Космология и вид пространств Калаби – Яу

Для простоты Бранденбергер и Вафа считали все пространственные измерения циклическими. Это допущение оправдано. Как отмечалось в главе 8, если циклические измерения достаточно велики и замыкаются на себя за границами современных возможностей наблюдения, циклической вид совместим с видом наблюдаемой нами Вселенной. Но для измерений, размер которых остаётся малым, более реалистичный исход заключается в их свёртывании в более сложное пространство Калаби – Яу. Ключевой вопрос, безусловно, в том, в какое именно пространство. Каким образом осуществляется выбор конкретного пространства? Никому не удалось пока что на это ответить. Однако, объединяя результаты об изменении топологии, описанные в предыдущей главе, с подобными космологическими прозрениями, можно предложить схему ответа на данный вопрос. Мы знаем, что многообразия Калаби – Яу можно связать друг с другом посредством конифолдных переходов с разрывом пространства. Можно представить себе, что в моменты хаоса и огромных температур после Большого взрыва свёрнутые компоненты пространства Калаби – Яу остаются малыми, но участвуют в безумном карнавале стремительных превращений, принимая облик различных пространств Калаби – Яу в процессе беспрестанных разрывов и восстановлений ткани пространства. По мере того как Вселенная охлаждается, а три измерения становятся всё больше, переходы от одного пространства Калаби – Яу к другому происходят реже и дополнительные измерения в конце концов упаковываются в определённое многообразие Калаби – Яу, предположительно ответственное за физические свойства наблюдаемого нами мира. Дело чести для физиков – подробно описать эволюцию компоненты Калаби – Яу нашего пространства, чтобы современный её вид можно было вывести из теоретических принципов. Мы видим, что с учётом новых результатов о возможности непрерывного преобразования пространств Калаби – Яу друг в друга выбор одного многообразия Калаби – Яу из множества других может, на самом деле, быть сведён к задаче из космологии.^{102}

До начала?

Так как точные уравнения теории струн неизвестны, Бранденбергеру и Вафе пришлось делать немало допущений и приближений в своих космологических исследованиях. Недавно Вафа сказал: «В нашей работе показано, что теория струн позволяет по‑новому подойти к давним проблемам стандартного подхода в космологии. Мы видим, например, что в теории струн можно искоренить само понятие исходной сингулярности. Однако на современном уровне понимания теории струн выполнить абсолютно надёжный расчёт для таких экстремальных условий очень сложно, и наша работа даёт лишь первое представление о струнной космологии, очень далёкое от окончательного понимания».^{103}

После этой работы физики непрерывно продвигаются вперёд к пониманию струнной космологии. В числе тех, кто идёт во главе этих исследований – Габриэле Венециано и его коллега Маурицио Гасперини из Туринского университета. Эти учёные представили свой, очень красивый, вариант струнной космологии, который в ряде мест соприкасается с описанным выше сценарием, но в других местах принципиально отличается от него. Как Бранденбергер и Вафа, для исключения бесконечной температуры и плотности энергии, которые возникают в стандартной и инфляционной модели, они опирались на существование минимальной длины в теории струн. Однако вместо вывода о том, что в силу этого свойства Вселенная рождается из комка планковских размеров, Гасперини и Венециано предположили, что существовала доисторическая Вселенная, родившаяся задолго до момента, который мы называем нулевой точкой, и зачавшая этот космический эмбрион планковских размеров.

Исходное состояние Вселенной в таком сценарии и в модели Большого взрыва очень сильно различаются. Согласно Гасперини и Венециано, Вселенная не являлась раскалённым и плотно скрученным клубком измерений, а была холодной и имела бесконечную протяжённость. Затем, как следует из уравнений теории струн, во Вселенную вторглась нестабильность, и все её точки стали, как и в эпоху инфляции по Гуту, стремительно разбегаться в стороны. Гасперини и Венециано показали, что из‑за этого пространство становилось всё более искривлённым и в результате произошёл резкий скачок температуры и плотности энергии.^{104} Прошло немного времени, и трёхмерная область миллиметровых размеров внутри этих бескрайних просторов преобразилась в раскалённое и плотное пятно, тождественное пятну, которое образуется при инфляционном расширении по Гуту. Затем всё пошло по стандартному сценарию космологии Большого взрыва, и расширяющееся пятно превратилось в наблюдаемую Вселенную. И так как в эпоху до Большого взрыва происходило своё инфляционное расширение, решение парадокса горизонта, предложенное Гутом, оказывается автоматически встроенным в этот космологический сценарий. По выражению Венециано, «теория струн преподносит нам, как на блюдечке, вариант инфляционной космологии».^{105}

Изучение струнной космологии быстро становится областью активных и продуктивных исследований. Например, сценарий эволюции до Большого взрыва уже не раз был поводом горячих, но плодотворных споров, а его место в будущей космологической формулировке, к которой мы, в конце концов, придём в рамках теории струн, далеко не очевидно. Однако нет сомнений, что эта космологическая формулировка будет твёрдо опираться на понимание физиками результатов, открытых во время второй революции суперструн. Например, сейчас ещё не ясны космологические следствия существования многомерных мембран, или то, как изменятся рассмотренные законы космологии, если окажется, что значения констант связи в теории струн соответствуют центральным областям рис. 12.11, а не одному из полуостровов на этой карте. Иными словами, как изменит наше понимание первых моментов существования Вселенной анализ законченной M‑теории? Эти важнейшие вопросы сейчас интенсивно исследуются. И уже появился один важный результат.