- Перевод
Это уже не спекулятивная теория, поскольку четыре из них подтвердились.
Научные идеи должны быть простыми, поясняющими и предсказывающими. А насколько сегодня известно, инфляционная мультивселенная такими свойствами не обладает.
- Пол Штейнхарт, 2014
Думая о Большом взрыве, мы представляем себе исходную точку Вселенной: горячее, плотное, расширяющееся состояние, из которого всё появилось. Заметив и измерив сегодняшнее расширение Вселенной – разлетающиеся друг от друга галактики, мы можем не только определить судьбу Вселенной, но и её начало.
Но вот только это горячее и плотное состояние таит в себе много вопросов, включая:
Почему очень отдалённые, разные регионы космоса, которые не могли с начала времён обменяться информацией, заполнены с одинаковой плотностью вещества и излучением одинаковой температуры?
Почему Вселенная, реколлапсировавшая бы, если бы в ней было больше вещества, или же расширявшаяся бы до состояния небытия, если бы в ней было меньше вещества, так идеально сбалансирована?
И где же, если Вселенная раньше находилась в очень горячем и плотном состоянии, все эти высокоэнергетические реликтовые частицы (типа магнитных монополей), которые теоретически сегодня должно быть легко обнаружить?
Ответы на вопросы нашлись в конце 1979, начале 1980 года, когда Алан Гут выдвинул теорию космической инфляции.
Приняв, что Большому взрыву предшествовало состояние, в котором Вселенная не была заполнена веществом и излучением, а лишь большим количеством присущей ткани самого космоса энергии, Гут сумел решить все эти проблемы. Кроме того, в 1980-м случились и другие разработки, позволившие найти новые классы моделей, помогающих инфляционным моделям воспроизвести сегодняшнюю Вселенную:
Наполненную веществом и излучением,
изотропную (одинаковую во всех направлениях),
гомогенную (одинаковую во всех точках),
горячую, плотную и расширяющуюся в начальном состоянии.
Такие модели разработали Андрей Линде, Пол Штейнхарт, Энди Альбрехт, а дополнительные детали прорабатывали Генри Тай, Брюс Аллен, Алексей Старобинский, Майкл Тёрнер, Дэвид Шрамм, Роки Колб и другие.
Мы обнаружили нечто примечательное: два обобщённых класса моделей давали нам всё, что нужно. Была новая инфляция, с потенциалом плоским наверху, с которого инфляционное поле могло «медленно скатываться» на дно, и была хаотическая инфляция с U-образным потенциалом, с которого можно было также медленно скатываться.
В обоих случаях пространство расширялось экспоненциально, распрямлялось, его свойства были везде одинаковыми, и когда инфляция заканчивалась, вы возвращались во Вселенную, очень похожую на нашу. Кроме того, вы получали пять дополнительных предсказаний, наблюдений по которым в то время ещё не было.
1) Плоская Вселенная. В начале 1980-х мы завершили обзорные исследования галактик, галактических скоплений, и начали понимать крупномасштабную структуру Вселенной. На основании увиденного мы смогли измерить два показателя:
Критическую плотность Вселенной, то есть плотность вещества, необходимую для идеального баланса Вселенной между реколлапсом и вечным расширением.
Реальную плотность материи во Вселенной, не только светящегося вещества, газа, пыли и плазмы, но всех источников, включая тёмную материю, оказывающую гравитационное воздействие.
Мы обнаружили, что второй показатель составлял от 10% до 35% от первого, в зависимости от источника данных. Иначе говоря, материи во Вселенной было гораздо меньше критического количества – а значит, Вселенная открыта.
Но инфляция предсказывала плоскую Вселенную. Она берёт Вселенную любой формы и растягивает её до плоского состояния, или, по крайней мере, до состояния, неотличимого от плоского. Множество людей пыталось построить модели инфляции, дававшие Вселенную отрицательной кривизны (открытую), но не достигли успеха.
С наступлением эпохи тёмной энергии в результате наблюдения за сверхновой в 1998 году, за которым последовал сбор данных в проекте WMAP, впервые вышедших в 2003 году (и данных проекта Boomerang, вышедших чуть раньше), мы пришли к выводу, что Вселенная на самом деле плоская, и причина низкой плотности вещества заключалась в наличии этой новой, неожиданной формы энергии.
2) Вселенная с флуктуациями на масштабах больших, чем способен преодолеть свет. Инфляция – заставляя пространство Вселенной экспоненциально расширяться – раздувает то, что происходит на очень малых масштабах, до очень больших. У сегодняшней Вселенной есть присущая ей неопределённость на квантовом уровне, небольшие флуктуации энергии, происходящие из-за принципа неопределенности Гейзенберга.
Но во время инфляции эти мелкомасштабные флуктуации энергии должны были растянуться по всей Вселенной на гигантские макроскопические масштабы, протягивающиеся по всей её протяжённости! (А вообще, и ещё дальше, поскольку мы не можем наблюдать ничего, что лежит за пределами наблюдаемой Вселенной).
Но взглянув на флуктуации реликтового излучения на крупнейших масштабах, что в какой-то мере смог сделать проект COBE в 1992 году, мы обнаружили эти флуктуации. А с улучшенными результатами от WMAP мы смогли измерить их величину и увидеть, что они соответствуют предсказаниям инфляции.
3) Вселенная с адиабатическими флуктуациями, то есть с повсеместно одинаковой энтропией. Флуктуации могут быть разные: адиабатические, постоянной кривизны, или же смесью обоих типов. Инфляция предсказывала на 100% адиабатические флуктуации, а это означало наличие вполне определённых параметров реликтового излучения, которые можно было измерить в WMAP, и крупномасштабных структур, измерявшихся в проектах 2dF и SDSS. Если реликтовое излучение и крупномасштабные флуктуации связаны друг с другом, они адиабатические, а если нет – они могут быть постоянной кривизны. Если бы во Вселенной был другой набор флуктуаций, мы бы не знали об этом до 2000 года!
Но этот пункт был настолько принят, как должное, благодаря остальным успехам теории инфляции, что его подтверждение прошло практически незамеченным. Это просто было подтверждение того, что мы уже «знаем», хотя на самом деле оно было таким же революционным, как и все остальные.
4) Вселенная, в которой спектр флуктуаций был немного меньше, чем у масштабно-инвариантной (n s < 1). Это серьёзное предсказание! Конечно, инфляция, в общем, предсказывает, что флуктуации должны быть масштабно-инвариантными. Но есть подвох, или уточнение: форма инфляционных потенциалов влияет на то, как спектр флуктуаций отличается от идеальной масштабной инвариантности.
Работающие модели, открытые в 1980-х, предсказывали, что спектр флуктуаций (скалярный спектральный индекс, n s) должен быть немного меньше 1, где-то между 0,92 и 0,98, в зависимости от используемой модели.
Когда мы получили данные наблюдений, то нашли, что измеряемое количество, n s , равно примерно 0,97, с погрешностью (согласно измерениям реликтового излучения проектом BAO) в 0,012. Впервые их заметили в WMAP, и это наблюдение не только подтвердилось, но и подкреплялось со временем другими. Оно действительно меньше единицы, и это предсказание сделала только инфляция.
5) И, наконец, Вселенная с определённым спектром флуктуаций гравитационных волн. Это последнее предсказание, единственное из крупных, которое ещё не было подтверждено. Некоторые модели – например, модель хаотической инфляции Линде – дают гравитационные волны большой величины (такие волны должен был заметить BICEP2), другие, например, модель Альбрехта-Штейнхарда, могут давать весьма малые гравиволны.
Мы знаем, какой у них должен быть спектр, и как эти волны взаимодействуют с флуктуациями в поляризации реликтового излучения. Неопределённость есть лишь в их силе, которая может быть слишком малой для наблюдения, в зависимости от того, какая из моделей инфляции верна.
Вспомните об этом в следующий раз, когда будете читать статью про спекулятивную природу теории инфляции, или про то, как один из основателей теории сомневается в её правдивости. Да, люди стараются находить дыры в лучших теориях и искать альтернативы; мы, учёные, этим и занимаемся.
Но инфляция – это не какой-то теоретический монстр, оторванный от наблюдений. Она сделала пять новых предсказаний, четыре из которых мы подтвердили! Она, возможно, предсказала такие вещи, которые мы ещё не знаем, как проверить, типа мультивселенной, но это не отнимает у неё её успехов.
Теория космической инфляции больше не спекулятивная. Благодаря наблюдениям реликтового излучения и крупномасштабных структур Вселенной, мы смогли подтвердить её предсказания. Это самое первое из всех событий, случившихся в нашей Вселенной. Космическая инфляция произошла до Большого взрыва и подготовила всё к его появлению. И возможно, мы многое ещё сможем узнать благодаря ей!
В котором кратко описывает возникновение и развитие теории инфляционной вселенной, дающей новое объяснение Большому взрыву и предсказывающейт существование наряду с нашей множества других вселенных.
Космология в некотором роде сродни философии. Во-первых, по обширности своего предмета исследования - им является вся Вселенная в целом. Во-вторых, по тому, что некоторые посылки в ней принимаются учеными в качестве допустимых без возможности провести какой-либо проверочный эксперимент. В-третьих, предсказательная сила многих космологических теорий заработает только если мы сможем попасть в другие вселенные - чего ожидать не приходится.
Однако из этого всего вовсе не следует, что современная космология - это такая рукомахательная и не совсем научная область, где можно, подобно древним грекам, лежать в тени дерев и гипотетизировать о количестве измерений пространства-времени - десять их или одиннадцать? Космологические модели базируются на наблюдательных данных астрономии, и чем больше этих данных, тем больше материала для космологических моделей - которые должны эти данные связывать и согласовывать между собой. Сложность в том, что в космологии затрагиваются фундаментальные вопросы требующие некоторых изначальных предположений, которые выбираются авторами моделей исходя из их личных представлений о гармонии мироздания. В этом, вообще-то, нет ничего исключительного: при построении всякой теории нужно брать какие-то опорные точки. Просто для космологии, которая оперирует самыми большими масштабами пространства и времени, их выбрать особенно трудно.
Для начала несколько важных определений.
Космология - наука, изучающая свойства нашей Вселенной как единого целого. Однако в ней пока нет какой-то единой теории, которая бы описывала все происходящее и когда-либо произошедшее. Сейчас существуют четыре основных космологических модели , которые пытаются описать происхождение и эволюцию вселенной и каждая из них имеет свои плюсы и минусы, своих адептов и противников. Модель Лямбда-CDM считается наиболее авторитетной, хотя и не бесспорной. Важно понимать, что космологические модели не обязательно соперничают друг с другом. Просто они могут описывать принципиально разные этапы эволюции. Например, Лябмда-CDM вообще не рассматривает вопрос Большого взрыва, хотя прекрасно объясняет все, что произошло после него.
Структура мультивселенной с пузырями мини-вселенных внутри нее.
Рисунок: Andrei Linde
Удивительно в этом то, что космологическая постоянная (то есть энергия вакуума) не изменяется во времени по мере расширения вселенной, в то время как плотность вещества как раз меняется совершенно предсказуемо и зависит от объема пространства. Получается, что в ранней вселенной плотность вещества намного превосходила плотность вакуума, в будущем по мере разлета галактик плотность вещества будет уменьшаться. Так почему же именно сейчас, когда мы можем измерить их, они так близки по значению друг к другу?
Единственным известным способом объяснить такое невероятное совпадение, не привлекая какие-то ненаучные гипотезы, можно только с помощью антропного принципа и инфляционной модели - то есть из множества существующих вселенных жизнь зародилась в той, где космологическая постоянная в данный момент времени оказалась равна плотности материи (это в свою очередь определяет время, прошедшее с начала инфляции, и дает как раз достаточно времени для формирования галактик, образования тяжелых элементов и развития жизни).
Еще одним поворотным моментом в развитии инфляционной модели был выход в 2000 году статьи Буссо и Полчински , в которой они предложили использовать теорию струн для объяснения большого набора разных типов вакуума, в каждом из которых космологическая постоянная могла принимать свои значения. А когда в работу над объединением теории струн и инфляционной модели включился один из создателей самой теории струн, Леонард Сасскинд, это не только помогло составить более законченную картину, которую сейчас называют «антропным ландшафтом теории струн», но и в некотором роде добавило вес всей модели в научном мире. Число статей по инфляции увеличилось за год с четырех до тридцати двух.
Инфляционная модель претендует на то, чтобы не просто объяснить тонкую настройку фундаментальных констант, но и помочь обнаружить некоторые фундаментальные параметры, которые определяют величину этих констант. Дело в том, что в Стандартной модели сегодня 26 параметров (космологическая постоянная стала последним из открытых), которые определяют величину всех констант, с которыми вы когда-либо сталкивались в курсе физики. Это достаточно много и уже Эйнштейн считал, что их количество можно уменьшить. Он предложил теорему, которая, по его словам, не может в настоящее время быть более чем верой, о том, что в мире нет произвольных констант: он так мудро устроен, что должны быть какие-то логические связи между казалось бы совсем разными величинами. В инфляционной модели эти константы могут быть всего лишь параметром окружающей среды, который кажется нам локально неизменным из-за эффекта инфляции, хотя будет совершенно иным в другой части вселенной и определяется еще не выявленными, но наверняка существующими истинно фундаментальными параметрами.
В заключении статьи Линде пишет, что критика инфляционной модели часто основана на том, что мы не сможем в обозримом будущем проникнуть в другие вселенные. Поэтому проверить теорию невозможно и у нас до сих пор нет ответов на самые базовые вопросы: Почему вселенная такая большая? Почему она однородна? Почему она изотропна и не вращается как наша галактика? Однако, если взглянуть на эти вопросы под другим углом, то оказывается, что и без путешествия в другие мини-вселенные у нас есть множество экспериментальных данных. Таких как размер, плоскость, изотропность, однородность, значение космологической постоянной, соотношение масс протона и нейтрона и так далее. И единственное на сегодняшний день разумное объяснение этим и многим другим экспериментальным данным дается в рамках теории мультиверсов и, следовательно, модели инфляционной космологии.
, 1990. Андрей Линде
«The Anthropic landscape of string theory» 2003. Леонард Сасскинд
Марат Мусин
Эпиграф:
И целого мира мало!
Могу поспорить, среди читающих эти строки нет ни одного человека, который бы ни разу в жизни не слышал о теории Большого Взрыва. Допускаю, что на Земле попадаются подобные персонажи - крестьянин из заброшенной деревушки в горах Тибета, туземец племени Тонга–Тонга, мормон из Юты, наверняка такие где–то, да встречаются. Однако если вы умеете читать, имеете доступ в Интернет и смогли, пусть случайно, зайти в этот блог - могу гарантировать, вы обязательно что–нибудь хоть краем уха, но слышали о теории Большого Взрыва.
В этом посте я расскажу о текущем научном понимании этой теории, текст получился немаленький, но обещаю, сегодня вы узнаете что–то новое, то, что раньше не знали, и даже не задумывались.
Прежде всего, забавно, но мало кто задумывался, в чем же, собственно, заключается теория Большого Взрыва? Попробуйте вот прямо сейчас покрутить в голове факты, что вы знаете о ней, а потом я изложу, как она звучит на самом деле .
Попробовали? Ну, еще 20 секунд на размышления...
Итак. Теория Большого Взрыва утверждает, что раньше наша Вселенная была маленькая и горячая, с тех пор она расширяется и остывает. Точка. Больше ничего в данной теории нет, не выдумывайте лишнего.
Удивительно, но в классической теории Большого Взрыва нет самого важного - нет собственно Большого Взрыва. Нигде не упоминается, что это был за "взрыв", что же там взорвалось, куда взорвалось, как и почему.
Следуя основному тезису, что "сначала наша Вселенная была маленькая и горячая" , можно мысленно растянуть его еще дальше (хотя обращаю внимание, это уже НЕ ЕСТЬ теория Большого Взрыва, это именно попытки растянуть границы применимости в область догадок и фантазий) и придти к предположению, что еще раньше вся Вселенная была собрана в одну точку, называемую точкой сингулярности , которая позже взорвалась по каким–то своим внутренним причинам.
Замечу, что теория Большого Взрыва ("раньше Вселенная была маленькая и горячая, а потом стала большая и холодная") сегодня не является теорией , как таковой. Можно считать, что это вполне себе научно установленный факт , подтверждаемый огромным количеством наблюдений, сегодня нет ни одного стоящего ученого, который бы сомневался в нем. Но вот насчет точки сингулярности (лежащей, повторюсь, вне пределов границ применимости теории Большого Взрыва) у ученых не только нет единого мнения, у них вообще никакого мнения нет.
Никто не имеет ни малейшего понятия, что это за "сингулярность"
. Сингулярность это вообще плейсхолдер (слово–заменитель) фразы "я не знаю". То есть на вопрос "равны ли классы P и NP?", или "жив ли кот Шредингера?", или даже "как звучит хлопок одной ладони?" можно смело отвечать "Сингулярность!".
Не ошибешься.
Теория Большого Взрыва была сформулирована в 20–х годах прошлого столетия, и вот уже с тех пор целый век ученые только и занимаются тем, что пытаются понять, в чем же суть сингулярности, и нельзя ли как–нибудь от нее избавиться?
Основная проблема сингулярности - в ней происходит натуральное деление на ноль, причем в самом прямом смысле. Все формулы превращаются в чепуху, 3 становится равно 5, и одна бесконечность начинает наползать на другую. А это конец физики, конец науки, дальше живут лишь драконы–ЕГГОГи, и где–то из складок пространства ехидно подмигивает сам Всевышний.
Много разных способов, подходов и хитростей предлагалось на замену сингулярности, лучше всех покуда получилось у американского физика Алана Гута в 1981–м году. Как всегда в очередной раз напомню, наука дело коллективное, Гут, как и все предшественники, вскарабкался на плечи гигантов, но в этом коротком тексте на пальцах™ я не стану перечислять всех предшественников, коллег и оппонентов, упомяну лишь одну фамилию, того заслуживающую - Алексей Старобинский , который высказывал похожие идеи ранее, но слава первооткрывателя закрепилась именно за Аланом Гутом.
Гут предложил сделать хитрый финт ушами. Внимательно следите за руками и ушами, сейчас я покажу вам фокус. Давайте мысленно(!) достанем из всех текстов слово "сингулярность" и положим вместо него фразу "скалярное поле". Обращаю ваше внимание, на данном этапе ничего не поменялось, термин "скалярное поле" продолжает являться полным аналогом () "сингулярности", которая в свою очередь, как мы помним, лишь заменитель фразы "я не знаю".
Что это за "скалярное поле", каковы его характеристики, откуда оно появилось, что вообще, черт возьми, происходит - все так же нет ответов. Покуда "скалярное поле", или как его еще называют в английской традиции "поле инфлатонов" (потому что "инфляция" же), это лишь результат мысленного эксперимента в попытках уйти от сингулярности и придти к чему–то еще. Пока это не более чем замена шила на мыло. Но будем настоящими учеными, доведем наш мысленный эксперимент до конца, и посмотрим, что же получилось в итоге.
Итак, по Гуту, первоначальная протоВселенная была безвидна и пуста, в ней ничего не было и ничего не происходило, она была бесконечна, или как минимум очень–очень–очень большая, гораздо больше, чем современная Обозримая Вселенная , и вся она была заполнена этим самым скалярным полем , про которое нам ничего не известно, кроме того, что это какое–то поле, и что оно как ясно из названия - скалярное.
Не стану грузить читателя определением "скаляра", это не особо нужно в рамках данного поста, совсем просто и на пальцах™ можно считать, что в этом поле присутствует какая–то "напряженность" . Поле несет в себе некую энергию, как грозовая туча несет в себе готовую пролиться дождем воду.
Чем эта ситуация лучше предыдущей с сингулярностью с точки зрения физики? Да всем! Пусть мы не знаем ни одной характеристики данного поля, пусть мы понятия не имеем, что там была за напряженность и откуда она взялась, но это вам не деление на ноль! Теперь у нас есть решаемая задача, можно начать писать какие–то формулы (сами понимаете, настоящего ученого мёдом не корми, дай только каких–нибудь трехэтажных формул нафигачить), в которые возможно подставлять начальные условия и коэффициенты, делить и умножать, вычислять, что получиться в итоге, и потом сравнивать с результатами непосредственных наблюдений и экспериментов.
Да, звучит смешно и даже как–то глупо, натуральное "шило на мыло", но это оказался реальный прорыв. Это шаг вперед по сравнению с тотальным "я не знаю", начертанным на бетонной стене, это уже серьезная заявка на успех, на обход, на подкоп или хотя бы на лестницу.
Однако самое смешное, что фокус со скалярным полем у Алана Гута удался, а вот формулы как раз не заладились. Алан принес в науку идею скалярного поля и его инфляции (о механизме инфляции чуточку позже), но верно описать свои мысли сухим языком математики у него не получилось. Ряды расходились, все снова начинало делиться на ноль, короче полный провал.
И лишь через год подпритухший факел инфляционной модели высоко поднял Андрей Линде , советский ученый, временно проживающий в США и возглавляющий кафедру физики в Стэнфордском университете.
Он исправил ошибки теории Алана Гута, заставил формулы сходиться и давать предсказуемый и проверяемый результат, но попутно открыл настоящий ящик Пандоры, о котором упомяну в самом конце поста, оставлю его на сладкое.
Суть инфляционной модели Вселенной (коротенько так, образно и туманно) такова:
Мы помним, что протоВселенная, предшественница нашей Вселенной, была заполнена неким скалярным полем, о котором нам ничего не известно, кроме наличия самого поля и его "скалярности". Скалярное, не скалярное, но принципы квантовой механики никто не отменял! Вот уже сто лет, как никому, включая самого Альберта Эйнштейна, ни разу не удавалось принципы квантовой механики. Что означает, что даже если это поле изначально было однородным (а оно, в принципе, не обязательно должно быть изначально однородным), все равно со временем, под действием квантовых флуктуаций в нем таки появятся мелкие неоднородности, которые по указанию его величества Квантового Случая, могут накладываться друг на друга, образовывая неоднородности крупные.
Ну, крупные–то по квантовым меркам. Все равно это все еще милли–милли–милли–...(и еще 10 раз милли–) Джоули, метры и килограммы, ни о какой нашей Вселенной, с триллионами звезд и галактик речь пока не идет.
И тут внезапно выясняется, что поле у нас не абы какое, а весьма хитрое! В обычном поле, в котором нет трения, неоднородности просто рано или поздно "замкнутся и коротнут " сами на себя. Например возьмем известное и понятное электромагнитное поле. Если где–то возникла разность потенциалов, которая продолжает увеличиваться, то рано или поздно, но закоротит обязательно. Пробежит разряд, возникнет мини–искра (или мега–молния, если разность потенциалов была большая как в грозу) и неоднородность нивелируется.
Кстати, во–первых, внимательный читатель со звездочкой (*) , тут должен заявить, что электромагнитное поле, не есть поле скалярное, а как раз наоборот - векторное поле, причем весьма замороченное. Но в данном конкретном примере это роли вообще не играет. И в том и в том поле коротнет практически одинаково, по одному сценарию. Ну, и во–вторых, нельзя сказать, что прям непременно тут же коротнет, заряды могут накапливаться годами и даже миллионами лет. Все зависит от тысячи разных условий, но если прождать достаточно долго (например вечность), то короткое замыкание неоднородностей непременно случится. Естественно, это все не более чем аналогия, причем в этом месте не очень прямая, я лишь пытаюсь на пальцах ™ объяснить поведение непонятного скалярного поля на примере понятного электромагнитного.
Так вот, в электромагнитном поле практически нет трения , если можно так выразиться. У электронов есть конечная скорость передвижения и они испытывают прямое сопротивление среды, которое мы и называем сопротивлением электрического тока , но изменения поля передаются со скоростью самого электромагнитного поля, т.е. со скоростью света. Если отойти от темы слишком далеко, то читатель с двумя звездочками (**) должен знать, что даже полный и абсолютный вакуум имеет некий аналог "сопротивления" электромагнитным волнам, но это уже совсем глубокие дебри силы Казимира и прочих эффектов вакуумных флуктуаций, нам туда пока не стоит углубляться, хоть такие посты из серии на пальцах ™ планируются в неизвестном, но обозримом будущем.
Короче, можно сказать, что у электромагнитного поля нет внутреннего трения, или оно пренебрежимо мало. Ну, коротнуло и коротнуло в мгновение ока. Если наложить аналогию на аналогию, можно сказать, что замыкание электромагнитного поля это словно бы гора, находящаяся в области высокого потенциала, на которой лежит мячик, а область низкого потенциала это яма под горой, куда этот мячик в конце концов упадет. Так как трения почти нет, мяч несется вниз со всей скорости, фактически со скоростью света. Бац, и упал.
При падении обязательно выделится какая–то энергия, которая пойдет на нагревание окружающего пространства, земли и мячика. В случае электромагнитного поля происходит натуральный разряд поля, т.е. молния . Если дело происходило под водой (а электрические разряды могут коротить и под водой), то в этом месте образуется крохотный пузырек воздуха, когда вода распадется на составляющие ее кислород и водород. Разряд в буквальном смысле молниеносный, разность потенциалов падает быстро, пузырек воздуха получается совсем маленький.
Теперь вернемся к нашему гипотетическому скалярному полю. Так как оно все еще гипотетическое, фантазировать про него и его свойства можно как угодно. Предположим, что в этом поле существует внутреннее трение и оно очень большое. Очень–очень большое. Перекладываясь на аналогию с мячом, он будет падать с горы не в вакууме или там воздухе, а в очень вязкой и тягучей жидкости, например в подсолнечном масле или мёде.
Стало быть сила тяжести тянет мячик вниз, а сила трения мешает ему быстро падать и тянет его назад вверх. И вместо того, чтобы стремительно нестись к подножью (а мы помним, что это лишь аналогия того, как быстро разряжается неравномерность напряженности поля ), мячик плавно, практически с постоянной скоростью, т.е. почти равномерно опускается вниз. Разряжение скалярного поля ответственно за создание вакуума, т.е. нашего родимого пространства–времени, падение его потенциала словно бы надувает воздушный шарик, только вместо воздуха там вакуум, а вместо шарика - наша Вселенная. Если бы все происходило без трения, напряженность скалярного поля упала бы очень быстро и у нас получился бы маленький пузырек вакуума в огромном безбрежном океане протоВселенной. Но трение (а по сути само скалярное поле) не дает напряженности падать быстро, мешает и тянет само себя назад . Из–за этого, в то время как напряженность медленно снижается, фактически стоит на месте, "сила надувания", т.е. сила, которая распирает образующийся вакуум во все стороны остается постоянной, и продолжает накачивать с прежним усилием, не смотря на то, что размеры новорожденной Вселенной все увеличиваются и увеличиваются.
Ученые знают, а вы можете мне на слово поверить, а можете проверить и погуглить, что в данном случае у нас получается уравнение, решением которого является экспонента. Т.е. получается натуральное экспоненциальное расширение Вселенной . В миллиарды миллиардов миллиардов раз. За не очень большой, весьма короткий промежуток времени. Все зависит от того, какие коэффициенты у нас входят в экспоненту, т.е. какова была начальная напряженность скалярного поля, какова была сила трения и т.д.
Расчеты показывают, если "сила распирания" не падает со временем, за какие–то 10 –36 доли секунды новая с пылу с жару Вселенная (т.е. этот изначальный пузырек вакуума) может расшириться в 10 26 раз. Да, это на многие порядки превосходит скорость света, но тут нет никакого парадокса. Теория Относительности запрещает любой материи передвигаться в пространстве быстрее скорости света, но совсем не запрещает самому пространству (т.е. пустоте) расширяться в стороны с любой скоростью.
Выходит, что никакого Большого Взрыва как "взрыва" вовсе не было. Было быстрое, очень быстрое, взрывообразно или экспоненциально быстрое "надувание и расширение" пузырька нашей Вселенной, именно что инфляция , от английского слова inflate - "накачивать", "раздувать".
Но тут хитрый момент! Расширяется–то вакуум, т.е. абсолютная пустота, откуда же взялась вся та энергия и материя, что составляет сейчас все наши звезды, галактики и прочий контент современного космоса? И почему Вселенная была раньше горячая, чему там быть горячему, пустому вакууму что–ли?
Здесь опять сложная фиговина с зубодробильными формулами, постараюсь разъяснить ее при помощи чего бы вы думали? Аналогии на пальцах™ , ну конечно!
Вы знаете, что если у нас что–то очень быстро расширяется, то это что–то так же стремительно теряет энергию, в смысле так же быстро размазывает ее по всему расширяющемуся объему, и в каждой отдельной точке или кубометре пространства энергии становится все меньше и меньше. Это вам не хухры–мухры, это между прочим первое начало термодинамики!
У нас же получается наоборот. Если очень быстро растянуть пузырек Вселенной, он начнет мгновенно накапливать энергию. Ведь гравитационная энергия всегда идет со знаком минус. Если разнести в пространстве два тела, или, скажем, поднять тяжелый груз над поверхностью Земли, потенциальная, а следовательно и общая энергия системы увеличится ! А так как все происходит быстро (напомню, очень–очень–очень–... и еще 26 раз очень быстро), то в случае с каким–нибудь газом, например воздухом, он резко охлаждается, образует туман и находящийся в нем водяной пар выпадает в осадок, образуя натуральный снег или лед. Все видели, если открыть клапан баллона со сжиженным газом, баллон тут же покрывается инеем.
А в случае со Вселенной, наоборот температура резко повышается, случается фазовый переход и высвободившаяся энергия "выпадает в осадок" в виде собственно энергии (фотонов) и материи (электронов, протонов и прочих элементарных частиц). Вот почему по окончанию инфляции, которая начиналась не такой уж и горячей, Вселенная быстро разогревается до беспредельных энергий и температур, которые раньше считалось вырвались наружу прямо из точки сингулярности. А дальше, когда мячик долетел до дна ямы и период экспоненциального расширения закончился, все продолжается по старому сценарию классического Большого Взрыва, Вселенная расширяется, но уже не экспоненциально, а медленно так, по инерции. Но теперь все это выходит без самого Большого Взрыва и его сингулярности.
Звучит непривычно, звучит каким–то обманом, но если задуматься, все логично - увеличившаяся потенциальная энергия, энергия гравитации со знаком минус в точности компенсируется энергией кинетической, энергией движения (температурой) и энергией покоя (массой) "выпавших в осадок" частиц материи. Общая энергия Вселенной продолжает оставаться равна нулю, минус сто да плюс сто дает в результате ноль. Как минус миллиард и плюс миллиард.
Если быть до конца точным, там не совсем ровно ноль получается в итоге, ведь напряженность первоначального скалярного поля, с которого все началось, в этом месте таки упала почти до нуля. Но абсолютная величина данного падения, какие–то там доли Джоуля (или в чем там у нас измеряется напряженность поля инфлатонов? ), все равно остается в пределах пусть и крупных, но все еще квантовых эффектов. Это не идет ни в какое сравнение с трилли–миллиардами (точнее 10 50 и так далее) килограммами народившейся материи и такими же порядками запасенной гравитационной энергии. Мышь родила гору, в прямом смысле этого слова. Точнее гору и яму рядом для равновесия.
Еще раз для понятности повторю предыдущий абзац немного другими словами. Когда в результате падения напряженности скалярного поля в нем появился маленький пузырек нашего пространства–времени, т.е. обычного вакуума, это пространство–время оказывается "немножечко погнутым". Почему? Потому что именно так любая энергия влияет на пространство. Ньютон думал, что гравитация есть сила притяжения двух масс. А Эйнштейн сказал, что гравитация есть лишь гнутость пространства. Если пространство "гнутое" в нем уже запасена какая–то гравитационная энергия, даже если это пространство абсолютно пустое и в нем нет массы. Что у нас гнет пространство? Его гнет энергия (правильнее говорить - тензор энергии–импульса). Масса это тоже энергия, много энергии, но можно обойтись и вовсе без массы, вообще любая энергия гнет пространство. Когда под действием падения энергии скалярного поля "надулся маленький пузырик вакуума", в нем уже есть энергия скалярного поля, вакуум в нем уже "гнутый". Если этот пузырь быстро растянуть в стороны, гравитационная энергия резко возрастет, что вызовет "выпадение в осадок" массы, которая с одной стороны добавляет Вселенной энергии (т.к. E=mc 2) со знаком плюс, а с другой - добавляет во Вселенную гравитации этой массы со знаком минус, а значит и дальше продолжится гонка–состязание горы и мыши.
Да, напоминаю, если кто позабыл, что все это происходит в рамках мысленного эксперимента по избавлению от сингулярности! Это пока всего лишь гимнастика ума, наукой здесь еще не очень пахнет, хотя сам мысленный эксперимент - обязательный атрибут научного метода. Чтобы подняться в ранге хотя бы до гипотезы, не говоря уже о теории, нужно много пройти и многое объяснить.
Повторяю, мы все еще в процессе обмена шила на мыло. Мы никуда не ушли от непонятной первоначальной сингулярности, всего–то назвали ее немного по другому и в результате встали с ног на голову. Однако конкретные детали теории инфляционного расширения Вселенной, в отличие от классической теории Большого Взрыва, позволяют найти объяснения многим наблюдаемым феноменам (проблема начальных условий, проблема однородности и изотропности наблюдаемой Вселенной, проблема плоскости наблюдаемой Вселенной, проблема с магнитными монополями и много чего еще), перед которыми сингулярность Большого Взрыва пасовала. Это делает инфляционную модель весьма привлекательной, но совершенно не доказывает ее и не объявляет верной. В состоянии "молодой и перспективной", но "недоказанной и немного фантастической" теории инфляционная модель находилась с 80–х годов последнего века прошлого тысячелетия (это я так "30 лет назад" замысловато сказал), покуда в 2014 году не появились первые, все еще робкие, неподтвержденные и весьма косвенные улики , в смысле результаты экспериментов ее подтверждающие. А здесь уже не просто заявка, тут получается реальный успех!
Что это за эксперименты, каковы их результаты, что такое "гравитационные волны" как они связаны с инфляцией и почему их открытие тянет на нобелевскую премию, которую, я думаю, Алану Гуту и Андрею Линде таки вручат в конечном итоге, а так же все прочие технические подробности собираются в кучу и будут описаны особо, во второй части данного повествования, они тянут на полноценный отдельный пост. Здесь я лишь изложил суть инфляционной теории, остановив ее на этапе 2013 года - интересной, заманчивой, но ничем не подтвержденной.
А теперь обещанное сладкое.
Да, пока еще рано говорить с твердой уверенностью. Да, все это еще весьма вилами по воде писано, и совсем не обязательно обязано быть. Да, впереди еще долгая–предолгая дорога расчетов, ошибок и экспериментов, но.
Самая вкуснота в том, что инфляционная теория Алана Гута, а точнее как раз математические выкладки Андрея Линде подразумевают совершенно замечательную и крышесносящую штуку.
Дополнения Линде официально называются "хаотическая теория инфляции" . Центральная ее часть, сама эссенция теории говорит о том, что данные "разряды скалярного поля" просто обязаны хаотически , т.е. случайно, происходить везде и всюду в изначальной протоВселенной. А это значит, что наш конкретный Большой Взрыв (который, как мы уже знаем из текущего поста, был совсем не взрыв), приведший к образованию нашей конкретной Вселенной - лишь один разряд, отдельный конкретный пузырь образовавшегося пространства, что мы зовем нашим космосом. А вокруг не просто "может быть", а по формулам прямо–таки "обязательно" должны плавать миллиарды и миллиарды других пузырей, других вселенных. В каждой из этих вселенных (уже с маленькой буквы) скалярное поле падало/разряжалось чуточку иначе, а следовательно законы физики в этих вселенных могут существенно отличаться от наших. Звезды и галактики там могли и вовсе не образоваться, или наоборот, там могло образоваться такое, что нам и не снилось в самых диких фантазиях.
Весь этот конгломерат раздувающихся пузырей–вселенных принято называть мультивселенная , хотя сам Линде предпочитает говорить по–русски "Многоликая Вселенная". Получается, что современное научное понимание происхождения и устройства нашего мира сейчас таково:
Существует бесконечная или как минимум очень большая мультивселенная, заполненная неким скалярным полем. Как долго она существует, откуда сама появилась, каковы условия в этой мультивселенной - мы понятия не имеем. Даже на полшишечки. Но ученые довольно сильно уверены, что в некоторых местах этой мультивселенной скалярное поле начинает падать, надувая пузыри обычных вселенных и образовывая в них привычное нам пространство–время. Наш конкретный пузырь начал надуваться около 13.8 миллиардов лет назад, и скалярное поле в нашей Вселенной, кстати, никуда не делось, теперь оно находится почти в минимуме, но не равно нулю! То, что расталкивает галактики нашей Вселенной в стороны, и что мы называем Темной Энергией, это и есть то самое "скалярное поле", точнее сказать, лишь часть его. Тут между прочим должно быть несколько абзацев объясняющих, что давно искомое поле Хиггса, образованное вроде бы недавно найденным бозоном Хиггса, тоже является порождением скалярного поля, а именно его внуком, потому что между скалярным и хиггсовым есть, вернее должно бы быть , еще некое суперХиггсово поле, в которое вырождается скалярное и которое в свою очередь вырождается в хиггсово. Но это не совсем доказано, и уже совсем в сторону от нашего текущего разговора, так что, пожалуй, хватит об этом.
Вокруг пузыря нашей Вселенной находятся пузыри других вселенных, которые образуются от падения скалярного поля в тех конкретных местах. Где–то их собственный местечковый большой взрыв (тоже с маленькой буквы) только–только начинается, а где–то все уже давно закончилось, а "между" этими вселенными находится просто скалярное поле в своем высоком энергетическом состоянии. Мультивселенная становится похожа на швейцарский сыр, где сам сыр это скалярное поле, а дырки в нем - мириады и мириады вселенных, одна из которых наша.
Можно ли пробурить тоннели сквозь это скалярное поле, чтобы попасть в другие "параллельные" вселенные? Неизвестно.
Как далеко от нашего пузыря до соседнего, и можно ли пробраться туда через высшие измерения? Неизвестно.
Существуют ли они вообще в действительности эти другие вселенные вокруг нашей или все это лишь фантазии? Неизвестно, но теперь в науке этому есть очень сильная уверенность.
Разве не замечательно?
UPD: Продолжение поста читайте в статье .
Один из фрагментов первой микросекунды жизни вселенной сыграл огромную роль в ее дальнейшей эволюции.
Концептуальный прорыв стал возможным благодаря очень красивой гипотезе, родившейся в попытках найти выход из трех серьезных неувязок теории Большого взрыва - проблемы плоской Вселенной, проблемы горизонта и проблемы магнитных монополей.
Редкая частица
С середины 1970-х годов физики начали работать над теоретическими моделями Великого объединения трех фундаментальных взаимодействий - сильного, слабого и электромагнитного. Многие из этих моделей приводили к заключению, что вскоре после Большого взрыва должны были в изобилии рождаться очень массивные частицы, несущие одиночный магнитный заряд. Когда возраст Вселенной достиг 10^–36 секунды (по некоторым оценкам, даже несколько раньше), сильное взаимодействие отделилось от электрослабого и обрело самостоятельность. При этом в вакууме образовались точечные топологические дефекты с массой в 10^15 –10^16 большей, чем масса тогда еще не существовавшего протона. Когда, в свою очередь, электрослабое взаимодействие разделилось на слабое и электромагнитное и появился настоящий электромагнетизм, эти дефекты обрели магнитные заряды и начали новую жизнь - в виде магнитных монополей.
Эта красивая модель поставила космологию перед малоприятной проблемой. «Северные» магнитные монополи аннигилируют при столкновении с «южными», но в остальном эти частицы стабильны. Из-за огромной по меркам микромира массы нанограммового масштаба вскоре после рождения они были обязаны замедлиться до нерелятивистских скоростей, рассеяться по пространству и сохраниться до наших времен. Согласно стандартной модели Большого взрыва, их нынешняя плотность должна приблизительно совпадать с плотностью протонов. Но в этом случае общая плотность космической энергии как минимум в квадриллион раз превышала бы реальную.
Все попытки обнаружить монополи до сих пор завершались неудачей. Как показал поиск монополей в железных рудах и морской воде, отношение их числа к числу протонов не превышает 10^–30. Либо этих частиц вообще нет в нашей области пространства, либо столь мало, что приборы неспособны их зарегистрировать, несмотря на четкую магнитную подпись. Это подтверждают и астрономические наблюдения: наличие монополей должно сказываться на магнитных полях нашей Галактики, а этого не обнаружено.
Конечно, можно допустить, что монополей вообще никогда не было. Некоторые модели объединения фундаментальных взаимодействий и в самом деле не предписывают их появления. Но проблемы горизонта и плоской Вселенной остаются. Так получилось, что в конце 1970-х космология столкнулась с серьезными препятствиями, для преодоления которых явно требовались новые идеи.
Отрицательное давление
И эти идеи не замедлили появиться. Главной из них была гипотеза, согласно которой в космическом пространстве помимо вещества и излучения существует скалярное поле (или поля), создающее отрицательное давление. Такая ситуация выглядит парадоксальной, однако же она встречается в повседневной жизни. Система с положительным давлением, например сжатый газ, при расширении теряет энергию и охлаждается. Эластичная лента, напротив, пребывает в состоянии с отрицательным давлением, ведь, в отличие от газа, она стремится не расшириться, а сжаться. Если такую ленту быстро растянуть, она нагреется и ее тепловая энергия возрастет. При расширении Вселенной поле с отрицательным давлением копит энергию, которая, высвобождаясь, способна породить частицы и кванты света.
Отрицательное давление может иметь различную величину. Но существует особый случай, когда оно равно плотности космической энергии с обратным знаком. При таком раскладе эта плотность остается постоянной при расширении пространства, поскольку отрицательное давление компенсирует растущее «разрежение» частиц и световых квантов. Из уравнений Фридмана–Леметра следует, что Вселенная в этом случае расширяется экспоненциально.
Плоская Вселенная
Увеличивающаяся сфера демонстрирует решение проблемы плоской Вселенной в рамках инфляционной космологии. По мере роста радиуса сферы выбранный участок ее поверхности становится все более и более плоским. Точно таким же образом экспоненциальное расширение пространства-времени на этапе инфляции привело к тому, что сейчас наша Вселенная является почти плоской.
Гипотеза экспоненциального расширения позволяет разрешить все три проблемы, приведенные выше. Предположим, что Вселенная возникла из крошечного «пузырька» сильно искривленного пространства, который претерпел превращение, наделившее пространство отрицательным давлением и тем заставившее его расширяться по экспоненциальному закону. Естественно, что после исчезновения этого давления Вселенная возвратится к прежнему «нормальному» расширению.
Решение проблем
Будем считать, что радиус Вселенной перед выходом на экспоненту всего на несколько порядков превышал планковскую длину, 10^–35 м. Если в экспоненциальной фазе он вырастет, скажем, в 10^50 раз, то к ее концу достигнет тысяч световых лет. Каким бы ни было отличие параметра кривизны пространства от единицы до начала расширения, к его концу оно уменьшится в 10^–100 раз, то есть пространство станет идеально плоским!
Аналогично решается проблема монополей. Если топологические дефекты, ставшие их предшественниками, возникли до или даже в процессе экспоненциального расширения, то к его концу они должны отдалиться друг от друга на исполинские расстояния. С тех пор Вселенная еще изрядно расширилась, и плотность монополей упала практически до нуля. Вычисления показывают, что даже если исследовать космический кубик с ребром в миллиард световых лет, то там с высочайшей степенью вероятности не найдется ни единого монополя.
Модель космологической инфляции, решающая многие неувязки теории Большого взрыва, утверждает, что за очень короткое время размер пузырька, из которого образовалась наша Вселенная, увеличился в 10^50 раз. После этого Вселенная продолжила расширяться, но уже значительно медленнее.
Гипотеза экспоненциального расширения подсказывает и простое избавление от проблемы горизонта. Предположим, что размер зародышевого «пузырька», положившего начало нашей Вселенной, не превышал пути, который успел пройти свет после Большого взрыва. В этом случае в нем могло установиться тепловое равновесие, обеспечившее равенство температур по всему объему, которое сохранилось при экспоненциальном расширении. Подобное объяснение присутствует во многих учебниках космологии, однако можно обойтись и без него.
Из одного пузыря
На рубеже 1970–1980-х несколько теоретиков, первым из которых стал советский физик Алексей Старобинский, рассмотрели модели ранней эволюции Вселенной с короткой стадией экспоненциального расширения. В 1981 году американец Алан Гут опубликовал работу, привлекшую к этой идее всеобщее внимание. Он первым понял, что подобное расширение (скорее всего, завершившееся на возрастной отметке в 10^–34 с) снимает проблему монополей, которыми он поначалу и занимался, и указывает путь к разрешению неувязок с плоской геометрией и горизонтом. Гут красиво назвал такое расширение космологической инфляцией, и этот термин стал общепринятым.
Но модель Гута всё же имела серьезный недостаток. Она допускала возникновение множества инфляционных областей, претерпевающих столкновения друг с другом. Это вело к формированию сильно неупорядоченного космоса с неоднородной плотностью вещества и излучения, который совершенно не похож на реальное космическое пространство. Однако вскоре Андрей Линде из Физического института Академии наук (ФИАН), а чуть позже Андреас Альбрехт с Полом Стейнхардтом из Университета Пенсильвании показали, что если изменить уравнение скалярного поля, то всё становится на свои места. Отсюда следовал сценарий, по которому вся наша наблюдаемая Вселенная возникла из одного вакуумного пузыря, отделенного от других инфляционных областей непредставимо большими расстояниями.
Хаотическая инфляция
В 1983 году Андрей Линде совершил очередной прорыв, разработав теорию хаотической инфляции, которая позволила объяснить и состав Вселенной, и однородность реликтового излучения. Во время инфляции любые предшествующие неоднородности скалярного поля растягиваются настолько, что практически исчезают. На завершающем этапе инфляции это поле начинает быстро осциллировать вблизи минимума своей потенциальной энергии. При этом в изобилии рождаются частицы и фотоны, которые интенсивно взаимодействуют друг с другом и достигают равновесной температуры. Так что по окончании инфляции мы имеем плоскую горячую Вселенную, которая затем расширяется уже по сценарию Большого взрыва. Этот механизм объясняет, почему сегодня мы наблюдаем реликтовое излучение с мизерными колебаниями температуры, которые можно приписать квантовым флуктуациям в первой фазе существования Вселенной. Таким образом, теория хаотической инфляции разрешила проблему горизонта и без допущения, что до начала экспоненциального расширения зародышевая Вселенная пребывала в состоянии теплового равновесия.
Потеря связи
Реликтовое излучение, которое мы сейчас видим с Земли, приходит с расстояния 46 млрд. световых лет (по сопутствующей шкале), пропутешествовав чуть менее 14 млрд. лет. Однако когда это излучение начало свое странствие, возраст Вселенной насчитывал всего лишь 300 000 лет. За это время свет мог пройти путь, соответственно, лишь в 300 000 световых лет (маленькие окружности), и две точки на иллюстрации просто не смогли бы связаться друг с другом - их космологические горизонты не пересекаются.
Согласно модели Линде, распределение вещества и излучения в пространстве после инфляции просто обязано быть почти идеально однородным, за исключением следов первичных квантовых флуктуаций. Эти флуктуации породили локальные колебания плотности, которые со временем дали начало галактическим скоплениям и разделяющим их космическим пустотам. Очень важно, что без инфляционного «растяжения» флуктуации оказались бы слишком слабыми и не смогли бы стать зародышами галактик. В общем, инфляционный механизм обладает чрезвычайно мощной и универсальной космологической креативностью - если угодно, предстает в качестве вселенского демиурга. Так что заглавие этой статьи - отнюдь не преувеличение.
Плоская проблема
Астрономы уже давно уверились в том, что если нынешнее космическое пространство и деформировано, то довольно умеренно.
Геометрия космоса
Локальная геометрия Вселенной определяется безразмерным параметром: если он меньше единицы, Вселенная будет гиперболической (открытой), если больше - сферической (закрытой), а если в точности равен единице - плоской. Даже очень небольшие отклонения от единицы со временем могут привести к значительному изменению этого параметра. На иллюстрации синим показан график параметра для нашей Вселенной.
Модели Фридмана и Леметра позволяют вычислить, какой была искривленность пространства вскоре после Большого взрыва. Кривизна оценивается с помощью безразмерного параметра, равного отношению средней плотности космической энергии к тому ее значению, при котором эта кривизна делается равна нулю, а геометрия Вселенной, соответственно, становится плоской. Лет 40 назад уже не было сомнений, что если этот параметр и отличается от единицы, то не больше, чем в десять раз в ту или иную сторону. Отсюда следует, что через одну секунду после Большого взрыва он отличался от единицы в большую или меньшую сторону всего лишь на 10^–14! Случайна такая фантастически точная «настройка» или обусловлена физическими причинами? Именно так в 1979 году сформулировали задачу американские физики Роберт Дике и Джеймс Пиблз.
В масштабах порядка сотых долей величины Вселенной (сейчас это сотни мегапарсек) ее состав был и остается однородным и изотропным. Однако на шкале всего космоса однородность исчезает. Инфляция прекращается в одной области и начинается в другой, и так до бесконечности. Это самовоспроизводящийся бесконечный процесс, порождающий ветвящееся множество миров - Мультивселенную. Одни и те же фундаментальные физические законы могут там реализоваться в различных ипостасях - к примеру, внутриядерные силы и заряд электрона в других вселенных могут оказаться отличными от наших. Эту фантастическую картину в настоящее время на полном серьезе обсуждают и физики, и космологи.
Борьба идей
«Основные идеи инфляционного сценария были сформулированы три десятка лет назад, - объясняет «ПМ» один из авторов инфляционной космологии, профессор Стэнфордского университета Андрей Линде. - После этого главной задачей стала разработка реалистических теорий, основанных на этих идеях, но только критерии реалистичности не раз изменялись. В1980-х доминировало мнение, что инфляцию удастся понять с помощью моделей Великого объединения. Потом надежды растаяли, и инфляцию стали интерпретировать в контексте теории супергравитации, а позднее - теории суперструн. Однако такой путь оказался очень нелегким. Во-первых, обе эти теории используют чрезвычайно сложную математику, а во-вторых, они так устроены, что реализовать с их помощью инфляционный сценарий весьма и весьма непросто. Поэтому прогресс здесь оказался довольно медленным. В 2000 году трое японских ученых с немалым трудом получили в рамках теории супергравитации модель хаотической инфляции, которую я придумал почти на 20 лет раньше. Спустя три года мы в Стэнфорде сделали работу, которая показала принципиальную возможность конструирования инфляционных моделей с помощью теории суперструн и объясняла на ее основе четырехмерность нашего мира. Конкретно, мы выяснили, что так можно получить вакуумное состояние с положительной космологической постоянной, которое необходимо для запуска инфляции. Наш подход с успехом развили другие ученые, и это весьма способствовало прогрессу космологии. Сейчас понятно, что теория суперструн допускает существование гигантского количества вакуумных состояний, дающих начало экспоненциальному расширению Вселенной.
Там, за горизонтом
Проблема горизонта связана с реликтовым излучением. Из какой бы точки горизонта оно ни пришло, его температура постоянна с точностью до 0,001%.
Нормальное расширение со скоростями, меньшими скорости света, приводит к тому, что вся Вселенная рано или поздно будет находиться внутри нашего горизонта событий. Инфляционное расширение со скоростями, значительно превышающими скорость света, привело к тому, что нашему наблюдению доступна лишь малая часть Вселенной, образовавшейся при Большом взрыве. Это позволяет решить проблему горизонта и объяснить одинаковую температуру реликтового излучения, приходящего из различных точек небосвода.
В 1970-х этих данных еще не было, но астрономы и тогда полагали, что колебания не превышают 0,1%. В этом и состояла загадка. Кванты микроволнового излучения разлетелись по космосу приблизительно через 400 000 лет после Большого взрыва. Если Вселенная все время эволюционировала по Фридману–Леметру, то фотоны, пришедшие на Землю с участков небесной сферы, разделенных угловым расстоянием более двух градусов, были испущены из областей пространства, которые тогда не могли иметь друг с другом ничего общего. Между ними лежали расстояния, которые свет попросту не успел бы преодолеть за все время тогдашнего существования Вселенной - иначе говоря, их космологические горизонты не пересекались. Поэтому у них не было возможности установить друг с другом тепловое равновесие, которое почти точно уравняло бы их температуры. Но если эти области не были связаны в ранние моменты образования, как они оказались практически одинаково нагреты? Если это и совпадение, то слишком уж странное.
Теперь следует сделать еще один шаг и понять устройство нашей Вселенной. Эти работы ведутся, но встречают огромные технические трудности, и что получится в результате, пока не ясно. Мои коллеги и я последние два года занимаемся семейством гибридных моделей, которые опираются и на суперструны, и на супергравитацию. Прогресс есть, мы уже способны описать многие реально существующие вещи. Например, мы близки к пониманию того, почему сейчас столь невелика плотность энергии вакуума, которая всего втрое превышает плотность частиц и излучения. Но необходимо двигаться дальше. Мы с нетерпением ожидаем результатов наблюдений космической обсерватории Planck, которая измеряет спектральные характеристики реликтового излучения с очень высоким разрешением. Не исключено, что показания ее приборов пустят под нож целые классы инфляционных моделей и дадут стимул к развитию альтернативных теорий».
Инфляционная космология может похвастаться немалым числом замечательных достижений. Она предсказала плоскую геометрию нашей Вселенной задолго до того, как этот факт подтвердили астрономы и астрофизики. Вплоть до конца 1990-х считалось, что при полном учете всего вещества Вселенной численная величина параметра не превышает 1/3. Понадобилось открыть темную энергию, чтобы удостовериться, что эта величина практически равна единице, как и следует из инфляционного сценария. Были предсказаны колебания температуры реликтового излучения и заранее вычислен их спектр. Подобных примеров немало. Попытки опровергнуть инфляционную теорию предпринимались неоднократно, но это никому не удалось. Кроме того, как считает Андрей Линде, в последние годы сложилась концепция множественности вселенных, формирование которой вполне можно назвать научной революцией: «Несмотря на свою незавершенность, она становится частью культуры нового поколения физиков и космологов».
Наравне с эволюцией
«Инфляционная парадигма реализована сейчас во множестве вариантов, среди которых нет признанного лидера, - говорит директор Института космологии при университете Тафтса Александр Виленкин. - Моделей много, но никто не знает, которая из них правильная. Поэтому говорить о каком-то драматическом прогрессе, достигнутом в последние годы, я бы не стал. Да и сложностей пока хватает. Например, не совсем понятно, как сравнивать вероятности событий, предсказанных той или иной моделью. В вечной вселенной любое событие должно происходить бесчисленное множество раз. Так что для вычисления вероятностей надо сравнивать бесконечности, а это очень непросто. Также существует нерешенная проблема начала инфляции. Скорее всего, без него не обойтись, но еще не понятно, как к нему подобраться. И все же у инфляционной картины мира нет серьезных конкурентов. Я бы сравнил ее с теорией Дарвина, которая поначалу тоже имела множество неувязок. Однако альтернативы у нее так и не появилось, и в конце концов она завоевала признание ученых. Мне кажется, что и концепция космологической инфляции прекрасно справится со всеми трудностями».
Почему против трех астрофизиков ополчились тридцать три известных ученых самых разных специализаций во главе со Стивеном Хокингом, по каким сценариям образовывалась наша Вселенная и верна ли инфляционная теория ее расширения, сайт разбирался вместе со специалистами.
Стандартная теория Большого взрыва и ее проблемы
Теория горячего Большого взрыва установилась в середине XX века, а общепризнанной стала пару десятилетий спустя после открытия реликтового излучения. Она объясняет многие свойства окружающей нас Вселенной и предполагает, что Вселенная возникла из некоторого начального сингулярного состояния (формально бесконечно плотного) и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается.
Само реликтовое излучение - световое «эхо», родившееся спустя всего 380 000 лет после , - оказалось невероятно ценным источником информации. Львиная доля современной наблюдательной космологии связана с анализом различных параметров реликтового излучения. Оно достаточно однородно, его средняя температура по различным направлениям меняется в масштабе всего 10 –5 , причем эти неоднородности равномерно распределены по небу. В физике такое свойство принято называть статистической изотропией. Это означает, что локально такая величина изменяется, но глобально все выглядит одинаково.
Схема расширения Вселенной
NASA/WMAP Science Team/Wikimedia Commons
Исследуя возмущения реликтового излучения, астрономы с высокой точностью вычисляют многие величины, характеризующие Вселенную в целом: соотношение обычной материи, темной материи и темной энергии, возраст Вселенной, глобальную геометрию Вселенной, вклад нейтрино в эволюцию крупномасштабной структуры и другие.
Несмотря на «общепринятость» теории Большого взрыва, у нее были и недостатки: она не давала ответа на некоторые вопросы возникновения Вселенной. Основные из них получили названия «проблема горизонта» и «проблема плоскостности».
Первая связана с тем, что скорость света конечна, а реликтовое излучение статистически изотропно. Дело в том, что на момент рождения реликтового излучения даже свет не успел пройти расстояние между теми далеко отстоящими на небе точками, откуда мы сегодня его улавливаем. Поэтому непонятно, почему разные области настолько одинаковы, ведь они еще не успели обменяться сигналами с момента рождения Вселенной, их причинные горизонты не пересекаются.
Вторая проблема, проблема плоскостности, связана с неотличимой от нуля (на уровне точности современных экспериментов) глобальной кривизной пространства. Проще говоря, на больших масштабах пространство Вселенной плоское, а из теории горячего Большего взрыва не следует, что плоское пространство более предпочтительно, чем другие варианты кривизны. Поэтому близость этой величины к нулю как минимум неочевидна.
Тридцать три против троих
Для решения этих проблем астрономы создали космологические теории следующего поколения, наиболее успешная из которых - теория инфляционного расширения Вселенной (проще ее называют теорией инфляции). Повышение цен на товары тут ни при чем, хотя оба термина происходят от одного латинского слова - inflatio - «вздутие».
Инфляционная модель Вселенной предполагает, что до горячей стадии (то, что в обычной теории Большого взрыва считается началом времени) существовала другая эпоха с совсем иными свойствами. В то время пространство расширялось экспоненциально быстро благодаря заполнявшему его специфическому полю. За крохотные доли секунды пространство растянулось в невероятное количество раз. Это решило обе вышеупомянутые проблемы: Вселенная оказалась в целом однородной, так как произошла из существовавшего на предыдущей стадии чрезвычайно малого объема. К тому же, если в ней и были какие-то геометрические неоднородности, они разгладились во время инфляционного расширения.
В становлении теории инфляции приняло участие много ученых. Первые модели независимо друг от друга предложили физик, доктор философии Корнеллского университета Алан Гут в США и физик-теоретик, специалист в области гравитации и космологии Алексей Старобинский в СССР около 1980 года. Они отличались механизмами (Гут рассматривал ложный вакуум, а Старобинский - модифицированную общую теорию относительности), но приводили к похожим выводам. Некоторые проблемы изначальных моделей решил советский физик, доктор физико-математических наук, сотрудник Физического института имени П.Н. Лебедева Андрей Линде, который ввел понятие медленно меняющегося потенциала (slow-roll inflation) и объяснил с его помощью завершение стадии экспоненциального расширения. Следующим важным шагом было понимание, что инфляция не порождает идеально симметричную Вселенную, так как необходимо учитывать квантовые флуктуации. Это сделали советские физики, выпускники МФТИ Вячеслав Муханов и Геннадий Чибисов.
Норвежский король Харальд награждает Алана Гута, Андрея Линде и Алексея Старобинского (слева направо) премией Кавли по физике. Осло, сентябрь 2014 года.
Norsk Telegrambyra AS/Reuters
В рамках теории инфляционного расширения ученые делают проверяемые предсказания, некоторые из которых уже подтверждены, но одно из основных - существование реликтовых гравитационных волн - пока подтвердить не удается. Первые попытки их зафиксировать уже делаются , однако на данном этапе это остается за рамками технологических возможностей человечества.
Тем не менее у инфляционной модели Вселенной есть противники, которые считают, что она сформулирована слишком общо, вплоть до того, что с ее помощью можно получить любой результат. Некоторое время эта полемика шла в научной литературе , но недавно группа из трех астрофизиков IS&L (сокращение образовано по первым буквам фамилий ученых - Ijjas, Steinhardt и Loeb - Анны Ийас, Пола Стейнхардта и Абрахама Леба) опубликовала научно-популярное изложение своих претензий к инфляционной космологии в издании Scientific American. В частности, IS&L, ссылаясь на карту температур реликтового излучения, полученную при помощи спутника Planck, считают, что теория инфляции не может быть оценена научными методами. Вместо теории инфляции астрофизики предлагают свой вариант развития событий: якобы Вселенная началась не с Большого взрыва, а с Большого отскока - стремительного сжатия некоей «предыдущей» Вселенной.
В ответ на эту статью 33 ученых, среди которых и основоположники теории инфляции (Алан Гут, Алексей Старобинский, Андрей Линде) и другие известные ученые, например Стивен Хокинг, опубликовали в том же журнале ответное письмо, в котором они категорически не соглашаются с претензиями IS&L.
сайт попросил космологов и астрофизиков высказаться по поводу обоснованности этих претензий, сложностей с интерпретацией предсказаний инфляционных теорий и необходимости пересмотра подхода к теории ранней Вселенной.
Один из основоположников теории инфляционного расширения, профессор физики Стэнфордского университета Андрей Линде, считает претензии надуманными, а сам подход критиков - недобросовестным: «Если отвечать подробно, то получится большая научная статья, а коротко - будет похоже на агитацию. Этим люди и пользуются. Вкратце, лидер критиков - Стейнхардт, который в течение 16 лет пытается создать альтернативу [теории] инфляции, а в его статьях - ошибка на ошибке. Ну, а когда у самого не получается, то появляется желание обругать более популярные теории, применяя методы, хорошо известные из учебников по истории. Большинство теоретиков перестало их читать, но журналисты очень любят. Физика здесь почти что ни при чем».
Кандидат физико-математических наук, сотрудник Института ядерный исследований РАН Сергей Миронов напоминает, что научная истина не может быть рождена в полемике на непрофессиональном уровне. Критическая статья, по его мнению, написана научно и аргументированно, там сведены вместе различные проблемы инфляционной теории. Подобные обзоры необходимы, они помогают предотвратить закостеневание науки.
Однако ситуация меняется, когда такая дискуссия переходит на страницы популярного издания, потому что, правильно ли таким образом продвигать свою научную идею, вопрос спорный. В связи с этим Миронов отмечает, что ответ на критику смотрится некрасиво, так как одна часть из его авторов вообще не специалисты в рассматриваемой области, а другая сама пишет популярные тексты про инфляционную модель. Миронов обращает внимание, что ответная статья написана так, будто авторы даже не читали работу IS&L, и они не привели никаких контраргументов к ней. Утверждения же о провокационной манере, в которой написана заметка с критикой, означают, что «авторы ответа просто повелись на троллинг».
«Доля истины»
Тем не менее ученые, в том числе сторонники инфляционной модели, признают ее недостатки. Физик Александр Виленкин, профессор и директор института космологии в Университете Тафтса в Медфорде (США), который внес важный вклад в становление современной теории инфляции, замечает: «В заявлениях Стейнхардта и коллег есть доля истины, но я думаю, что их претензии чрезвычайно преувеличены. Инфляция предсказывает существование множества областей, подобных нашей, с начальными условиями, которые определяются квантовыми флуктуациями. Теоретически, любые начальные условия возможны с некоторой вероятностью. Проблема заключается в том, что мы не знаем, как посчитать эти вероятности. Количество областей каждого типа бесконечно, поэтому приходится сравнивать бесконечные числа - эта ситуация называется проблемой меры. Конечно, отсутствие единой меры, выводимой из фундаментальной теории, является тревожным знаком».
Упомянутое множество моделей Сергей Миронов относит к недостаткам теории, так как это позволяет подогнать ее под любые экспериментальные наблюдения. А это означает, что теория не удовлетворяет критерию Поппера (согласно этому критерию теория считается научной, если ее можно опровергнуть при помощи эксперимента, - прим. сайт) , по крайней мере в обозримом будущем. Также к проблемам теории Миронов относит тот факт, что в рамках инфляции начальные условия требуют тонкой подстройки параметров, что делает ее в некотором смысле не натуральной. Специалист по ранней Вселенной, кандидат физико-математических наук, сотрудник Научного института Гран-Сассо Национального института ядерной физики (Италия) Сабир Рамазанов также признает реальность этих проблем, но отмечает, что их существование не обязательно означает, что инфляционная теория неверна, но ряд ее аспектов действительно заслуживает более глубокого осмысления.
Создатель одной из первых инфляционных моделей, академик РАН, главный научный сотрудник Института теоретической физики РАН Алексей Старобинский поясняет, что одна из простейших моделей, которую Андрей Линде предложил в 1983 году, действительно была опровергнута. Она предсказывала слишком много гравитационных волн, поэтому недавно Линде указал, что необходимо пересмотреть инфляционные модели.
Критический эксперимент
Астрономы обращают особое внимание на то, что важным предсказанием, которое стало возможным благодаря теории инфляции, стало предсказание реликтовых гравитационных волн. Специалист по анализу реликтового излучения и наблюдательной космологии, доктор физико-математических наук, ведущий научный сотрудник Специальной астрофизической обсерватории РАН Олег Верходанов считает этот прогноз знаменательным наблюдательным тестом для простейших вариантов инфляционного расширения, в то время как для отстаиваемой критиками теории «Большого отскока» такого решающего эксперимента нет.
Иллюстрация теории Большого отскока
Wikimedia Commons
Поэтому говорить о другой теории можно будет только в том случае, если на реликтовые волны установят серьезные ограничения. Сергей Миронов тоже называет потенциальное открытие таких волн серьезным аргументом в пользу инфляции, однако отмечает, что пока их амплитуда только ограничивается, что уже позволило отмести некоторые варианты, на место которых приходят другие, не предсказывающие слишком сильных первичных гравитационных возмущений. Сабир Рамазанов согласен с важностью этого теста и, более того, считает, что инфляционная теория не может считаться доказанной, пока это явление не будет открыто в наблюдениях. Поэтому пока ключевое предсказание инфляционной модели о существовании первичных гравитационных волн с плоским спектром не подтверждено, говорить об инфляции как о физической реальности рано.
«Правильный ответ, от которого старательно пытаются увести читателя»
Алексей Старобинский подробно разобрал претензии IS&L. Он выделил три главных утверждения.
Утверждение 1. Инфляция предсказывает что угодно. Или ничего.
«Правильный ответ, от которого старательно пытаются увести читателя IS&L, состоит в том, что такие слова, как "инфляция", "квантовая теория поля", "модель элементарных частиц", очень общие: они объединяют множество разных моделей, отличающихся степенью сложности (например, количеством сортов нейтрино)», - разъясняет Старобинский.
После того как ученые зафиксируют входящие в каждую конкретную модель свободные параметры из экспериментов или наблюдений, предсказания модели считаются однозначными. Современная Стандартная модель элементарных частиц содержит около 20 таких параметров (это главным образом массы кварков, массы нейтрино и угол их смешивания). Простейшая из жизнеспособных инфляционных моделей содержит только один такой параметр, величина которого фиксируется измеренной амплитудой начального спектра неоднородностей материи. После этого все остальные предсказания однозначны.
Академик уточняет: «Конечно, ее можно усложнить, добавив новые члены различной физической природы, каждый из которых будет входить с новым свободным числовым параметром. Но, во-первых, и в этом случае предсказания будут не "что угодно", а определенными. А во-вторых, и это самое главное, сегодняшние наблюдения показывают, что эти члены не нужны, на современном уровне точности порядка 10% их нет!»
Утверждение 2. Маловероятно, что в рассматриваемых моделях вообще возникнет инфляционная стадия, поскольку в них у потенциальной энергии инфлатона есть длинное плоское «плато».
«Утверждение ложно, - категоричен Старобинский. - В моих работах 1983 и 1987 годов было доказано, что инфляционный режим в моделях такого типа является общим, то есть он возникает во множестве начальных условий с ненулевой мерой». Впоследствии это было доказано и по более строгим математическим критериям, с численными симуляциями и т. д.
Результаты эксперимента Planck, по словам Старобинского, подвергли сомнению точку зрения, которую неоднократно высказывал Андрей Линде. Согласно ей инфляция должна обязательно начинаться на планковской плотности материи, и, уже начиная с этого предельного для классического описания пространства-времени параметра, материя была распределена однородно. Однако в тех доказательствах, о которых шла речь выше, это не предполагалось. То есть в моделях такого типа перед стадией инфляционного расширения находятся анизотропная и неоднородная стадия эволюции Вселенной с большей, чем при инфляции, кривизной пространства-времени.
«Чтобы было понятнее, воспользуемся следующей аналогией, - поясняет космолог. - В общей теории относительности одним из общих решений являются вращающиеся черные дыры, описываемые метрикой Керра. То, что черные дыры - это общие решения, не значит, что они есть повсюду. Например, их нет в Солнечной системе и в ее окрестностях (к счастью для нас). А значит это то, что, поискав, мы их обязательно найдем. Так оно и произошло». В случае инфляции происходит то же самое – эта промежуточная стадия есть не во всех решениях, но в достаточно широком их классе, так что она вполне может возникнуть в однократной реализации, то есть для нашей Вселенной, которая существует в одном экземпляре. А вот то, насколько вероятно это однократное событие, полностью определяется нашими гипотезами о том, что предшествовало инфляции.
Утверждение 3. Квантовое явление «вечной инфляции», которое имеет место почти во всех инфляционных моделях и влечет за собой возникновение мультивселенной, приводит к полной неопределенности предсказаний инфляционного сценария: «Все, что может случиться, случается».
«Утверждение частично ложно, частично не имеет отношения к наблюдаемым эффектам в нашей Вселенной, - непреклонен академик. - Хотя слова в кавычках заимствованы IS&L из обзоров Виленкина и Гута, их смысл искажен. Там они стояли в другом контексте и значили не больше банального даже для школьника замечания, что уравнения физики (например, механики) можно решать для любых начальных условий: где-нибудь и когда-нибудь эти условия реализуются».
Почему «вечная инфляция» и образование «мультивселенной» не влияют на все процессы в нашей Вселенной после конца инфляционной стадии? Дело в том, что они происходят вне нашего светового конуса прошлого (кстати, и будущего тоже)», - объясняет Старобинский. Поэтому нельзя сказать однозначно, происходят ли они в нашем прошлом, настоящем или будущем. «Строго говоря, это верно с точностью до экспоненциально малых квантово-гравитационных эффектов, но во всех существующих последовательных расчетах такими эффектами всегда пренебрегали», - подчеркивает академик.
«Я не хочу сказать, что не интересно исследовать то, что лежит вне нашего светового конуса прошлого, - продолжает Старобинский, - но прямо с наблюдательными данными это пока не связано. Однако и здесь IS&L сбивают читателя с толку: если описывать "вечную инфляцию" правильно, то при заданных условиях в начале инфляционной стадии никакого произвола в предсказаниях не возникает (хотя не все мои коллеги с этим согласны). Более того, многие предсказания, в частности спектр неоднородностей материи и гравитационных волн, возникающих в конце инфляции, от этих начальных условий вообще не зависят», - добавляет космолог.
«Нет острой необходимости в пересмотре основ физики ранней Вселенной»
Олег Верходанов отмечает, что пока отказываться от текущей парадигмы нет оснований: «Конечно, у инфляции есть простор для интерпретации - семейство моделей. Но и среди них можно выбирать наиболее соответствующие распределению пятен на карте реликтового излучения. Пока большинство результатов миссии Planck играет в пользу инфляции». Алексей Старобинский отмечает, что с данными эксперимента Planck, к которым апеллируют IS&L, хорошо согласуется самая первая модель с де-ситтеровской стадией, предшествовавшей горячему Большому взрыву, которую он предложил еще в 1980 году (во время де-ситтеровской стадии, которая длилась около 10 –35 секунды, Вселенная быстро расширялась, заполняющий ее вакуум как бы растягивался без изменения своих свойств, - прим. сайт).
С ним в целом согласен и Сабир Рамазанов: «Ряд предсказаний - гауссовость спектра первичных возмущений, отсутствие мод постоянной кривизны, наклон спектра - нашел подтверждение в данных WMAP и Planck. Инфляция заслуженно играет главенствующую роль в качестве теории ранней Вселенной. На данный момент нет острой необходимости в пересмотре основ физики ранней Вселенной». Космолог Сергей Миронов также признает положительные качества этой теории: «Сама идея инфляции чрезвычайно элегантна, она одним махом позволяет решить все принципиальные проблемы теории горячего Большого взрыва».
«В целом итог по статье IS&L – пустая болтовня от начала до конца, - подытоживает Старобинский. - Она не имеет отношения к реальным проблемам, над которыми сейчас работают космологи». И в то же время академик добавляет: «Другое дело, что любая модель - как общая теория относительности Эйнштейна, как современная модель элементарных частиц, так и модель инфляции - не есть последнее слово науки. Она всегда только приближенна, и на каком-то уровне точности обязательно появятся малые поправки к ней, из которых мы многое узнаем, так как за ними будет стоять новая физика. Именно такие малые поправки и ищут сейчас астрономы».