивая расширение. Мы полагаем, что большая
Глава 14. Инфляция и Мультиленная
часть энергии во Вселенной — от 70 до 75 % общей энергии — в настоящее
время пребывает в форме темной энергии. Но в прошлом, когда плотность
материи и излучения была выше, темная энергия, обладавшая, судя по всему,
примерно такой же плотностью, как и сегодня, играла относительно незна-
чительную роль.
Теперь вообразите, что в какой-то другой период жизни очень ранней
Вселенной существовала темная энергия с еще большей плотностью энергии.
Назовем эту необычайно плотную темную энергию «темной суперэнергией».7
Она доминировала во Вселенной и заставляла пространство ускоряться в ко-
лоссальном темпе. Затем — по причинам, которые будут названы позже, — эта
темная суперэнергия внезапно распалась на материю и излучение, а те в свою
очередь сформировали горячую плазму, из которой, по нашим представлениям,
состояла ранняя Вселенная. Распад оказался почти полным, но все же относи-
тельно небольшая плотность темной энергии сохранилась, и в последнее время
этот остаток начал существенно влиять на динамику Вселенной.
Таков сценарий инфляции. По сути, инфляция начинается в крохотной об-
ласти пространства и раздувает ее до невероятных размеров. Возможно, вы
задаетесь вопросом, почему это так важно: что такого необычного во времен-
ной фазе темной суперэнергии, если она просто-напросто распадается на ма-
терию и излучение? Популярность инфляционной идеи объясняется тем, что
она аналогична исповеди — полностью стирает все прошлые грехи.
Вернемся к проблеме монополей. Если теории великого объединения вер-
ны, то монополи возникают в огромном количестве в самый ранний период
жизни Вселенной. Итак, представим себе, что инфляция происходит довольно
Рис. 14.3. Инфляция начинается в крохотном участке пространства и быстро расширяет его
до громадных размеров. На этом рисунке масштаб абсолютно не соблюден; инфляция проис-
ходит за ничтожно малую долю секунды и растягивает пространство более чем в 1026 раз
|
Часть IV. Из кухни в Мультиленную
рано, но все же после возникновения монополей. В этом случае, если инфляция
продолжается достаточно долго, пространство увеличивается до такого неве-
роятного размера, что концентрация монополей уменьшается практически до
нуля. При условии, что распад темной суперэнергии на материю и излучение
не порождает дополнительных монополей (а этого не произойдет, если процесс
не слишком энергетически эффективный), вуаля! — никакой проблемы моно-
полей не остается.
То же самое и с кривизной пространства. По сути, проблема состояла в том,
что кривизна падает намного медленнее, чем разреживаются материя и излу-
чение, поэтому если хоть какая-то кривизна существовала в ранний период,
она была бы хорошо заметна сегодня. Но темная энергия разреживается еще
медленнее, чем кривизна, — на самом деле ее плотность вообще почти не
уменьшается. Так что опять мы заключаем, что если инфляция займет доста-
точно много времени, то кривизна успеет уменьшиться почти до нуля, прежде
чем материя и излучение будут заново созданы в процессе распада темной су-
перэнергии. Никакой больше проблемы плоскостности.
Вы понимаете, почему инфляционная идея так взволновала Гута. Он раз-
мышлял о проблеме монополей, но с другой точки зрения — пытаясь не решить
ее, а использовать в качестве аргумента против теорий великого объединения.
В своей исходной работе, посвященной данной проблеме и написанной в со-
авторстве с физиком из Корнелльского университета Генри Таем, он вообще
проигнорировал возможную роль темной энергии и заключил, что решить
проблему монополей чрезвычайно сложно. Однако стоило Гуту как следует
задуматься о возможных эффектах раннего периода доминирования темной
энергии, как решение проблемы монополей упало к нему в руки в готовом
виде, — одно это заслуживает рамочки, по крайней мере одинарной.
Необходимость добавить вторую рамочку стала очевидной, когда Гут понял,
что данная идея также способна решить проблему плоскостности, о которой он
до этого даже не думал. Совершенно случайно чуть раньше Гут посетил лекцию
физика из Принстонского университета Роберта Дике, одного из первых ученых,
занявшихся исследованием космического микроволнового фонового излучения.
В своей лекции, прочитанной в Корнелльском университете в рамках меропри-
ятия под названием «день Эйнштейна», Дике упомянул о нескольких невыяс-
ненных вопросах традиционной космологической модели. Одним из них была
проблема плоскостности, которая врезалась в память Гуту, несмотря на то что
его исследования в то время не были особо связаны с космологией.
В результате, осознав, что инфляция решает не только проблему монополей,
но и проблему плоскостности, Гут ясно увидел перспективы поистине велико-
Глава 14. Инфляция и Мультиленная
го открытия. И действительно, благодаря этому открытию Гут, можно сказать,
проснулся знаменитым, превратившись из едва сводящего концы с концами
постдока в самого желанного кандидата на рынке профессорских вакансий.
В итоге он решил вернуться в MIT, где заканчивал аспирантуру, и по сей день
он преподает в этом учебном заведении.
Проблема горизонта
Прорабатывая следствия инфляционной теории, Гут осознал, что данный
сценарий предлагает решение еще одной загадки космологической тонкой
подстройки — проблемы горизонта. И это на самом деле очень важно, так как,
по мнению многих ученых, проблема горизонта — самая запутанная и требу-
ющая наибольшего внимания в стандартной космологии Большого взрыва.
Эта проблема произрастает из того простого факта, что ранняя Вселенная
выглядит практически одинаково во всех точках, как бы далеко они ни были
разнесены. В предыдущей главе мы упомянули о том, что «типичное» со-
стояние ранней Вселенной, даже если зафиксировать невероятную плотность
и стремительное расширение, проявляет тенденцию к разнообразным флук-
туациям и возникновению неоднородностей — оно должно напоминать
состояние сжимающейся Вселенной с обращенным временем. Так что одно-
родность Вселенной является как раз тем свойством, которое необходимо
объяснить. Можно сказать, что проблема горизонта — это в действитель-
ности отражение проблемы энтропии в том виде, как мы рассматривали ее
выше, несмотря на то что решается проблема горизонта обычно совершенно
другим способом.
Мы знаем, что такое горизонт в контексте черных дыр, — это такая область,
попав в которую мы никогда уже не сможем вернуться во внешний мир. Или,
если точнее, сможем, но только если начнем перемещаться со скоростью выше
скорости света. Однако в стандартной модели Большого взрыва существует
совершенно особое понятие горизонта, базирующееся на том факте, что Боль-
шой взрыв произошел конечное время тому назад. Это «космологический
горизонт», в противоположность «горизонту событий» вокруг черной дыры.
Нарисуем направленный в прошлое световой конус из нашего текущего ме-
стоположения в пространстве—времени; в далеком прошлом этот световой
конус пересечется с началом Вселенной. Рассмотрим теперь мировую линию
частицы, родившейся при Большом взрыве за пределами нашего светового
конуса: никакой сигнал с этой мировой линии никогда не сможет достичь на-
шего текущего события (если только его скорость не превысит скорость света).
Часть IV. Из кухни в Мультиленную
-
Рис. 14.4. Космологический горизонт определяется как область, на границе которой наш
световой конус прошлого встречается с Большим взрывом. По мере того как мы продвига-
емся вперед во времени, наш горизонт увеличивается. Мировая линия, находившаяся за
пределами нашего горизонта в момент A, оказывается внутри горизонта, когда мы достига-
ем момента B
Следовательно, можно сказать, что такая частица находится за пределами на-
шего космологического горизонта, как показано на рис. 14.4.
Все это хорошо и прекрасно, но самое интересное начинается тогда, когда
мы понимаем, что в отличие от горизонта событий статической черной дыры
наш космологический горизонт со временем, по мере того как мы продвигаем-
ся вдоль нашей мировой линии, увеличивается. Чем старше мы становимся, тем
больше пространства—времени охватывает наш световой конус прошлого,
и мировые линии других частиц, которые раньше находились снаружи, попадают
внутрь нашего горизонта. (Сами мировые линии не меняются — наш горизонт
расширяется и захватывает их тоже.)
Следовательно, у событий, оставшихся далеко в прошлом, космологические
горизонты меньше; они ближе (по времени) к Большому взрыву, поэтому их
прошлое содержит меньше событий. Рассмотрим разные точки, наблюдаемые
при изучении космического микроволнового фонового излучения на противо-
положных сторонах неба, как показано на рис. 14.5. Микроволновое фоновое
излучение позволяет нам увидеть изображение Вселенной на момент около
380 000 лет после Большого взрыва. Тогда Вселенная стала прозрачной: тем-
пература понизилась достаточно, для того чтобы электроны и протоны могли
связаться в атомы. В зависимости от локальных условий в выбранных нами точ-
ках — плотности, скорости расширения и т. д. — сегодня для нас они мог-
ли бы выглядеть совершенно по-разному. Но не выглядят. Насколько мы
|
Глава 14. Инфляция и Мультиленная
Рис. 14.5. Проблема горизонта. Мы смотрим на точки космического микроволнового фо-
нового излучения, находящиеся очень далеко друг от друга, и замечаем, что их температура
почти одинакова. Но горизонты этих точек не пересекаются, поэтому никакие сигналы
пройти между ними не могли. Как же эти точки умудрились прийти к одной и той же тем-
пературе?
видим, все точки на микроволновом небе имеют почти одинаковую темпера-
туру; от одной области к другой температура может различаться лишь на ты-
сячную долю процента. Следовательно, физические условия во всем этом
множестве точек должны были быть достаточно схожими.
Именно в этом и заключается суть проблемы горизонта: как эти разнесенные
далеко в стороны точки узнали, к какому общему состоянию им нужно прийти?
Несмотря на то что все они находятся в пределах нашего космологического го-
ризонта, их собственные горизонты куда меньше, поскольку сами точки намного
ближе к Большому взрыву. Сегодня вычисление размера космологических гори-
зонтов для подобных точек (в предположениях традиционной модели Большого
взрыва) — стандартное упражнение для аспирантов, изучающих космологию;
и ответ таков, что у точек, расстояние между которыми на небе составляет более
одного градуса, горизонты вообще не пересекаются. Другими словами, в про-
странстве—времени нет таких событий, которые бы принадлежали прошлому
всех этих разных точек, и не существует способа, при помощи которого они
могли бы обменяться какими-либо сигналами.8 Тем не менее физические условия
во всех них практически идентичны. Как такое возможно?
Это сравнимо с тем, как если бы вы попросили несколько тысяч людей вы-
брать случайное число от единицы до миллиона и все они назвали числа между
|
Часть IV. Из кухни в Мультиленную
836 820 и 836 830. Вы были бы уверены, что это не простая случайность, — что
каким-то образом все эти люди сговорились между собой. Но как? Это про-
блема горизонта. Как вы видите, она тесно связана с проблемой энтропии.
Когда во всей ранней Вселенной, куда ни посмотри, наблюдаются чрезвычайно
схожие условия, это, определенно, низкоэнтропийная конфигурация, так как
число способов устроить это крайне ограниченно.
Инфляция предлагает изящное решение проблемы горизонта. В эру ин-
фляции пространство расширяется невероятно сильно; точки, которые из-
начально находились довольно близко друг к другу, разносятся очень далеко.
В частности, точки, между которыми было огромное расстояние на момент,
когда сформировалось микроволновое фоновое излучение, до начала инфля-
ции, находились вплотную друг к другу, — и это ответ на вопрос: «Как они
узнали о схожих условиях?». Что еще важнее, во время инфляции во Вселен-
ной доминировала темная суперэнергия, которая, как и любая другая форма
темной энергии, обладает везде одинаковой плотностью. Возможно, на
участке пространства, где началась инфляция, существовали и другие формы
энергии, но они быстро рассеялись в расширяющемся пространстве; раз-
дувая пространство, инфляция делает его плоским — так вы расправляете
скомканную простыню, растягивая ее в стороны за уголки. Естественным
результатом инфляции является Вселенная, выглядящая очень однородной
на больших масштабах.
Истинный и ложный вакуумы
Инфляция — это простой механизм объяснения свойств ранней Вселенной:
