Большое космическое путешествие - Дж. Ричард Готт

Хотя и возможно, что в далеком будущем соседняя пузырьковая вселенная столкнется с нашей (это может произойти примерно через 1018000 лет, в таком случае в небе внезапно образуется жаркое пятно, которое погубит любую жизнь, которая, возможно, будет существовать в тот момент), большинство остальных вселенных в составе Мультивселенной навечно скрыты от нас за горизонтом событий. Они настолько далеко, что исходящий от них свет не в состоянии преодолеть постоянно расширяющуюся область между нами и этими вселенными. Сегодня уже ясно, что как только инфляция начнется, остановить ее сложно. Инфляция будет продолжаться вечно, порождая Мультивселенную с бесконечным количеством вселенных, таких как наша. В 1983 году Линде предложил теорию хаотической инфляции, которая также описывает Мультивселенную, состоящую из разреженных «карманных» вселенных в вечно расширяющемся инфлирующем море. Разработанная Линде модель хаотической инфляции предполагает, что квантовые флуктуации обеспечивают свободное движение по ландшафту. Есть шанс, что квантовая флуктуация забросит вас на вершины холмов и гор, где плотность энергии вакуума высока. Плотность энергии нарастает с «высотой», а время, необходимое для удвоения размера, укорачивается вдвое. В «высотных» областях стремительно нарождается больше пространства с высокой плотностью вакуума, и темп инфляции здесь также выше. Следовательно, «высотные» области воспроизводятся быстрее. Здесь возможна аналогия: представьте себе, что горцы многодетнее жителей равнин. В таком случае спустя несколько поколений почти все люди будут жить в горах. Вся Мультивселенная будет расширяться очень быстро. Отдельные регионы могут скатываться в долины, превращаться в такие карманные Вселенные, как наша. Большая часть пространства будет находиться в стремительно расширяющихся горных районах, но постоянно будут образовываться пятнышки (карманные вселенные), скатывающиеся на уровень моря. Итак, нам совсем не обязательно начинать путь в горной долине. В обычном ландшафте всегда должны формироваться вселенные с низкой плотностью, такие как наша, а вокруг будет вечно расширяться Мультивселенная.

Пусть мы и не видим других вселенных, слагающих Мультивселенную, есть основания полагать, что они существуют, поскольку они кажутся неизбежным элементом теории инфляции, объясняющей массу эмпирических данных.

Инфляционная модель получила серьезную поддержку по результатам работы спутников WMAP и «Планк». Сила температурных флуктуаций РИ, наблюдаемых в различных угловых масштабах, в точности соответствует прогнозам инфляционной теории (вспомните рис. 15.3). Данные спутников WMAP и «Планк» также показали, что кривизна нашей Вселенной близка к нулю. В положительно искривленной Вселенной мы бы наблюдали меньше пятен в космическом микроволновом фоне, поскольку окружность большого круга меньше 2πr, значения из евклидовой геометрии. Если бы Вселенная имела отрицательную кривизну, то окружность была бы больше 2πr, пятен было бы больше, они были бы мельче по угловому размеру, чем предполагает евклидова геометрия. Согласно наблюдениям, пик температурных флуктуаций приходится примерно на 1° в угловом масштабе. Это согласуется с моделью Вселенной, кривизна которой практически нулевая.

Таким образом, знак кривизны нашей Вселенной на самом деле неизвестен. Просто кривизна настолько мала, что ее не удается измерить. Согласно современным данным, видимая Вселенная является плоской с точностью чуть выше 1 %. Аналогично, баскетбольная площадка выглядит плоской, хотя мы и знаем, что она вписывается в кривизну Земли. Просто радиус Земли настолько превышает длину баскетбольной площадки, что ее кривизна практически незаметна. Как известно, в древности Земля считалась плоской, поскольку любой доступный для наблюдения участок Земли был настолько мал, что казался приблизительно плоским. Нам известно, что радиус кривизны Вселенной гораздо больше 13,8 миллиарда световых лет – расстояния, за которое мы не можем заглянуть. Гут подчеркивал: неважно, какова была изначальная форма Вселенной (положительной или отрицательной была ее кривизна); в любом случае, инфляция – простейшая модель, обеспечивающая расширение Вселенной до значительно больших масштабов, нежели у наблюдаемой нами части пространства. Гут предположил, что Вселенная окажется приблизительно плоской, – и был прав. Если наша Вселенная является пузырьковой, это попросту означает, что инфляция долгое время продолжалась внутри пузырька, пока состояние вакуума катилось вниз по склону после туннелирования. «Длительный» период инфляции, скажем 1000 удвоений в размере, мог уложиться всего в 10–35 с, если на каждый акт удвоения уходило 10–38 с. В таком случае современный радиус Вселенной должен в 10274 раз превышать размеры той ее части, которую мы можем наблюдать. Естественно, она должна казаться плоской.

В современных космологических моделях есть два определяющих параметра: Ωm и ΩΛ. От значений этих параметров зависит история расширения Вселенной, а также тот факт, конечна Вселенная (в форме 3-сферы) или бесконечна. Первый параметр определяет плотность материи и вычисляется по формуле Ωm = 8πG m/3H02, где G – гравитационная постоянная Ньютона, ρm – средняя плотность материи в современной Вселенной (речь как об обычной, так и о темной материи), а H0 – современная постоянная Хаббла, указывающая скорость расширения Вселенной. Числитель (8πGρm) описывает плотность Вселенной (силу гравитационного притяжения), а знаменатель (3H02) – кинетическую энергию расширения. В простых фридмановских моделях, учитывающих только обычную материю, Ωm сообщает, будет ли Вселенная расширяться вечно; если Ωm > 1, то гравитационное притяжение пересилит кинетическую энергию расширения и Вселенная рано или поздно схлопнется: здесь речь идет о 3-сферном фридмановском пространстве-времени, похожем на мяч, описанный на рис. 22.5. Если Ωm < 1, то кинетическая энергия расширения превосходит гравитационное притяжение. В таком случае у нас получается фридмановская Вселенная с отрицательной кривизной, которая расширяется вечно. Если Ωm = 1, то кинетическая энергия уравновешивает притяжение и модель получается плоской; расширение постепенно замедляется, плотность снижается, а кинетическая энергия расширения ослабевает. Все эти фридмановские модели характеризуются ΩΛ = 0, то есть нулевой плотностью вакуума в пустом пространстве, – на рис. 23.5 они расположены по нижнему краю.

Если сегодня вакуум обладает некоторой энергией, то требуется учитывать и значение второго параметра, характеризующего плотность энергии вакуума и описываемого формулой ΩΛ = 8πGвак/3H02, где ρвак – плотность энергии вакуума (темной энергии) в нынешней Вселенной. Нижний индекс напоминает, что темная энергия функционально подобна эйнштейновской космологической постоянной Λ. Все возможные космологические модели можно отобразить на плоскости. По оси абсцисс откладывается значение Ωm (плотность материи), а по оси ординат – ΩΛ (энергия вакуума, она же темная энергия). Конкретная космологическая модель соответствует точке на плоскости с рис. 23.5 с координатами (Ωm, ΩΛ), каждая пара соответствует некоторой современной комбинации значений плотности материи и темной энергии.