Читать книгу "О происхождении времени. Последняя теория Стивена Хокинга - Томас Хертог"

СФОРМИРОВАЛАСЬ, А ТАК КАК ГАЛАКТИКИ – ЭТО КОСМИЧЕСКИЕ КОЛЫБЕЛИ ЖИЗНИ, ТО НЕ БЫЛО БЫ И НАС.Эволюцию мира можно сравнить     с только что кончившимся фейерверком;красные туманные пряди, пепел и дым.Стоя на остывшей золе,мы видим, как медленно гаснут солнца,и пытаемся вспомнить исчезнувший блеск                                          сотворения мира.

Стивен, который всегда был приверженцем установления связей между космологической теорией и наблюдениями, тоже возлагал большие надежды на то, что, тщательно просеивая этот «космический пепел», космологи смогут реконструировать обстоятельства происхождения Вселенной. К 1990-м Стивен прочно утвердился в своей гипотезе об отсутствии границы. Его убеждала несокрушимая элегантность, с которой эта гипотеза обходила вековые противоречия, связанные с проблемой «начала всего», – для Хокинга красота была залогом истины. Есть свидетельства, что он считал гипотезу об отсутствии границы своим самым крупным открытием[118]. Но, как бы изящна и прекрасна ни была космологическая теория, главным критерием ее правильности всегда остается способность делать предсказания; Хокинг всегда это подчеркивал. Представим на миг, что Вселенная родилась «из ничего», из сферической крупинки чистого пространства. Как тогда выглядела бы наша пятнистая карта распределения температурных вариаций CMB? Ответ на этот интригующий вопрос сделался теперь главным пунктом программы Стивена. Но чтобы найти этот ответ, мы должны сначала вернуться к идее космической инфляции: фазы сверхбыстрого расширения, через которую Вселенная прошла в начале своего существования.

Теорию космической инфляции выдвинули в начале 1980-х физики-теоретики Алан Гут, Андрей Линде, Пол Стейнхардт и Андреас Альбрехт; она считается самым важным усовершенствованием модели горячего Большого взрыва с момента ее появления. В исходной версии теории под инфляцией понималась кратковременная фаза очень ранней истории Вселенной, во время которой гравитация была мощной силой отталкивания и вызвала интенсивное расширение. Основоположники теории инфляции считали, что наблюдаемая Вселенная за мельчайшую долю секунды увеличилась в размерах в ошеломляющем масштабе 1030, что примерно соответствует переходу от размера атома до протяженности Млечного Пути.

Столь малая продолжительность инфляции хорошо объясняла бы загадку, которую мы уже обсуждали в главе 3: почему Вселенная, которую мы наблюдаем, настолько однородна и изотропна вплоть до самых больших масштабов? Очень короткий всплеск сверхбыстрого расширения и означал бы, что даже самые далекие друг от друга области сегодняшней наблюдаемой Вселенной изначально, до всплеска инфляции, были расположены близко друг к другу, внутри общего горизонта. Если говорить об этом в рамках рис. 19, то даже наикратчайшая вспышка сверхбыстрой инфляции отодвинула бы сингулярность Большого взрыва намного ниже, образовав тем самым единую взаимосвязанную среду, которая заполняет весь наш световой конус прошлого. Таким образом, вся наблюдаемая Вселенная имела бы общее причинное происхождение, возникнув везде почти в одном и том же виде.

И все же на первый взгляд ошеломляющие численные характеристики инфляции выглядели невероятными. Если взглянуть на них в перспективе, то выходило, что степень грандиозного раздувания пространства за краткий миг инфляции намного обогнала общее расширение Вселенной за все последовавшие 13,8 миллиарда лет! Что за странная форма материи могла бы заставить пространство растягиваться в таком фантастическом масштабе? Создатели теории инфляции предложили на эту роль скалярные поля. Эти невидимые экзотические субстанции, заполняющие пространство, похожи на электрические и магнитные поля, и даже проще – в каждой точке пространства они характеризуются только численным значением, но не направлением. Одно из известных скалярных полей – поле Хиггса, вершина Стандартной модели физики частиц, открытое в CERN[119] в 2012 году. Расширения Стандартной модели обычно содержат многочисленные скалярные поля; некоторые из них могут входить в состав темной материи, присутствующей во Вселенной. Скалярное поле, ответственное за инфляцию, так и называется – инфлатонным, хоть такое название, возможно, сбивает с толку. Инфлатонное поле остается гипотетическим, оно пока не обнаружено ни в CERN, ни где-либо еще на Земле, – но именно оно, как утверждает теория инфляции, и могло вызвать кратковременное расширение ранней Вселенной в поистине сумасшедших масштабах.

Что же делает скалярные поля таким мощным источником антигравитационных сил отталкивания? Как и все остальные формы материи, скалярные поля описываются правой частью приведенного выше уравнения Эйнштейна. Однако в отличие от обычного вещества, у скалярных полей есть некоторые важные свойства, объединяющие их с космологической постоянной, эйнштейновским – членом. Дело в том, что, подобно космологической постоянной, однородные скалярные поля наполняют пространство не только положительной энергией, порождающей гравитационное притяжение, но и отрицательным давлением, которое иногда называют напряжением или растяжением и которое обуславливает силу антигравитации. И оказывается, что антигравитация скалярных полей побеждает их гравитацию – вот почему они в отличие от всех остальных форм материи ускоряют расширение. Более того, инфляция сама питается расширяющимся пространством. В то время как привычное нам вещество теряет энергию на расширение пространства, при отрицательном давлении, которым инфлатонное поле пропитывает Вселенную, так же как и в случае космологической постоянной, расширение пространства ведет не к рассеиванию энергии этого поля, а наоборот, к ее приобретению[120].

Когда Эйнштейн в 1917 году ввел в свою теорию космологическую постоянную, он тщательно отрегулировал ее значение с таким расчетом, чтобы идеально сбалансировать описываемое ею отталкивание с гравитационным притяжением вещества: тем самым для Вселенной было обеспечено состояние покоя. Спустя шестьдесят лет создатели теории инфляции пошли гораздо дальше: по их представлениям, инфлатонное поле антигравитации, действовавшей в течение очень короткого времени в самом начале Вселенной, было намного сильнее всех источников притяжения. Это и сделало Большой взрыв настоящим взрывом: мгновенным всплеском космического расширения невероятных масштабов.

Диаграмма на рис. 29 иллюстрирует, как работает теория инфляции. Кривая на ней показывает, как плотность энергии, заключенной в гипотетическом инфлатонном поле, меняется для различных значений поля. Высота кривой в каждой точке соответствует силе инфлатонной антигравитации. Согласно инфляционной космологии, на самых ранних стадиях истории Вселенной существовала малая область пространства, в которой энергия инфлатонного поля каким-то образом взлетела до изображенного на графике плато. Это привело к раздуванию инфляции данного участка пространства, а само инфлатонное поле внутри него при этом плавно скатилось в «долину» на энергетическом ландшафте.

Как только инфлатонное поле достигло состояния с минимальной энергией, у инфляции «кончился завод». Колоссальная вспышка расширения подошла к концу, и Вселенная продолжила расширяться гораздо медленнее. Таким образом, инфлатонное поле отличается от космологической постоянной в одном очень важном смысле. В то время как оба фактора ведут к возникновению сил гравитационного отталкивания, космологическая постоянная, естественно, постоянна. А вот значение инфлатонного поля может меняться со временем, из-за чего возможны «включения» и «выключения» вспышек быстрого расширения. Это ключевое свойство и используется теоретиками инфляции.

В конце первичного инфляционного всплеска, огромной энергии, накопленной в инфлатонном поле, придется куда-то деваться – и она переходит в тепло. Когда инфляция прекращается, падающий инфлатон заполняет Вселенную горячим излучением. Часть этой