Почему мы живем не в пустом пространстве? 2 страница
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: