Современная космология: философские горизонты

Коллектив авторов

Одновременно с триумфом стандартного сценария (теории расширяющейся Вселенной) выяснилось, что в нем есть серьезные затруднения, носящие характер парадоксов. Их возникло больше десятка [67] . Наиболее впечатляющими были проблемы сингулярности, плоскостности пространства, крупномасштабной однородности и анизотропии Вселенной, горизонтов, барионной асимметрии, реликтовых монополей, единственности Вселенной. Эти затруднения (парадоксы) вызывали большую заботу среди космологов-теоретиков.

67

Линде А.Д. Физика элементарных частиц и инфляционная космология. М., 1990.

Факты и внеэмпирические аргументы в теориях сверхранней Вселенной. Наиболее длительную концептуальную историю имеет

проблема сингулярности, поставленная еще Фридманом и Леметром. Кому-то ситуация может показаться не столь драматичной, но С. Хокинг думает иначе. По его словам, если законы физики нарушаются в сингулярности, они могут нарушаться и в любом другом месте. Хокинг говорил также, что многие космологи «питали отвращение к самой идее сингулярности, оскорбляющей красоту теории Эйнштейна»³. Впрочем, с математической теоремой трудно поспорить, добавлял он. Одним из «наиболее мучительных вопросов», стоящих перед космологией, назвал сингулярность А.Д. Линде. Вот почему не будет преувеличением сказать, что в течение многих десятилетий космологи вели с сингулярностью настоящую «войну». Были предприняты многочисленные попытки выяснить: существовала ли в эволюции нашей Вселенной некая реальная особенность, которой соответствует сингулярность в решениях космологических уравнений? Этот вопрос разбивается на три части: а) неизбежна ли сингулярность в теории А.А. Фридмана; б) можно ли ее устранить, перестроив космологические теории или их принципы; в) какая космологическая теория — с сингулярностью или без нее — лучше соответствует фактам. На языке эпистемологии проблема приобретает следующую форму: конструктивно ли введена сингулярность в уравнениях Фридмана? Процедура конструктивного обоснования абстрактных объектов теоретических схем, после того, как они введены в качестве гипотез, согласно B.C. Степину, состоит в их адаптации к реальной экспериментально-измерительной практике через посредство эмпирических схем. Необходима внутренняя согласованность всех определяющих признаков абстрактных объектов теоретической схемы. В этом контексте и были многократно поставлены вопросы о сингулярности.

В рамках самой модели однородной изотропной Вселенной некоторые исследователи пришли к выводу, что в общем случае сингулярность необязательна. Но в исследованиях С. Хокинга и Р. Пенроуза были доказаны теоремы, из которых следует, что сингулярность в этой теории неизбежна, т. е. введена конструктивно. Наиболее радикальным подходом, позволявшим обойтись без сингулярности, была теория стационарной Вселенной Хойла-Бонди-Голда (1948 г.). Один из ее исходных принципов состоял в том, что свойства Вселенной не должны зависеть от «начальных условий». В теории предполагалось существование особого скалярного поля с отрицательной плотностью энергии («творящего поля» или С-поля), которое вызывает спонтанное рождение вещества в форме атомов водорода. Этот процесс как бы компенсирует расширение Вселенной, так что в целом она стационарна, и для наблюдателя всегда имеет один и тот же вид. Начальная сингулярность в ней отсутствует. Теория стационарной Вселенной пришла в противоречие с некоторыми фактами (например, пространственным распределением удаленных радиогалактик), не смогла удовлетворительно объяснить природу микроволнового фонового излучения. Но абстрактный объект скалярное «творящее поле» с отрицательным давлением был затем переосмыслен в инфляционной космологии (т. е. конструктивно введен в ее концептуальную схему), и в этой новой форме получил среди космологов большое признание.

Инфляционная теория [68] представляет собой, возможно, наиболее крупный прорыв в космологии за последние десятилетия. Она основывается на гипотезе, что Вселенная за ничтожно короткое время после сингулярности (10^{– 42}— 10^{– 36}с) [69] возникла из сверхплотного вакуумоподобного состояния и прошла эпоху раздувания (инфляции). Это обозначает сверхбыстрое (дофридмановское) расширение Вселенной, которое происходит по экспоненциальному закону. В ходе этого процесса радиус Вселенной увеличился в 10 в степени 10¹² раз. Большинство космологов разрабатывают именно инфляционные сценарии. Первый из них был предложен A.A. Старобинским еще в 1979 г., затем появились сценарии А. Гуса (1981 г.), так называемый новый сценарий (А.Д. Линде, А. Альбрехт, П. Стейнхардт 1982 г.), сценарий хаотического раздувания (А.Д. Линде 1983 г. и 1986 г.).

68

GuthA.H. The Inflationary Universe. NY, 1996.

69

Сажин М.В. Современная космология в популярном изложении. М., 2002. С. 37.

Общая черта различных инфляционных сценариев в космологии состоит в том, что все они признают огромную роль, которую играют в динамике Вселенной скалярные поля. Кроме четырех типов физических взаимодействий вводится еще одно — гипотетическое скалярное поле. Оно осуществляет взаимодействия между пока не известными в опыте массивными хиггсовскими частицами. Поля скалярных частиц обладают вакуумными состояниями, которые соответствуют отсутствию реальных скалярных частиц. Эти поля отличаются от полей других типов тем, что их свойства не зависят от движения наблюдателя. Они имитируют космологический вакуум в математических моделях. Считается, что скалярные поля создают механизм сверхбыстрого раздувания Вселенной. В некоторых случаях энергия скалярных полей уменьшается значительно медленнее, чем плотность массы обычной материи. Доминирование этой энергии во Вселенной, как следует из ОТО, и может вызывать раздувание.

Согласно сценарию хаотического раздувания плотность энергии скалярных полей в ранней Вселенной может принимать произвольные значения благодаря флуктуациям. При случайном образовании однородной конфигурации этого поля размером порядка 10^{– 33} см и плотностью энергии, сравнимой с планковской плотностью (10⁹⁴ г/см³), начинается раздувание. Пространство флуктуации экспоненциально увеличивается в размерах со все возрастающей скоростью. Чем больше скалярное поле, тем сильнее оно раздувается. Такие редко встречающиеся области начинают занимать значительно большее пространство, чем все остальные. Плотность вакуума падает при этом на 122 (!) порядка. Там, где раздувание кончается, Вселенная разбивается на домены, т. е. области экспоненциально большого размера. (По некоторым подсчетам размер нашей Метагалактики после раздувания составлял 10⁸⁰⁰ см). Таким образом, А.Д. Линде в своем сценарии хаотического раздувания заменил идею уникальности Метагалактики на противоположную — идею множественности вселенных, т. е. физических объектов того же масштаба и порядка, что и наша Метагалактика.

Возможность бесконечного процесса рождения новых мини-вселенных заставляет предполагать, что вовсе не обязательно у этого процесса было какое-то единое начало. Стандартное утверждение о существовании общей космологической сингулярности не следует из топологических теорем о сингулярности и является «по меньшей мере недостаточно обоснованным». Не было, с точки зрения сценария хаотического раздувания, одного-единственного Большого взрыва; каждая мини-вселенная порождалась своим Большим взрывом.

В обоих случаях — рождение Вселенной из сингулярности и квантовое рождение ее из вакуума при планковской плотности — речь идет о возникновении области классического пространства-времени. Но классическое описание Вселенной вблизи сингулярности невозможно, т. к. квантовые флуктуации метрики были чрезвычайно сильными. Никаких часов и линеек, даже воображаемых, сделать нельзя. «Любые наблюдения, которые проводил бы воображаемый наблюдатель в эту эпоху, были бы нескоррелированы друг с другом… При каждом новом измерении наблюдатель как бы оказывается в совершенно новом мире»². Но в любом случае они бы описывались на разных языках. Понятие сингулярности — это классический язык описания, а возникновение Вселенной из пространственно-временной «пены» описывается квантовым языком. Однако мы можем быть уверены, что этих языков недостаточно для описания рождения Вселенной и не требуется язык квантовой теории гравитации.

Эпистемологическая природа экстраполяций инфляционной космологии крайне специфична. Обнаруживает свою ограниченность их физико-теоретическая основа, т. е. фундаментальные теории современной физики достигают пределов своей применимости. Далее, экстраполяции инфляционной космологии выходят далеко за пределы наблюдаемой Вселенной. Мы не можем, например, непосредственно обнаружить первичный вакуум, флуктуации которого порождают, согласно теории, множество минивселенных.

Как сочетается один из самых необычных интеллектуальных феноменов — теория инфляционной Вселенной — с принятыми в современной науке идеалами и нормами доказательности знания?

Во-первых, она связана принципом соответствия с фридмановской теорией. Но это — лишь необходимое, но отнюдь не достаточное условие ее состоятельности. Любая космологическая теория, претендующая на статус относительно истинной, должна удовлетворять принципу соответствия.

Во-вторых, инфляционная теория, по мнению многих космологов, разрешает все (или большую часть) парадоксов, показавших ограниченность фридмановского сценария. Парадокс сингулярности ослабляется тем, что Вселенная в начале расширения представляла собой квантовый объект, т. е. не была точкой с нулевым объемом, бесконечной плотностью и кривизной пространства, а занимала конечный объем, с плотностью хотя и сверхвысокой, но конечной.