Теория всего (Происхождение и судьба Вселенной)
Шрифт:
По мере расширения Вселенной расстояние между частицами увеличивается. А значит, мы можем получить Вселенную, где едва ли найдётся хоть одна частица. Она всё ещё будет оставаться в переохлаждённом состоянии, при котором сохраняется симметрия между взаимодействиями. Любые неоднородности будут попросту сглажены расширением, как разглаживаются складки на туго надутом воздушном шарике. Таким образом, современное гладкое и однородное состояние Вселенной могло возникнуть из множества различных неоднородных начальных состояний. Скорость расширения также стремится к критической, позволяющей избежать коллапса.
Более того, инфляционная модель позволяет объяснить, почему во Вселенной так много материи. В наблюдаемой нами области Вселенной насчитывается около 1080 элементарных частиц. Откуда они могли появиться? Ответ таков: согласно квантовой теории,
Вещество во Вселенной возникло из положительной энергии. Однако материя притягивает самое себя под действием гравитации. Два куска материи, которые находятся близко друг к другу, обладают меньшей энергией, чем те, которые разделены большим расстоянием. Это происходит потому, что для их разделения необходимо затратить энергию. Вы должны преодолеть действующие между ними гравитационные силы. Так что в каком-то смысле можно утверждать, что гравитационное поле обладает отрицательной энергией. При рассмотрении Вселенной в целом можно показать, что отрицательная гравитационная энергия погашает всю положительную энергию материи. А следовательно, полная энергия Вселенной равна нулю.
Итак, удвоение нуля даёт нуль. Поэтому Вселенная может удвоить количество положительной энергии материи и удвоить количество отрицательной гравитационной энергии, не нарушив закона сохранения энергии. Этого не случается при обычном расширении Вселенной, когда плотность энергии вещества уменьшается с увеличением Вселенной. Но это происходит при инфляционном расширении, потому что плотность энергии в переохлаждённом состоянии остаётся постоянной, в то время как Вселенная расширяется. Когда Вселенная удваивается в размерах, позитивная энергия материи и отрицательная гравитационная энергия удваиваются тоже, так что полная энергия остаётся равной нулю. Во время инфляционной фазы размеры Вселенной увеличиваются очень сильно. И общее количество энергии, из которой могут образовываться частицы, становится очень велико. Гут заметил по этому поводу: «Говорят, бесплатных завтраков не бывает. Но Вселенная — самый большой бесплатный завтрак».
Конец инфляции
В настоящее время расширение Вселенной уже не носит инфляционного характера. Так что должен существовать некий механизм, исключающий очень большую эффективную космологическую константу. Это заменило бы скорость расширения с возрастающей на замедленную гравитацией, какую мы наблюдаем сейчас. Можно ожидать, что по мере расширения и остывания Вселенной рано или поздно симметрия физических взаимодействий будет нарушена, подобно тому как переохлаждённая вода в конце концов всегда замерзает. Избыточная энергия состояния с ненарушенной симметрией высвободится, вновь нагрев Вселенную. Затем расширение и остывание Вселенной продолжатся в полном соответствии с моделью горячего Большого Взрыва. Однако теперь у нас будет объяснение того, почему скорость расширения в точности равна критической и почему разные области пространства имеют одинаковую температуру.
В первоначальной модели Гута предполагалось, что фазовый переход к нарушенной симметрии происходит внезапно, как возникновение кристаллов льда в переохлаждённой воде. Идея состояла в том, что «пузырьки» новой фазы (с нарушенной симметрией) зарождаются в недрах старого фазового состояния, подобно тому как пузырьки пара возникают в закипающей воде. Предполагалось, что «пузырьки» расширяются и постепенно сливаются друг с другом до тех пор, пока всё пространство не окажется захвачено новой фазой. Но вот незадача (на это указывал я и ряд других учёных): Вселенная расширялась настолько быстро, что образующиеся пузырьки просто не успевали слиться друг с другом, а разбегались в пространстве. Вселенная должна была остаться в крайне неоднородном состоянии, при котором в некоторых её областях сохранялась бы симметрия между различными силами. Такая модель Вселенной не согласуется с тем, что мы наблюдаем.
В октябре 1981 г. я отправился в Москву на конференцию по квантовой гравитации. А после неё провёл семинар по инфляционной модели в Астрономическом институте им. Штернберга. В семинаре участвовал молодой советский исследователь Андрей Линде. Он сказал, что сложности, связанной с тем, что пузырьки не сливаются, можно избежать, если предположить, что пузырьки были очень большими.
В этом случае наша область Вселенной может заключаться внутри одного пузырька. Для того чтобы это работало, переход от симметрии к
Идея Линде о медленном нарушении симметрии была очень хороша, но я указал, что его пузырьки могут превосходить размер Вселенной в то время. Я продемонстрировал, что симметрия одновременно нарушалась бы повсеместно, а не только внутри пузырьков. Это привело бы к однородной Вселенной, какую мы наблюдаем. Модель медленного нарушения симметрии была удачной попыткой объяснить современное состояние Вселенной. Однако я и некоторые коллеги отметили, что предсказываемые ею колебания микроволнового фонового излучения намного превышают наблюдаемые. Кроме того, более поздние работы заронили сомнение в том, происходили ли правильные фазовые переходы на ранних стадиях развития Вселенной. Более удачной оказалась хаотическая инфляционная модель, предложенная Линде в 1983 г. Она не зависела от фазовых переходов и давала правильные значения вариаций микроволнового фона. В соответствии с ней современное состояние Вселенной могло возникнуть из очень большого числа различных исходных конфигураций. При всём том не могло быть такого, чтобы каждая из них приводила к появлению Вселенной, которую мы наблюдаем. Таким образом, даже инфляционная модель не объясняет нам, почему начальные условия были такими, какие могут привести к формированию наблюдаемой Вселенной. Должны ли мы вернуться для объяснения к антропному принципу? Не было ли всё это просто счастливой случайностью? Решение согласиться с этим выглядело бы шагом отчаяния, отказом от всех наших надежд понять порядок, лежащий в основе Вселенной.
Квантовая гравитация
Для предсказания того, как должна была зародиться Вселенная, нужно установить законы природы, которые действовали в начале времени. Если справедлива классическая общая теория относительности, то из теоремы сингулярности следует, что начало времени должно было представлять собой точку, где плотность материи и кривизна пространства были бесконечны. Все известные нам законы природы там должны нарушаться. Можно предположить, что там действовали особые законы, не нарушаемые в сингулярностях, но было бы крайне трудно даже сформулировать физические законы для таких своенравных точек, и наблюдения не подсказали бы нам, какими могут быть эти законы. Однако теоремы о сингулярности показывают, что при столь значительном усилении гравитационного поля особую важность приобретают эффекты квантовой гравитации. Классическая теория больше не может служить хорошим описанием Вселенной. Поэтому, обсуждая самые ранние этапы развития Вселенной, надо использовать квантовую теорию гравитации. Как мы покажем далее, квантовая механика допускает повсеместное соблюдение обычных физических законов — включая начало времени. Нет нужды постулировать новые законы для сингулярностей, потому что квантовая теория не нуждается в сингулярностях.
Мы пока не имеем полной и последовательной теории, объединяющей квантовую механику и гравитацию. Но мы совершенно уверены в некоторых особенностях, которыми должна обладать объединённая теория. Прежде всего, должно быть учтено предложение Фейнмана о формулировании квантовой теории на основе сумм по траекториям (историям частиц). При таком подходе частица, перемещающаяся из точки А в точку В, имеет не одну историю, как в классической теории. Вместо этого предполагается, что она следует каждым из возможных путей в пространстве-времени. Каждой такой истории соответствует пара чисел, одно из которых характеризует размеры волны, а второе — её положение в цикле, то есть фазу.
Вероятность того, что частица, скажем, минует некоторые особые точки, определяется путём сложения волн, связанных с каждой возможной историей, которая проходит через эту точку. Однако практические попытки выполнить это сложение обычно наталкиваются на серьёзные технические трудности. Единственный способ обойти их — последовать такому своеобразному предписанию: нужно складывать волны для историй частиц, которые происходят не в реальном времени, привычном для нас, а в мнимом.
Выражение «мнимое время» словно бы взято из научной фантастики, но на самом деле это точно определённое математическое понятие. Чтобы избежать технических трудностей при фейнмановском суммировании по историям, следует использовать мнимое время. Это оказывает интересное влияние на пространство-время: различие между пространством и временем совершенно стирается. Пространство-время, в котором событиям соответствуют мнимые значения временных координат, признаётся евклидовым, потому что метрика определённо-положительна.