Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса - Виктор Стенджер

В 1979 году гарвардский аспирант Джон Прескилл рассчитал, что во время фазового перехода ТВО должны были образоваться монополи массой в 1016 раз больше массы протонов в количестве, сопоставимом с числом протонов. Если бы все было так, масса Вселенной в то время стала бы настолько большой, что она схлопнулась бы менее чем за 1200 лет.

В 1980-е проводилось множество экспериментов по поиску магнитных монополей, но ни один так и не был найден. В 1987 году я провел шесть месяцев своего творческого отпуска в Италии, работая в проекте MACRO (Monopole, Astrophysics, and Cosmic Ray Observatory — «Обсерватория монополей, астрофизики и космических лучей») в Национальной лаборатории Гран-Сассо, расположенной под землей. Эта лаборатория представляет собой магистральный туннель, проложенный через горную цепь недалеко от горы Л’Акуила, где в 2009 году произошло землетрясение (лаборатория не пострадала). Основной целью эксперимента MACRO был поиск магнитных монополей, и он стал самым чувствительным экспериментом из когда-либо проводимых в этой области. Обнаружить монополи так и не удалось, но к 2002 году в этом эксперименте был установлен очень строгий верхний предел для регистрации потока монополей, намного ниже расчетного значения, основанного на эффекте, который монополи должны производить на магнитные поля галактик.

Тем не менее провал попытки обнаружить магнитные монополи — это в худшем случае проблема теорий великого объединения, но никак не модели Большого взрыва. Я упомянул об этом в основном из исторических соображений, поскольку проблема монополей сильно поспособствовала привлечению физиков, работающих с элементарными частицами, к работе над космологией ранней Вселенной.

В 1980 году несколько физиков и астрофизиков начали независимо друг от друга разрабатывать сценарий развития ранней Вселенной, который должен был в конечном итоге представить возможное решение проблем, связанных с общепринятой моделью Большого взрыва. В том же году, 11 января, российский физик Алексей Старобинский, работавший со Стивеном Хокингом в Кембридже, отправил в журнал Physics Letters статью, в которой доказывал, что квантовые эффекты в ранней Вселенной могли привести к появлению пространства де Ситтера, а значит, к экспоненциальному расширению Вселенной, называемому теперь инфляцией.

В 1970 году Хокинг и Роджер Пенроуз применили общую теорию относительности, чтобы доказать, что наша Вселенная вначале представляла собой сингулярность, бесконечно малую точку бесконечно высокой плотности. С тех пор этот вывод используется богословами в качестве доказательства того, что наша Вселенная имела начало и, хотя это и не является следствием, что у нее должен был быть единоличный Творец. Старобинский доказал, а Хокинг и Пенроуз согласились, что квантовые эффекты в ранней Вселенной уничтожили сингулярность. Общая теория относительности не относится к квантовым теориям и перестает действовать на расстояниях меньше планковской длины — 10-35 м.

5 мая 1980 года знакомый астрофизик Демосфен Казанас из Центра космических полетов имени Годдарда отправил в Astrophysical Journal статью, озаглавленную «Динамика Вселенной и спонтанное нарушение симметрии». В ней он утверждает, что фазовый переход в ранней Вселенной, связанный со спонтанным нарушением симметрии, приведет к экспоненциальному расширению, которое может объяснить наблюдаемую изотропность Вселенной. Я считаю, что это была первая опубликованная работа, прямым текстом признающая экспоненциальное расширение в качестве решения одной из главных проблем с общепринятой моделью Большого взрыва, а именно проблемы горизонта.

9 сентября 1980 года японский физик Кацухико Сато отправил в «Ежемесячный обзор Королевского астрономического общества» (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society) статью, в которой также доказывал, что фазовый переход первого рода может привести к экспоненциальному расширению Вселенной. Он предположил, что происхождение галактик может объясняться флуктуациями, но не упомянул другие проблемы, связанные с моделью Большого взрыва.

Однако решающей работой по инфляционной теории стала статья, отправленная в Physical Review 1 августа 1980 года физиком Аланом Гутом, в ту пору получившим докторскую степень и занимавшимся исследованиями на Стэнфордском линейном ускорителе. Гут осознал всю значимость раннего периода экспоненциального расширения Вселенной, подчеркнув, каким образом это решает проблемы горизонта и плоской Вселенной, а также предложил возможное решение проблемы монополей.

Как вскоре понял Гут, проблемы плоской Вселенной и горизонта, вне всяких сомнений, были самыми важными. Любая из них могла опровергнуть модель Большого взрыва, если для нее не найдется возможного решения. В то же время проблема магнитных монополей не была критически важной. Магнитные монополи не существуют ни в классической, ни в квантовой электродинамике, и ни один монополь так и не удалось зарегистрировать в природе. В лучшем случае они добавляют симметрии электричеству и магнетизму, однако их существование требуется только в рамках теорий великого объединения.

В своей замечательной популярной книге «Инфляционная Вселенная» (The Inflationary Universe), вышедшей в 1997 году, Гут рассказывает, как проблема монополя подтолкнула его к идее инфляционной модели Вселенной, и признает, что в то время он мало знал о космологии. О проблеме горизонта он впервые услышал в декабре 1979 года. Но он быстро учился и ко времени написания работы полностью осознавал всю глубину значимости как проблемы плоской Вселенной, так и проблемы горизонта.

В этой книге Гут прекрасно объясняет свою оригинальную модель, но и он, и остальные вскоре поняли, что она требует корректировки. Вместо того чтобы приводить здесь эту весьма сложную для понимания неспециалистом историю, я просто скажу, что экспоненциальная инфляция Вселенной является естественным следствием из общей теории относительности.

Если записать уравнения Фридмана для де-ситтеровской Вселенной с положительной космологической постоянной, достаточно математики на уровне первого курса, чтобы доказать, что решение представляет собой экспоненциальное расширение. Независимо от конкретной модели, теория инфляционного расширения решает проблемы плоской Вселенной, горизонта и монополей, а также закладывает основы для решения проблемы структуры.

Проблема плоской Вселенной решена

Вспомните, в главе 8 я описывал расширяющееся трехмерное пространство с помощью традиционной аналогии расширяющейся двухмерной поверхности надувающегося шарика[17]. Представьте себе шарик, который вначале имеет небольшие размеры, но затем расширяется на много порядков. Отдельные маленькие участки его поверхности станут очень плоскими. Вселенная, находящаяся в пределах нашего светового горизонта, подобна этому маленькому участку, который вследствие инфляции действительно стал очень плоским.

Сейчас это принято трактовать таким образом: Вселенная имеет Ω = 1, то есть плотность р в точности равна критическому значению ρc, для которого действует геометрия Евклида. Вспомним, что в этом случае космологический коэффициент кривизны k = 0. Текущее экспериментально определенное значение Ω = 1,002 ± 0,011. Если ρ будет лишь совсем немного меньше, чем ρc, скажем на 1/10100, то наша Вселенная будет иметь небольшую отрицательную кривизну k = -1, а также будет бесконечно расширяться.