Ткань космоса. Пространство, время и текстура реальности

Грин Брайан

Со времён создания общей теории относительности предлагалось несколько моделей циклической космологии; самая известная из них была разработана Ричардом Толменом из Калифорнийского технологического института. Толмен предположил, что наблюдаемое расширение Вселенной может замедлиться, затем остановиться, после чего начнётся период сжатия, во время которого Вселенная будет становиться всё меньше и меньше. Но вместо того чтобы окончательно сжаться и прекратить своё существование, Вселенная могла бы претерпеть отскок: пространство могло бы сжаться только до определённого малого размера, а затем «отскочить», начав новый цикл расширения, за которым опять последует сжатие. Теория Вселенной, вечно повторяющей этот цикл — расширение, сжатие, отскок, снова расширение, — элегантно избежала бы тернистых вопросов о своём начале: в таком сценарии само понятие начала теряет смысл, поскольку Вселенная всегда была и всегда будет.

Но Толмен понял, что при ретроспективном взгляде с наших дней циклы бы повторялись

только какое-то время, но не бесконечно. Причина кроется в том, что второе начало термодинамики диктует: в течение каждого последующего цикла энтропия должна возрастать. ^{179} А согласно общей теории относительности количество энтропии в начале каждого цикла определяет, как долго будет длиться этот цикл. Большее количество энтропии означает более длительный период расширения, прежде чем движение наружу остановится, и движение внутрь возьмёт своё. Поэтому каждый последующий цикл должен длиться гораздо дольше предыдущего; но в ретроспективном взгляде это значит, что предшествовавшие циклы должны быть всё короче и короче. Математический анализ показывает, что постоянное укорачивание циклов ведёт к тому, что они не могут бесконечно уходить в прошлое. Даже в рамках циклической концепции Толмена Вселенная имела бы начало.

В гипотезе Толмена предполагалось, что Вселенная имеет сферическую форму, что, как мы видели, было опровергнуто наблюдениями. Но недавно в рамках представлений теории струн / M-теории был разработан совершенно новый вариант циклической космологии, включающий плоскую Вселенную. Идея исходит от Пола Стейнхардта и его коллеги Нила Тьюрока из Кембриджского университета (с существенным использованием результатов, полученных в сотрудничестве с Бертом Оврутом, Натаном Зайбергом и Джастином Хури); в ней предлагается новый механизм космической эволюции. ^{180} Коротко говоря, они предположили, что мы живём внутри 3-браны, которая каждый триллион лет со страшной силой соударяется с другой параллельной 3-браной, находящейся неподалёку. И «взрыв» от столкновения порождает новый космологический цикл.

Основная идея этого предположения проиллюстрирована на рис. 13.7; она была предложена на несколько лет раньше Хоравой и Виттеном в другом контексте, не связанном с космологией. Хорава и Виттен пытались завершить объединение всех пяти теорий струн и обнаружили, что если одно из семи дополнительных измерений M-теории имеет очень простую форму — не окружности, как на рис. 12.7, а отрезка прямой линии, как на рис. 13.7, — и ограничено так называемыми «концевыми бранами», прикреплёнными как книгодержатель или подставка для книги, тогда можно установить прямую связь между теорией E-гетеротических струн и прочими теориями струн. Детали вывода этой связи не очевидны, но и не существенны для нас (заинтересованный читатель может полистать главу 12 «Элегантной Вселенной»); нам важно лишь то, что эта исходная идея естественным образом следует из самой теории. Стейнхардт и Тьюрок приспособили её для космологии.

Рис. 13.7.Две 3-браны, разделённые малым расстоянием

Точнее говоря, Стейнхардт и Тьюрок представили, что каждая из бран на рис. 13.7 имеет три пространственных измерения, а соединяющие их отрезки прямых линий представляют четвёртое измерение. Остальные шесть измерений свёрнуты в пространства Калаби–Яу (не отображены на рисунке), имеющие такую форму, чтобы колебательные моды струн соответствовали известным элементарным частицам. ^{181} Вселенная, которую мы непосредственно осознаём, соответствует одной из этих 3-бран; если угодно, вы можете считать вторую 3-брану другой Вселенной, обитатели которой (если эту Вселенную вообще кто-либо населяет) ведают только о трёх пространственных измерениях, если их технологии не сильно превосходят наши. При таком устройстве другая 3-брана (другая Вселенная) находится прямо рядом с нами. Она парит не далее чем в миллиметре от нас (по четвёртому пространственному измерению, как на рис. 13.7), но из-за липкости нашей 3-браны и слабости испытываемой нами гравитации у нас нет никаких прямых свидетельств её существования, как и её гипотетические обитатели не подозревают о нашем существовании.

Однако согласно циклической космологической модели Стейнхардта и Тьюрока не всегда было или будет так, как представлено на рис. 13.7. В их модели две 3-браны притягиваются друг к другу (словно они соединены тончайшими резиновыми нитями), и это значит, что каждая из них определяет космологическую эволюцию другой: браны втянуты в нескончаемый цикл — столкновение, отскок, снова столкновение, — в котором вечно регенерируются расширяющиеся трёхмерные миры. Посмотрим на рис. 13.8, иллюстрирующий полный цикл.

Рис. 13.8.Различные стадии в циклической космологической модели мира на бране

На первой стадии две 3-браны только что столкнулись и теперь отскакивают друг от друга. Грандиозная энергия столкновения порождает значительную

массу высокотемпературного излучения и материи на каждой из отскакивающих 3-бран, и (вот что самое главное) Стейнхардт и Тьюрок утверждают, что точные свойства этой материи и излучения имеют профиль, почти идентичный профилю, возникающему в инфляционной модели. Хотя ещё есть разногласия по этому вопросу, но Стейнхардт и Тьюрок твёрдо стоят на том, что столкновение между двумя 3-бранами приводит к физическим условиям, очень близким к тем, что возникают сразу после вспышки инфляционного расширения в более традиционном подходе, рассмотренном в главе 10. Поэтому не удивительно, что для гипотетического наблюдателя, находящегося в нашей 3-бране, следующие несколько стадий циклической космологической модели будут, по сути, такими же, как в стандартной модели, проиллюстрированной на рис. 9.2 (который теперь интерпретируется как эволюция одной из 3-бран). А именно, по мере своего отскока наша 3-брана расширяется и охлаждается, из первородной плазмы постепенно сгущаются космические структуры, такие как звёзды и галактики (вторая стадия). Затем, опираясь на недавние наблюдения за сверхновыми, обсуждавшиеся в главе 10, Стейнхардт и Турк подстроили свою модель так, что примерно за 7 млрд лет (третья стадия) энергия обычных материи и излучения становится достаточно «разреженной» из-за расширения браны, так что начинает преобладать тёмная энергия, которая посредством своего отрицательного давления приводит к эре ускоренного расширения. (Для этого требуется подбирать параметры модели, но, по мнению сторонников этой модели, такой произвол оправдан, поскольку позволяет добиться согласия с наблюдениями.) Спустя примерно 7 млрд лет на Земле появляются люди и начинают наблюдать ранние этапы фазы ускоренного расширения. Затем, за следующий примерно триллионлет, происходит не особенно много нового, помимо того что наша 3-брана продолжает своё ускоренное расширение. За этот период наше трёхмерное пространство растягивается настолько колоссально, что материя и излучение почти полностью «теряются» в пространстве, так что мир на бране выглядит почти совершенно пустым и почти полностью однородным (четвёртая стадия).

К этому моменту наша 3-брана завершает свой отскок и начинает снова приближаться ко второй 3-бране. По мере приближения к следующему столкновению квантовые флуктуации струн, прикреплённых к нашей бране, наполняют её однородную пустоту мельчайшей рябью (пятая стадия). Эти флуктуации продолжают расти, по мере того как наша брана набирает скорость; затем происходит катаклизм, когда наша брана ударяется о вторую 3-брану, затем она отскакивает, и цикл возобновляется. Квантовые флуктуации отпечатывают крохотные неоднородности на излучении и материи, возникающие в ходе столкновения, и, во многом подобно инфляционному сценарию, эти отклонения от совершенной однородности перерастают в сгущения материи, которые в конечном счёте образуют звёзды и галактики.

Таковы основные стадии циклической модели (её также ласково называют большим шлепком). Её основные идеи — сталкивающиеся миры на бранах — резко отличаются от основ инфляционной теории, но тем не менее в этих двух моделях есть общие важные положения. В обеих теориях считается, что изначальная неоднородность создаётся квантовыми возмущениями. В действительности, Стейнхардт и Тьюрок утверждают, что уравнения, описывающие квантовую рябь в циклической модели, почти идентичны уравнениям инфляционной теории, так что и неоднородности, предсказываемые двумя этими теориями, тоже почти идентичны. ^{182} Более того, хотя в циклической модели нет стремительного инфляционного расширения, но его заменяет период в триллион лет (начиная с третьей стадии) более мягкого ускоренного расширения. Это всего лишь вопрос постановки вопроса; на то, что в инфляционной модели достигается за мгновение ока, в циклической модели уходит почти вечность. Поскольку в циклической модели столкновение не знаменует начало Вселенной, то можно неторопливо решить космологические проблемы (такие как проблема плоского пространства и проблема горизонта) за последние триллионы лет каждого предыдущегоцикла. Эры мягкого, но постоянно ускоренного расширения в конце каждого цикла растягивают 3-брану, делая её плоской и вполне однородной, за исключением мельчайших, но важных квантовых флуктуаций. Так что долгая финальная стадия каждого цикла, за которой следует шлепок в начале следующего цикла, даёт среду, очень близкую к той, что возникает за кратчайший период расширения в инфляционной модели.

Беглая оценка

В настоящий момент как инфляционная, так и циклическая модели представляют собой глубокие космологические разработки, но ни одна из них не является законченной теорией. Незнание преобладающих условий в самые ранние моменты возникновения Вселенной вынуждает сторонников инфляционной космологии просто предположить, без теоретического обоснования, что в то время возникли условия, требующиеся для инфляции. Если они действительно возникали, то инфляционная теория решает многочисленные космологические загадки и объясняет стрелу времени. Но её успех в первую очередь зависит от того, что действительно происходило. Более того, инфляционная космология не была согласована с теорией струн и поэтому не разделяет успех теории струн в деле объединения квантовой механики и общей теории относительности.