Миф о начале време Габриель Венециано

Согласно теор ии струн, Большой взрыв был не началом образования Вселенной, а лишь следствием ее предыдущего состояния.

Был ли Большой взрыв началом времени или Вселенная существовала и до него? Лет десять назад такой вопрос казался нелепым. В размышлени ях о том, что было до Большого взрыва, космологи видели не больше смысл а, чем в поисках пути, идущего от Северного полюса на север. Но развитие теор етической физики и, в частности, появление теор ии струн заставило ученых снова задуматься о предначальной эпохе.

Вопрос о начале начал занимал философов и богословов с давних времен. Он переплетается с множеством фундаментальных проблем, нашедших свое отражение в знаменитой картине Поля Гогена "D"ou venons-nous? Que sommes-nous? Ou allons-nous?" ("Откуда мы пришли? Кто мы такие? Куда мы идем?"). Полотно изображает извечный цикл: рождение, жизнь и смерть - происхождение, идентифи кация и предназначение каждого индивидуума. Пытаясь разобраться в своем происхождении, мы возводим свою родословную к минувшим поколениям, ранним формам жизни и протожизни, химическим элементам, возникшим в молодой Вселенной, и, наконец, к аморфной энерги и, некогда заполнявшей пространство. Уходит ли наше фамильное древо корнями в бесконечность или космос так же не вечен, как и мы?

ОБЗОР: СТРУННАЯ КОСМОЛОГИЯ С давних пор философы спорят о том, есть ли у Вселенной определенное происхождение или она существовала всегда. Общая теор ия относительности подразумевает конечность бытия - расширяющаяся Вселенная должна была возникнуть в результате Большого взрыва. Однако в самом начале Большого взрыва теор ия относительности не действовала, поскольку все происходившие в тот момент процессы носили квантовый характер. В теор ии струн, которая претендует на звание квантовой теор ии гравитации, вводится новая фундаментальная физическая постоянная - минимальный квант длины. В результате старый сценарий Вселенной, рожденной в Большом взрыве, становится несостоятельным. Большой взрыв все же имел место, но плотность материи в тот момент не была бесконечной, а Вселенная, возможно, существовала и до него. Симметрия теор ии струн предполагает, что у времени нет ни начала, ни конца. Вселенная могла возникнуть почти пустой и сформироваться к моменту Большого взрыва или пройти несколько циклов гибели и возрождения. В любом случае эпоха до Большого взрыва оказала огромное влияние на современный космос.

Еще древние греки ожесточенно спорили о происхождении времени. Аристотель отвергал идею о наличии некоего начала, объясняя это тем, что из ничего ничто не возникает. А поскольку Вселенная не могла возникнуть из небытия, значит, она существовала всегда. Таким образом, время должно бесконечно простираться в прошлое и в будущее. Христианские богословы отстаивали противоположную точку зрения. Так, Блаженный Августин утверждал, что Бог существует вне пространства и времени и может создавать их точно так же, как и другие аспекты нашего мира. На вопрос "Что Бог делал прежде, чем создал мир?" знаменитый теолог отвечал: "Время само является частью божьего творения, просто не было никакого прежде!"

Современные космологи пришли к похожему заключению на основании общей теор ии относительности Эйнштейна, согласно которой пространство и время - мягкие, податливые сущности. Во вселенских масштабах пространство по своей природе динамично: со временем оно расширяется или сокращается, увлекая за собой материю. В 1920-х гг. астрономы подтвердили, что наша Вселенная в настоящее время расширяется: галактики удаляются друг от друга. Из этого следует, что время не может бесконечно простираться в прошлое - еще в 1960-х гг. это доказали Стивен Хокинг (Steven Hawking) и Роджер Пенроуз (Roger Penrose). Если мы будем просматривать космическую историю в обратном порядке, то увидим, как все галактики будто проваливаются в черную дыру и сжимаются в единственную бесконечно малую точку - сингулярность. При этом плотность материи, ее температура и кривизна пространства-времени обращаются в бесконечность. На сингулярности наша космическая родословная обрывается и дальше в прошлое простираться не может.

Странное совпадение

Неизбежная сингулярность представляет собой серьезную космологическую проблему. В частности, она плохо согласуется с высокой степенью однородности и изотропности, которой характеризуется Вселенная в глобальном масштабе. Раз уж космос в широком смысл е слова стал всюду одинаковым, значит, между отдаленными областями пространства существовала какая-то связь, координировавшая его свойства. Однако это противоречит старой космологической парадигме.

Давайте рассмотрим, что произошло за 13,7 млрд. лет, прошедших с момента возникновения реликтового излучения. Из-за расширения Вселенной расстояние между галактиками выросло в 10 тыс. раз, тогда как радиус наблюдаемой Вселенной увеличился значительно больше - приблизительно в 1 млн раз (потому что скорость света превышает скорость расширения). Сегодня мы наблюдаем те области Вселенной, которые не могли бы видеть 13,7 млрд. лет назад. Впервые в космической истории свет от наиболее отдаленных галактик достиг Млечного пути.

Тем не менее свойства Млечного пути в основном такие же, как у отдаленных галактик. Если на вечеринке вы встретите двух одинаково одетых людей, то это можно объяснить простым совпадением. Однако если в похожих нарядах будут десять человек - значит, они заранее договорились о форме одежды. Сегодня мы наблюдаем десятки тысяч независимых участков небесной сферы со статистически идентичными характеристиками реликтового фона. Возможно, такие области пространства уже при рождении были одинаковыми, т.е. однородность Вселенной - простое совпадение. Однако физики придумали два более правдоподобных объяснения: на начальной стадии развития Вселенная была либо намного меньше, либо намного старше, чем считалось раньше.

Чаще всего предпочтение отдается первой альтернативе. Считается, что молодая Вселенная прошла период инфляции, т.е. ускоряющегося расширения. До него галактики (точнее, их прародители) были очень плотно упакованы и поэтому стали похожи друг на друга. Во время инфляции они потеряли контакт, ибо свет не успевал за неистовым расширением. Когда инфляция закончилась, расширение начало замедляться и галактики снова оказались в поле зрения друг друга.

Виновницей стремительного инфляционного всплеска физики считают потенциал ьную энерги ю, накопленную спустя 10-35 с после Большого взрыва в особом квантовом поле - инфлатоне. Потенциальная энерги я, в отличие от массы покоя и кинетической энерги и, приводит к гравитационному отталкиванию. Тяготение обычной материи замедляло бы расширение, а инфлатон, напротив, ускорял его. Появившаяся в 1981 г. теор ия инфляции точно объясняет результаты целого ряда наблюдений (см. специальный репортаж "Четыре ключа к космологии", "В мире науки", №5, 2004 г.). Однако до сих пор не ясно, что представлял собой инфлатон и откуда у него взялось столько потенциал ьной энерги и.

Вторая альтернатива подразумевает отказ от сингулярности. Если время началось не в момент Большого взрыва, а Вселенная возникла задолго до начала нынешнего космического расширения, то у материи было достаточно времени, чтобы плавно самоорганизоваться. Поэтому ученые решили пересмотреть рассуждения, приводящие к мысли о сингулярности.

ДВЕ ВЕРСИИ НАЧАЛА

В нашей расширяющейся Вселенной галактики разбегаются, словно рассеивающаяся толпа. Они удаляются друг от друга со скоростью, пропорциональной расстоянию между ними: галактики, разделенные 500 млн. световых лет, разбегаются вдвое быстрее, чем галактики, разнесенные на 250 млн. световых лет. Таким образом, все наблюдаемые нами галактики должны были в момент Большого взрыва одновременно стартовать из одного и того же места. Это справедливо даже в том случае, если космическое расширение проходит периоды ускорения и замедления. На диаграммах пространства и времени (см. ниже) галактики перемещаются по извилистым путям в наблюдаемую часть пространства и из нее (желтый клин). Однако пока точно неизвестно, что же происходило в тот момент, когда галактики (или их предшественники) начали разлетаться.

Весьма сомнительным представляется предположение о том, что теор ия относительности справедлива всегда. Ведь в ней не учитываются квантовые эффекты, которые должны были доминировать вблизи сингулярности. Чтобы окончательно во всем разобраться, нужно включить общую теор ию относительности в квантовую теор ию гравитации. Над этой задачей теор етики бились со времен Эйнштейна, но лишь в середине 1980-х гг. дело сдвинулось с мертвой точки.

Эволюция революции

Сегодня рассматриваются два подхода. В теор ии петлевой квантовой гравитации теор ия относительности сохраняется по существу нетронутой, изменяется только процедура ее применения в квантовой механике (см. статью Ли Смолина "Атомы пространства и времени", "В мире науки", №4, 2004 г.). В последние годы сторонники петлевой квантовой гравитации добились больших успехов и достигли глубокого понимания, однако их подход недостаточно кардинален для решения фундаментальных проблем квантования тяготения. С похожей проблемой столкнулись специалисты по теор ии элементарных частиц. В 1934 г. Энрико Ферми (Enrico Fermi) предложил эффективную теор ию слабого ядерного взаимодействия, но попытки построить ее квантовый вариант поначалу потерпели фиаско. Требовалась не новая методика, а концептуальные изменения, которые были воплощены в теор ии электрослабого взаимодействия, предложенной Шелдоном Глэшоу (Sheldon Glashow), Стивеном Вейнбергом (Steven Weinberg) и Абдусом Саламом (Abdus Salam) в конце 1960-х гг.

Более обещающим мне представляется второй подход - теор ия струн, действительно революционная модификация теор ии Эйнштейна. Она выросла из модели, предложенной мною в 1968 г. для описания ядерных частиц (протонов и нейтронов) и их взаимодействий. К сожалению, модель оказалась не совсем удачной, и через несколько лет от нее отказались, предпочтя квантовую хромодинамику, согласно которой протоны и нейтроны состоят из кварков. Последние ведут себя так, словно связаны между собой упругими струнами. Изначально теор ия струн была посвящена описанию струнных свойств ядерного мира. Однако вскоре ее стали рассматривать как возможный вариант объединения общей теор ии относительности и квантовой механики.

Основная идея состоит в том, что элементарные частицы - не точечные, а бесконечно тонкие одномерные объекты, называемые струнами. Обширное семейство разнообразных элементарных частиц отражено множеством возможных форм колебаний струны. Как же столь бесхитростная теор ия описывает сложный мир частиц и их взаимодействий? Секрет в так называемой маги и квантовых струн. Как только правила квантовой механики применяются к вибрирующей струне, вдоль которой колебания распространяются со скоростью света, у нее появляются новые свойства, тесно связанные с физикой элементарных частиц и космологией.

Во-первых, квантовые струны имеют конечный размер. Обычную (неквантовую) скрипичную струну можно было бы разрезать пополам, затем одну из половинок снова порвать на две части и так далее, пока не получилась бы точечная частица с нулевой массой. Однако принцип неопределенности Гейзенберга не позволяет нам разделить струну на части длиной меньше, чем приблизительно 10-34 м. Мельчайший квант длины обозначается ls и представляет собой природную константу, которая в теор ии струн стоит в одном ряду со скоростью света c и постоянной Планка h.

Во-вторых, даже безмассовые квантовые струны могут иметь угловой момент. В классической физике тело с нулевой массой не может обладать угловым моментом, поскольку он определяется как произведение скорости, массы и расстояния до оси. Но квантовые флуктуации изменяют ситуацию. Угловой момент крошечной струны может достигать 2h, даже если ее масса равняется нулю, что в точности соответствует свойствам переносчиков всех известных фундаментальных сил, таких как фотон и гравитон. Исторически именно эта особенность углового момента привлекла внимание к теор ии струн, как к кандидату на звание теор ии квантовой гравитации.

В-третьих, квантовые струны требуют существования дополнительных пространственных измерений. Классическая скрипичная струна будет колебаться независимо от того, каковы свойства пространства и времени. Квантовая струна более привередлива: уравнения, описывающие ее колебания, остаются непротиворечивыми только в том случае, если пространство-время сильно искривлено (что противоречит наблюдениям) или содержит шесть дополнительных измерений.

В-четвертых, физические постоянные, которые определяют свойства природы и входят в уравнения, отражающие закон Кулона и закон всемирного тяготения, перестают быть независимыми, фиксированными константами. В теор ии струн их значения динамически задаются полями, похожими на электромагнитное. Возможно, напряженность полей была неодинакова на протяжении различных космологических эпох или в отдаленных областях пространства. Теория струн получит серьезное экспериментальное подтверждение, если ученым удастся зарегистрировать хотя бы незначительное изменение физических констант.

Центральное место в теор ии струн занимает одно из таких полей - дилатон. Оно определяет общую силу всех взаимодействий. Величину дилатона можно истолковать как размер дополнительного пространственного измерения - 11-го по счету.

ТЕОРИЯ СТРУН

Теория струн - самая многообещающая (хотя и не единственная) теор ия, пытающаяся описать, что происходило в момент Большого взрыва. Струны представляют собой материальные объекты, очень похожие на струны скрипки. Когда скрипач перемещает пальцы по деке инструмента, он уменьшает длину струн и вызывает повышение частоты колебаний и, следовательно, их энерги и. Если укоротить струну до субсубатомных размеров, начнут действовать квантовые эффекты, препятствующие дальнейшему уменьшению длины. Субатомная струна может не только перемещаться целиком или колебаться, но и завиваться, как пружина. Предположим, что пространство имеет цилиндрическую форму. Если длина окружности больше, чем минимальная допустимая длина струны, увеличение скорости перемещения требует малого приращения энерги и, а каждый виток - большого. Однако если окружность короче минимальной длины, на дополнительный виток затрачивается меньше энерги и, чем на приращение скорости. Следовательно, полная эффективная энерги я остается неизменной. Струна не может быть короче кванта длины, поэтому вещество в принципе не может быть бесконечно плотным.

Связывание свободных концов

Наконец квантовые струны помогли физикам открыть новый вид природной симметрии - дуализм, который изменяет наше интуитивное представление о том, что происходит, когда объекты становятся чрезвычайно малыми. Я уже ссылался на одну из форм дуализма: обычно длинная струна тяжелее, чем короткая, но если мы попытаемся сделать ее короче фундаментальной длины ls, то она снова начнет тяжелеть.

Поскольку струны могут двигаться более сложными способами, чем точечные частицы, существует и другая форма симметрии - T-дуализм, который выражается в том, что маленькие и большие дополнительные измерения эквивалентны. Рассмотрим замкнутую струну (петлю), расположенную в цилиндрическом пространстве, круговое сечение которого представляет собой одно конечное дополнительное измерение. Струна может не только колебаться, но и вращаться вокруг цилиндра или наматываться на него (см. рис. выше).

Энергетическая стоимость обоих состояний струны зависит от размеров дополнительного измерения. Энергия наматывания прямо пропорциональна его радиусу: чем больше цилиндр, тем сильнее растягивается струна и тем больше энерги и она запасает. С другой стороны, энерги я, связанная с вращением, обратно пропорциональна радиусу: цилиндрам большего радиуса соответствуют более длинные волны, а значит, более низкие частоты и меньшие значения энерги и. Если большой цилиндр заменить малым, два состояния движения могут поменяться ролями: энерги я, связанная с вращением, может быть обеспечена наматыванием и наоборот. Внешний наблюдатель замечает только величину энерги и, а не ее происхождение, поэтому для него большой и малый радиусы физически эквивалентны.

Хотя T-дуализм обычно описывается на примере цилиндрических пространств, в которых одно из измерений (окружность) конечно, один из его вариантов применяется к обычным трем измерениям, которые, похоже, простираются безгранично. О расширении бесконечного пространства нужно говорить с осторожностью. Его полный размер не может измениться и остается бесконечным. Но все же оно способно расширяться в том смысл е, что расположенные в нем тела (например, галактики) могут удаляться друг от друга. В данном случае значение имеет не размер пространства в целом, а его масштабный коэффициент, в соответствии с которым происходит изменение расстояний между галактиками и их скоплениями, заметное по красному смещению. Согласно принципу T-дуализма, вселенные и с малыми, и с большими масштабными коэффициентами эквивалентны. В уравнениях Эйнштейна такой симметрии нет; она является следствием унификации, заключенной в теор ии струн, причем центральную роль здесь играет дилатон.

Когда-то бытовало мнение, что T-дуализм присущ только замкнутым струнам, поскольку открытые струны не могут наматываться, так как их концы свободны. В 1995 г. Йозеф Полчински (Joseph Polchinski) из Калифорнийского университета в Санта-Барбаре показал, что принцип T-дуализма применим к открытым струнам в том случае, когда переход от больших радиусов к малым сопровождается изменением условий на концах струны. До этого физики считали, что на концы струн не действуют никакие силы и они абсолютно свободны. Вместе с тем T-дуализм обеспечивается так называемыми граничными условиями Дирихле, при которых концы струн оказываются зафиксированными.

Условия на границе струны могут быть смешанными. Например, электроны могут оказаться струнами, чьи концы закреплены в семи пространственных измерениях, но свободно движутся в пределах трех остальных, образующих подпространство, известное как мембрана Дирихле, или D-мембрана. В 1996 г. Петр Хорава (Petr Horava) из Калифорнийского университета и Эдвард Уиттен (Edward Witten) из Института специальных исследований в Принстоне, штат Нью-Джерси, предположили, что наша Вселенная расположена как раз на такой мембране (см. статьи "Информация в голографической Вселенной", "В мире науки", №11, 2003 г. и "Кто нарушил закон тяготения?", "В мире науки", №5, 2004 г). Наша неспособность воспринимать все 10-мерное великолепие пространства объясняется ограниченной подвижностью электронов и других частиц.

ПРЕДВЗРЫВНОЙ СЦЕНАРИЙ

Первой попыткой применить теор ию струн к космологии стала разработка так называемого предвзрывного сценария, в соответствии с которым Большой взрыв был не моментом возникновения Вселенной, а просто переходной стадией. До него расширение ускорялось, а после него - замедлялось (по крайней мере, в начале). Путь галактики в пространстве-времени (справа) имеет форму бокала. Вселенная существовала всегда. В отдаленном прошлом она была почти пуста. Такие силы, как гравитация, были слабы. Силы постепенно росли, и материя начала сгущаться. В некоторых областях плотность возросла настолько, что начала формироваться черная дыра. Черная дыра разрасталась с ускорением. Материя внутри нее оказалась изолированной от вещества снаружи. Плотность вещества, устремлявшегося к центру д234ыры, возрастала, пока не достигла предела, определяемого теор ией струн. Когда плотность материи достигла максимально допустимой величины, квантовые эффекты привели к Большому взрыву. Тем временем снаружи возникали другие черные дыры, которые затем тоже становились вселенными.

Приручение бесконечности

Все волшебные свойства квантовых струн указывают на то, что они ненавидят бесконечность. Струны не могут стянуться в бесконечно малую точку, и поэтому им несвойственны парадоксы, связанные с коллапсом. Отличие их размера от нуля и новые виды симметрии задают верхние границы для возрастающих физических величин и нижние - для убывающих. Специалисты по теор ии струн полагают, что, если проигрывать историю Вселенной назад, то кривизна пространства-времени будет расти. Однако она не станет бесконечной, как в традиционной сингулярности Большого взрыва: в некоторый момент ее значение достигнет максимума и снова начнет уменьшаться. До появления теор ии струн физики отчаянно пытались придумать механизм, который мог бы так чисто устранить сингулярность.

Притягиваясь друг к другу, две почти пустые мембраны сжимаются в направлении, перпендикулярном направлению движения.	Мембраны соударяются, и их кинетическая энерги я преобразуется в материю и излучение. Это соударение и есть Большой взрыв.

Условия вблизи нулевого момента времени, соответствующего началу Большого взрыва, настолько экстремальны, что никто пока не знает, как решать соответствующие уравнения. Тем не менее специалисты по теор ии струн берут на себя смелость высказывать догадки о том, что представляла собой Вселенная до Большого взрыва. Сейчас в ходу две модели.

Первую из них, известную как пред-взрывной сценарий, мы начали разрабатывать в 1991 г. В ней принцип Т-дуализма объединяется с более известной симметрией обращения времени, в силу которой физические уравнения работают одинаково хорошо независимо от направления времени. Такая комбинация позволяет говорить о новых возможных вариантах космологии, в которых Вселенная, скажем, за 5 с до Большого взрыва расширялась с такой же скоростью, как и через 5 с после него. Однако изменение скорости расширения в эти моменты происходило в противоположных направлениях: если после Большого взрыва расширение замедлялось, то перед ним - ускорялось. Короче говоря, Большой взрыв, возможно, был не моментом возникновения Вселенной, а просто внезапным переходом от ускорения к замедлению.

Прелесть такой картины состоит в том, что она автоматически подразумевает более глубокое понимание теор ии инфляции: Вселенная должна была пройти период ускорения, чтобы стать настолько однородной и изотропной. В стандартной теор ии ускорение после Большого взрыва происходит под действием введенного специально для этой цели инфлатона. В пред-взрывном сценарии оно происходит перед взрывом как естественное следствие новых видов симметрии в теор ии струн.

В соответствии с такой моделью Вселенная перед Большим взрывом была почти идеальным зеркальным изображением самой себя после него (см. рис.выше). Если Вселенная безгранично устремляется в будущее, в котором ее содержимое разжижается до скудной кашицы, то она также бескрайне простирается и в прошлое. Бесконечно давно она была почти пуста: ее заполнял лишь невероятно разреженный, хаотический газ из излучения и вещества. Силы природы, управляемые дилатоном, были настолько слабы, что частицы этого газа практически не взаимодействовали друг с другом.

Но время шло, силы возрастали и стягивали материю воедино. Случайным образом материя скапливалась в некоторых участках пространства. Там ее плотность в конечном счете стала настолько высокой, что начали образовываться черные дыры. Вещество внутри таких областей оказывалось отрезанным от окружающего пространства, т.е. Вселенная разбивалась на обособленные части.

Внутри черной дыры пространство и время меняются ролями: ее центр - не точка пространства, а момент времени. Падающая в черную дыру материя, приближаясь к центру, становится все более плотной. Но, достигнув максимальных значений, допускаемых теор ией струн, плотность, температура и кривизна пространства-времени внезапно начинают уменьшаться. Момент такого реверсирования и есть то, что мы называем Большим взрывом. Внутренность одной из описанных черных дыр и стала нашей Вселенной.

Неудивительно, что столь необычный сценарий вызвал множество споров. Так, Андрей Линде (Andrei Linde) из Стэнфордского университета утверждает, что для того, чтобы такая модель согласовывалась с наблюдениями, Вселенная должна была возникнуть из черной дыры гигантских размеров, значительно больших, чем масштаб длины в теор ии струн. Но ведь наши уравнения не накладывают никаких ограничений на размер черных дыр. Просто случилось так, что Вселенная сформировалась внутри достаточно большой дыры.

Более серьезное возражение приводят Тибо Дамур (Thibault Damour) из Института высших научных исследований в Бур-сюр-Ив во Франции и Марк Анно (Marc Henneaux) из Брюссельского свободного университета: материя и пространство-время вблизи момента Большого взрыва должны были вести себя хаотически, что наверняка противоречит наблюдаемой регулярности ранней Вселенной. Недавно я предположил, что в таком хаосе мог возникнуть плотный газ из миниатюрных "струнных дыр" - чрезвычайно малых и массивных струн, находящихся на грани превращения в черные дыры. Возможно, в этом содержится ключ к решению проблемы, описанной Дамуром и Анно. Аналогичное предположение было высказано Томасом Бэнксом (Thomas Banks) из Рютгерса и Вилли Фишлером (Willy Fischler) из Техасского университета в Остине. Существуют и другие критические соображения, но нам еще предстоит выяснить, выявляют ли они какие-либо принципиальные недостатки описанной модели.

НАБЛЮДЕНИЯ

Не исключено, что изучить эпоху до Большого взрыва нам поможет гравитационное излучение, возможно, сохранившееся с тех далеких времен. Периодические вариации гравитационного поля можно зарегистрировать косвенно по их влиянию на поляризацию реликтового излучения (см. модель) или непосредственно в наземных обсерваториях. Согласно пред-взрывному и экпиротическому сценариям гравитационных волн, высокой частоты должно быть больше, а низкочастотных - меньше, чем в обычных инфляционных моделях (см. внизу). В недалеком будущем результаты наблюдений, которые планируется провести с помощью спутника "Планк" и обсерваторий LIGO и VIRGO, позволят выбрать одну из гипотез .

Соударение мембран

Другая популярная модель, подразумевающая существование Вселенной до Большого взрыва, - экпиротический сценарий (от греч. ekpyrotic - "пришедший из огня"), разработанный три года назад Джастином Каури (Justin Khoury) из Колумбийского университета, Полом Штейнхардтом (Paul Steinhardt) из Принстонского университета, Бартом Оврутом (Burt A. Ovrut) из Пенсильванского университета, Натаном Зейбергом (Nathan Seiberg) из Института углубленных исследований и Нейлом Тьюроком (Neil Turok) из Кембриджского университета. Он основан на предположении, что наша Вселенная - одна из многих D-мембран, дрейфующих в многомерном пространстве. Мембраны притягиваются друг к другу, а когда они сталкиваются, в них может произойти то, что мы называем Большим взрывом (см. рис. выше).

Не исключено, что коллизии происходят циклически. Две мембраны могут сталкиваться, отскакивать друг от друга, расходиться, притягиваться одна к другой, снова соударяться и так далее. Расходясь после удара, они немного растягиваются, а при очередном сближении снова сжимаются. Когда направление движения мембраны сменяется на противоположное, она расширяется с ускорением, поэтому наблюдаемое ускоряющееся расширение Вселенной может указывать на предстоящее столкновение.

У пред-взрывного и экпиротического сценариев есть общие особенности. Оба они начинаются с большой, холодной, почти пустой Вселенной, и обоим свойственна трудная (и пока нерешенная) проблема перехода от состояния перед Большим взрывом к стадии после него. Математически главное различие между двумя моделями заключается в поведении дилатона. В пред-взрывном сценарии это поле и, соответственно, все силы природы изначально очень слабы и постепенно усиливаются, достигая максимума в момент Большого взрыва. Для экпиротической модели справедливо обратное: столкновение происходит тогда, когда значения сил минимальны.

Разработчики экпиротической схемы вначале надеялись, что слабость сил облегчит процедуру анализа столкновения, однако им приходится иметь дело с высокой кривизной пространства-времени, поэтому пока нельзя однозначно решить, удастся ли избежать сингулярности. Кроме того, этот сценарий должен протекать при весьма специфичных обстоятельствах. Например, перед самым столкновением мембраны должны быть почти идеально параллельны друг другу, иначе вызванный им Большой взрыв будет недостаточно однородным. В циклической версии эта проблема стоит не так остро: последовательные соударения позволили бы мембранам выровняться.

Оставив пока в стороне трудности полного математического обоснования обеих моделей, ученые должны разобраться, удастся ли когда-нибудь проверить их экспериментально. На первый взгляд, описанные сценарии очень похожи на упражнения не в физике, а в метафизике: масса интересных идей, которые никогда не удастся подтвердить или опровергнуть результатами наблюдений. Такой взгляд слишком пессимист ичен. Как стадия инфляции, так и довзрывная эпоха должны были оставить после себя артефакты, которые можно заметить и сегодня, например, в небольших вариациях температуры реликтового излучения.

Во-первых, наблюдения показывают, что температурные отклонения были сформированы акустическими волнами за несколько сотен тысяч лет. Регулярность флуктуаций свидетельствует о когерентности звуковых волн. Космологи уже отвергли целый ряд космологических моделей, не способных объяснить волновой синхронизм. Сценарии с инфляцией, эпохой до Большого взрыва и столкновением мембран успешно проходят это первое испытание. В них синфазные волны создаются квантовыми процессами, усилившимися в ходе ускоряющегося космического расширения.

Во-вторых, каждая модель предсказывает разное распределение температурных флуктуаций в зависимости от их углового размера. Оказалось, что большие и малые флуктуации имеют одинаковую амплитуду. (Отступления от этого правила наблюдаются только при очень малых масштабах, в которых изначальные отклонения изменились под действием более поздних процессов.) В инфляционных моделях это распределение воспроизводится с высокой точностью. Во время инфляции кривизна пространства изменялась относительно медленно, так что флуктуации различных размеров возникали в почти одинаковых условиях. Согласно обеим струнным моделям, кривизна менялась быстро. В результате амплитуда мелкомасштабных флуктуаций увеличивалась, однако другие процессы усиливали крупномасштабные отклонения температуры, выравнивая общее распределение. В экпиротическом сценарии этому способствует дополнительное пространственное измерение, разделяющее сталкивающиеся мембраны. В пред-взрывной схеме за выравнивание распределения флуктуации отвечает аксион - квантовое поле, связанное с дилатоном. Короче говоря, все три модели согласуются с результатами наблюдений.

В-третьих, в ранней Вселенной температурные вариации могли возникать из-за флуктуаций плотности вещества и из-за слабых колебаний, вызванных гравитационными волнами. При инфляции обе причины имеют одинаковое значение, а в сценариях со струнами основную роль играют вариации плотности. Гравитационные волны должны были оставить свой отпечаток в поляризации реликтового излучения. Возможно, в будущем его удастся обнаружить с помощью космических обсерваторий, таких как спутник "Планк" Европейского космического агентства.

Четвертая проверка связана с распределением флуктуаций. В инфляционном и экпиротическом сценариях оно описывается законом Гаусса. Вместе с тем предвзрывная модель допускает значительные отклонения от нормального распределения.

Анализ реликтового излучения - не единственный способ проверить рассмотренные теор ии. Сценарий с эпохой до Большого взрыва подразумевает возникновение случайного фона гравитационных волн в некотором диапазоне частот, который в будущем можно будет обнаружить с помощью гравитационных обсерваторий. Кроме того, поскольку в струнных моделях изменяется дилатон, тесно связанный с электромагнитным полем, им обеим должны быть свойственны крупномасштабные флуктуации магнитного поля. Не исключено, что их остатки можно обнаружить в галактических и межгалактических магнитных полях.

Так когда же началось время? Наука пока не дает окончательного ответа. И все же согласно двум потенциал ьно проверяемым теор иям Вселенная - а значит, и время - существовала задолго до Большого взрыва. Если один из этих сценариев соответствует истине, то космос существовал всегда. Возможно, однажды он снова коллапсирует, но не исчезнет никогда.

ОБ АВТОРЕ:
Габриель Венециано (Gabriele Veneziano), физик-теор етик из CERN, создал теор ию струн в конце 1960-х гг. Однако вскоре она была признана ошибочной, так как не объясняла всех свойств атомного ядра. Поэтому Венециано занялся квантовой хромодинамикой, в которую внес крупный вклад. Когда в 1980-х гг. о теор ии струн заговорили как о теор ии квантовой гравитации, Венециано впервые применил ее к черным дырам и космологии.

ДОПОЛНИТЕЛЬНАЯ ЛИТЕРАТУРА

The Elegant Universe. Brian Greene. W.W. Norton, 1999.

Superstring Cosmology. James E. Lidsey, David Wands and Edmund J. Copeland in Physics Reports, Vol. 337, Nos. 4-5, pages 343-492; October 2000. hep-th/9909061

From Big Crunch to Big Bang. Justin Khoury, Burt A. Ovrut, Nathan Seiberg, Paul J. Steinhardt and Neil Turok in Physical Review D, Vol. 65, No. 8, Paper no. 086007; April 15, 2002. hep-th/0108187

A Cyclic Model of the Universe. Paul J. Steinhardt and Neil Turok in Science, Vol. 296, No. 5572, pages 1436-1439; May 24, 2002. hep-th/0111030

The Pre-Big Bang Scenario in String Cosmology. Maurizio Gasperini and Gabriele Veneziano in Physics Reports, Vol. 373, Nos. 1-2, pages 1-212; January 2003. hep-th/0207130

Фактором, сильно затрудняющим понимание струнной космологии, является понимание струнных теорий. Струнные теории и даже М-теория являются лишь предельными случаями некой большей, более фундаментальной теории.
Как уже было сказано, струнная космология задает несколько важных вопросов:
1. Может ли струнная теория сделать какие-либо предсказания, касающиеся физики Большого Взрыва?
2. Что происходит с дополнительными измерениями?
3. Есть ли инфляция в рамках струнной теории?
4. Что может струнная теория рассказать о квантовой гравитации и космологии?

Струнная космология низких энергий

Большая часть материи во Вселенной находится в форме неизвестной нам темной материи. Одним из основных кандидатов на роль темной материи являются так называемые вимпы , слабовзаимодействующие массивные частицы (WIMP - W eakly I nteracting M assive P article). Основным же кандидатом на роль вимпа является кандидат от суперсимметрии . Минимальная Суперсимметричная Стандартная Модель (МССМ, или в англ. транскрипции MSSM - M inimal S upersymmetric S tandard M odel) предсказывает существование частицы со спином 1/2 (фермиона) называемого нейтралино , являющегося фермионным суперпартнером электрически нейтральных калибровочных бозонов и Хиггсовских скаляров. Нейтралино должны иметь большую массу, но при этом очень слабо взаимодействовать с другими частицами. Они могут составить значительную часть плотности во Вселенной и при этом не излучать свет, что делает их хорошим кандидатом на роль темной материи во Вселенной
Струнные теории требуют суперсимметрию, так что в принципе, если нейтралино будут открыты и окажется, что именно из них и состоит темная материя, это было бы неплохо. Но если суперсимметрия не нарушена, то фермионы и бозоны тождественно равны друг другу, а это не так в нашем мире. Действительно сложной частью всех суперсимметричных теорий является то, как нарушить суперсиметрию, но при этом не потерять все те преимущества, которые она дает.
Одной из причин, почему физики-струнщики и физики-элементарщики любят суперсимметричные теории, является то, что в рамках суперсимметричных теорий получается нулевая полная энергия вакуума, поскольку фермионный и бозонный вакуумы взаимосокращают друг друга. А если суперсимметрия нарушена, то бозоны и фермионы уже не тождественны друг другу, и такого взаимосокращения уже не происходит.
Из наблюдений далеких сверхновых с хорошей точностью следует, что расширение нашей Вселенной (по крайнем мере сейчас) ускоренно из-за присутствия чего-либо типа энергии вакуума или космологической постоянной. Так что независимо от того, как суперсимметрия была нарушена в струнной теории, необходимо, чтобы в итоге получалось "правильное" количество энергии вакуума для описания нынешнего ускоренного расширения. И это вызов теоретикам, поскольку пока все способы нарушения суперсимметрии дают слишком много вакуумной энергии.

Космология и дополнительные измерения

Струнная космология очень запутана и сложна в основном из-за присутствия шести (или даже семи в случае М-теории) дополнительных пространственных измерений, которые требуются для квантовой согласованности теории. представляют собой вызов уже и в рамках самой струнной теории, а с точки зрения космологии эти дополнительные измерения эволюционируют в соответствии с физикой Большого Взрыва и того, что было до него. Тогда что же удерживает дополнительные измерения от того, чтобы расшириться и стать такими же большими, как три наши пространственных измерения?
Однако есть поправочный фактор к поправочному фактору: суперструнная дуальная симметрия известная как T-дуальность. Если пространственное измерение свернуто до окружности радиуса R, результирующая струнная теория окажется эквивалентной другой другой струнной теории с пространственным измерением, свернутым до окружности радиуса L st 2 /R, где L st это струнный масштаб длин. Для многих из этих теорий, когда радиус дополнительного измерения удовлетворяет условию R = L st , струнная теория получает дополнительную симметрию с некоторыми массивными частицами, которые становятся безмассовыми. Это называется самодуальной точкой и она важна по многим другим причинам.
Эта дуальная симметрия приводит к очень интересному предположению относительно Вселенной до Большого Взрыва - такая струнная Вселенная начинается с плоского, холодного и очень маленького состояния вместо того, чтобы быть искривленной, горячей и очень маленькой . Эта ранняя Вселенная очень неустойчива и начинает коллапсировать и сжиматься, пока не достигает самодуальной точки, после чего она нагревается и начинает расширяться и в результате расширения приводит к нынешней наблюдаемой Вселенной. Преимуществом этой теории является то, что она включает описанное выше струнное поведение Т-дуальности и самодуальной точки, так что эта теория вполне является теорией струнной космологии.

Инфляция или столкновение гигантских бран?

Что струнная теория предсказывает по поводу источника вакуумной энергии и давления, необходимых для осуществления ускоренного расширения во время инфляционного периода? Скалярные поля, которые могли бы вызвать инфляционное расширение Вселенной, на масштабах Теории Большого Объединения могут оказаться вовлеченными в процесс нарушения симметрии на масштабах немного выше электрослабого, определения констант связи калибровочных полей, а может даже посредством них получается энергия вакуума для космологической постоянной. В струнных теориях есть составные части для построения моделей с нарушением суперсимметрии и инфляцией, но необходимо собрать все эти составные части так, чтобы они работали вместе, а это все еще, как говорят, в разработке.
Сейчас одной из альтернативных инфляции моделей является модель со столкновением гигантских бран , известная еще как Экпиротическая Вселенная или же Большой Хлопок . В рамках это модели все начинается с холодного, статичного пятимерного пространства-времени которое очень близко к тому, чтобы быть полностью суперсимметричным. Четыре пространственных измерения ограничены трехмерными стенами или три-бранами , и одна из этих стен и является пространством, в котором мы живем. Вторая брана сокрыта от нашего восприятия.
В соответствии с этой теорией, есть еще одна три-брана, "потерянная" где-то между двумя граничными бранами в четырехмерном объемлющем пространстве, и когда эта брана соударяется с браной, на которой мы живем, то выделяющаяся от этого столкновения энергия разогревает нашу брану и в нашей Вселенной начинается Большой Взрыв по правилам, описанным выше.
Это предположение достаточно ново, так что посмотрим, выдержит ли оно более точные проверки.

Проблема с ускорением

Проблема с ускоренным расширением Вселенной это фундаментальная проблема не только в рамках струнной теории, но даже и в рамках традиционной физики элементарных частиц. В моделях вечной инфляции ускоренное расширение Вселенной неограниченно. Это неограниченное расширение ведет к ситуации, когда гипотетический наблюдатель, вечно путешествующий по Вселенной, никогда не сможет увидеть части событий во Вселенной.
Граница между регионом, который наблюдатель сможет увидеть и тем, который он увидеть не сможет, называется горизонтом событий наблюдателя. В космологии горизонт событий подобен горизонту частиц , но за тем исключением, что он в будущем, а не в прошлом.
С точки зрения человеческой философии или внутренней согласованности Эйнштейновской теории относительности, проблемы космологического горизонта событий попросту нет. Ну и что что мы не сможем никогда увидеть некоторые уголки нашей Вселенной, даже если мы и будем жить вечно?
Но проблема космологического горизонта событий является основной технической проблемой в физике высоких энергий из-за определения релятивистской квантовой теории в терминах набора амплитуд рассеяния, называемого S-матрицей . Одним из фундаментальных предположений квантовых релятивистских теорий и теорий струн является то, что приходящие и уходящие состояния бесконечно разделены во времени, и что они, таким образом, ведут себя как свободные невзаимодействующие состояния.
Присутствие же горизонта событий предполагает конечную хокинговскую температуру, таким образом, условия для определения S-матрицы уже не могут быть выполнены. Отсутствие S-матрицы и есть та формальная математическая проблема, при этом она возникает не только в струнной теории, но так же и в теориях элементарных частиц.
Некоторые недавние попытки разрешить эту проблему привлекали квантовую геометрию и изменение скорости света. Но эти теории все еще в разработке. Однако большинство экспертов сходятся на том, что все можно разрешить без привлечения таких радикальных мер. 1

Рассматриваются космологические решения уравнений движения для эффективных полевых мод в струнной сигма – модели Вселенной. Построены космологические решения для изотропной Вселенной на D – бране. Показано, что решение дефляционного типа в струнной метрике совпадает с решением Фридмана в метрике расширяющейся Вселенной.

теория струн

уравнения гравитационного поля

искривленное пространство – время

D – брана

расширяющаяся Вселенная

космологические решения Фридмана

1. Аshtekar А., Petkov V. (ed.). Springer Handbook of Spacetime. Springer-Verlag. Berlin – Heidelberg, 2014. – P. 1–839.

2. Гришкан Ю.С. Влияние нарушения лоренц-инвариантности на физические процессы в поздней Вселенной и жёсткое космическое гамма-излучение / А.А. Петрухин, М.Х. Хоконов // Сборник трудов 5-ой БМШ ЭТФ-2004. – М: МИФИ, 2005. – том 2. – С. 68–78.

3. Ellis J.R., Mavromatos N.E. and D.V. Nanopoulos, Physical Review Letters, – 1992. – v. B 293, p. 37–42/.

4. Antoniadis I., Bachas C., Ellis J.R., D.V. Nanopoulos. Liouville strings evidence. Physical Review Letters -1988- v. B 211 – p. 393- 397.

5. Гришкан Ю.С.// Сборник трудов 6-ой БМШ ЭТФ-2005 том 2 – 2005, – Москва, МИФИ – C. 72–86.

6. John Ellis, N.E. Mavromatos and D.V. Nanopoulos. The string coupling accelerates the expansion of universe./ . – 2005. – P. 1–6.

7. Хриплович И.Б. Общая теория относительности: учебн. для вузов-1 изд, – М: Институт компьютерных исследований, 2002. – С. 1–128.

8. Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М. Теория поля: учебн. для вузов – 4 изд. – М: Наука,1988. – С. 1–503.

Как правило, космологические решения, описывающие эволюцию Вселенной, строятся для полей (гравитационного поля и поля темной энергии), которые описывают пространство-время расширяющейся Вселенной на разных стадиях эволюции. Однако, в последнее время возникла уверенность в том, что связанные с тем, что теория поля как классическая, так и квантовая не описывает некоторых существенных свойств наблюдаемого макроскопического мира и в частности, квантовые флуктуации.

Более фундаментальной структурой, чем полевая, является струнная структура пространства-времени , . В этой теории струны занимают место полей и привлекаются для описания, как элементарных частиц, так и квантовых флуктуаций вакуума.

Уравнения движения для эффективных полевых мод в струнной сигма - модели согласно имеют вид:

где μ, ν,.. = 0,1,2,3, G μν - метрика на струне, R μν - эйнштейновская кривизна пространства-времени на бране, Ф - скалярное нелинейное дилатонное поле, H μνρ - антисимметричный тензор, описывающий псевдоскалярное поле B, α’ постоянная - наклона Редже.

Совершенно нетривиальным является вопрос построения космологических решений в этой модели. Если в полевой модели время определяется одновременно с полем, то в эффективной модели струн Лиувилля в качестве времени выступает само дилатонное поле Ф - одно из фоновых полей модели. Поэтому необходимо отождествление этого псевдовремени Ф с мировым временем t. В ряде работ , получена связь между t и Ф:

. (2)

В результате, как показано в эйнштейновское время в расширяющейся Вселенной связано со временем на мировой бране струнной сигма-модели соотношением

где c 1,0 - положительные константы.

При построении решений уравнений (1), динамическая эволюция этих решений прослеживается во времени t D - браны, для которой и справедливы уравнения (1). Любое точное космологическое решение может быть переведено из этого времени во время наблюдаемой нестационарной эйнштейновской вселенной с помощью формулы (3). Основной трудностью в построении струнной космологии является трудность, связанная с классификацией стадий динамической эволюции струнной структуры. Эта проблема связана с тем, что аппарат, привлекаемый для описания эволюции струнной структуры во времени содержит характерные черты двух разных подходов к описанию микро и макромира - теории рассеяния и динамической теории эволюции во времени .

Отражением этой дилеммы в математическом аппарате теории является отсутствие функциональной динамической связи между временем рассеяния частицы на D - бране, которое зафиксировано вструнной метрике G ik (t) (и в котором описывается динамическая эволюция мира на бране) со временем расширяющейся Вселенной.

Наша идея состоит в построении космологических решений во времени t с последующим переводом их в космологическое время наблюдаемого мира t E по формуле (3). Если при этом будут получены физически осмысленные известные космологические решения, то тем самым удастся построить последовательность во времени эволюции мира на бране, соответствующего эволюции коллективных мод струнной космологической модели с учетом флуктуаций геометрии мира.

Совершим внешне парадоксальный шаг. Построим космологические решения, описывающие стадию инфляции на бране. Для чего согласно отожествим дилатонное поле со временем по формуле:

где Q - константа, называемая «центральный заряд браны»

Для удобства положим постоянную наклона Редже α’ = 1. Тогда согласно (1) и (4) уравнения примут вид:

. (5)

Решение для поля B будем искать, как и в работе в виде:

где β = const.

Зададим метрику на D-бране в стандартном 4-м космологическом виде

Тогда детерминант метрики можно представить в виде:

Таким образом, напряженность псевдоскалярного поля можно записать в виде

где E μνρσ - 4-мерный ковариантный антисимметричный символ Леви - Чивита.

Следуя (6) и (11), получаем:

Теперерь уравнения (1), описывающие эволюцию мира во времени D-браны упрощаются:

(14)

В результате расчетов получим далее компоненты тензоров R 00 , R ij как функции масштабного фактора модели a(t) и вычислим его. Количество независимых констант модели может быть уменьшено, если предположить, что временное направление на бране не искривлено R 00 = 0 и центральный заряд на бране выражен так, чтобы решение имело инфляционный характер:

Тогда компоненты тензора кривизны Риччи примут вид :

где точкой обозначена производная по времени

Преобразуем произведение напряженностей поля:

Таким образом, можно записать на основании (17) и (18):

(19)

Будем искать решение этих космологических уравнений в виде:

где - неизвестные константы.

Подставляя эти формулы в (19), (20), получим следующие соотношения между зависимыми константами модели:

Тогда космологические решения принимают вид:

Построенное решение описывает быстрое экспоненциальное сжатие (дефляцию Вселенной на D-бране). Теперь необходимо перевести эти решения из времени на бране в эйнштейновское время расширения Вселенной. Для этого используем соотношение(3).

Расcчитаем выражение для масштабного фактора a(t E) в наблюдаемой Вселенной.

Из (3), (24) следует

Константа c 1 является тогда началом отсчёта времени t E . Само эйнштейновское космологическое время

Введём обозначения, принятые в теории космологических моделей Фридмана. Обозначим момент начала расширения Вселенной как t 0 = c 1 . Тогда

Из (27), (28) следует

Решение (29) есть космологическое решение Фридмана для физического времени t E , описывающее расширение Вселенной на этапе динамического преобладания вещества над темной материей, т.е. стадия быстрого сжатия («дефляции» D-браны) соответствует, для наблюдателя, связанного с веществом, образующим расширяющийся мир, степенному расширению Вселенной по закону Фридмана в Общей Теории Относительности Эйнштейна , .

Построенное решения (29) позволяет связать заключительную стадию эволюции расширяющегося мира с одной из стадий динамической эволюции, входящих в его состав нелокальных дефектов, описывающих квантовые флуктуации метрики. А именно, дефляционное поведение нестационарной метрики D-браны соответствует расширению включающего внешнего мира по закону Фридмана для барионной материи.

Библиографическая ссылка

Гришкан Ю.С. КОСМОЛОГИЧЕСКОЕ РЕШЕНИЕ СТРУННОЙ СИГМА – МОДЕЛИ ВСЕЛЕННОЙ НА СТАДИИ ПРЕОБЛАДАНИЯ ВЕЩЕСТВА НАД ИЗЛУЧЕНИЕМ // Международный журнал прикладных и фундаментальных исследований. – 2015. – № 12-1. – С. 31-33;
URL: https://applied-research.ru/ru/article/view?id=7809 (дата обращения: 15.06.2019). Предлагаем вашему вниманию журналы, издающиеся в издательстве «Академия Естествознания»

Возможно, ученые приблизились к разгадке самой интригующей тайны мироздания: существуют ли, кроме нашей, другие вселенные?

Альберт Эйнштейн в течение всей жизни пытался создать «теорию всего», которая описала бы все законы мироздания. Не успел.

Сегодня астрофизики предполагают, что наилучшим кандидатом на эту теорию является теория суперструн. Она не только объясняет процессы расширения нашей Вселенной, но и подтверждает существование других вселенных, находящихся рядом с нами. «Космические струны» представляют собой искажения пространства и времени. Они могут быть больше, чем сама Вселенная, хотя толщина их не превышает размеров атомного ядра.

Тем не менее, несмотря на удивительную математическую красоту и целостность, теория струн пока не нашла экспериментального подтверждения. Вся надежда на Большой адронный коллайдер. Ученые ждут от него не только открытия частицы Хиггса, но и некоторых суперсимметричных частиц. Это будет серьезной поддержкой теории струн, а значит, и других миров. Пока же физики строят теоретические модели иных миров.

Первым о параллельных мирах в 1895 году землянам сообщил писатель-фантаст Герберт Уэллс в рассказе «Дверь в стене». Спустя 62 года выпускник Принстонского университета Хью Эверетт поразил коллег темой своей докторской диссертации о расщеплении миров.

Вот ее суть: каждый миг каждая вселенная расщепляется на не-

представимое количество себе подобных, а уже в следующий миг каждая из этих новорожденных расщепляется точно таким же образом. И в этом огромном множестве есть множество миров, в которых существуете вы. В одном мире вы, читая эту статью, едете в метро, в другом — летите в самолете. В одном — вы царь, в другом — раб.

Толчком к размножению миров служат наши поступки, объяснял Эверетт. Стоит нам сделать какой-нибудь выбор — «быть или не быть», например, — как в мгновение ока из одной вселенной получилось две. В одной мы живем, а вторая — сама по себе, хотя мы присутствуем и там.

Интересно, но… Даже отец квантовой механики Нильс Бор остался тогда к этой сумасшедшей идее равнодушным.

1980-е годы. Миры Линде

Теория многомирья могла бы и забыться. Но вновь на помощь ученым пришел писатель-фантаст. Майкл Муркок по какому-то наитию поселил всех жителей своего сказочного города Танелорн в Мультивселенную. Термин Multiverse тотчас замелькал в трудах серьезных ученых.

Дело в том, что в 1980-е у многих физиков уже созрело убеждение, что идея параллельных вселенных может стать одним из краеугольных камней новой парадигмы науки о структуре мироздания. Главным поборником этой красивой идеи стал Андрей Линде — бывший сотрудник Физического института им. Лебедева Академии наук, а ныне профессор физики Стэнфордского университета.

Линде строит свои рассуждения на базе модели Большого взрыва, в результате которого возник молниеносно расширяющийся пузырек — зародыш нашей Вселенной. Но если какое-то космическое яйцо оказалось способным породить Вселенную, то почему нельзя предположить возможность существования других подобных яиц? Задавшись этим вопросом, Линде построил модель, в которой инфляционные (inflation — раздувание) вселенные возникают непрерывно, отпочковываясь от своих родительниц.

Для иллюстрации можно представить себе некий резервуар, заполненный водой во всех возможных агрегатных состояниях. Там будут жидкие зоны, глыбы изо льда и пузыри пара — их и можно считать аналогами параллельных вселенных инфляционной модели. Она представляет мир как огромный фрактал, состоящий из однородных кусков с разными свойствами. Передвигаясь по этому миру, вы сможете плавно переходить из одной вселенной в другую. Правда, ваше путешествие продлится долго — десятки миллионов лет.

1990-е годы. Миры Риса

Логика рассуждений профессора космологии и астрофизики Кембриджского университета Мартина Риса примерно такова.

Вероятность зарождения жизни во Вселенной априори настолько мала, что смахивает на чудо, рассуждал профессор Рис. И если не исходить из гипотезы Создателя, то почему бы не предположить, что Природа случайным образом рождает множество параллельных миров, которые служат для нее полем для экспериментов по созданию жизни.

По мнению ученого, жизнь возникла на небольшой планете, обращающейся вокруг рядовой звезды одной из рядовых галактик именно нашего мира по той простой причине, что этому благоприятствовало его физическое устройство. Другие миры Мультивселенной, скорее всего, пусты.

2000-е годы. Миры Тегмарка

Профессор физики и астрономии Пенсильванского университета Макс Тегмарк убежден, что вселенные могут различаться не только местоположением, космологическими свойствами, но и законами физики. Они существуют вне времени и пространства, и их почти невозможно изобразить.

Рассмотрим простую вселенную, состоящую из Солнца, Земли и Луны, предлагает физик. Для объективного наблюдателя такая вселенная представляется кольцом: орбита Земли, «размазанная» во времени, как будто обернута оплеткой — ее создает траектория движения Луны вокруг Земли. А другие формы олицетворяют иные физические законы.

Свою теорию ученый любит иллюстрировать на примере игры в «русскую рулетку». По его мнению, каждый раз, когда человек нажимает на курок, его вселенная расщепляется на две: где выстрел произошел, и где его не было. Но сам Тегмарк не рискует проводить такой опыт в реальности — по крайней мере, в нашей Вселенной.

Андрей Линде — физик, создатель теории раздувающейся (инфляционной) Вселенной. Окончил Московский государственный университет. Работал в Физическом институте им. Лебедева Академии наук (ФИАН). С 1990 года — профессор физики Стэнфордского университета. Автор более 220 трудов в области физики элементарных частиц и космологии.

Булькающий космос

— Андрей Дмитриевич, в какой части многоликой Вселенной «прописаны» мы, земляне?

— В зависимости оттого, куда мы попали. Вселенная может быть разбитой на большие области, каждая из которых по всем своим свойствам выглядит локально, как огромная Вселенная. Каждая из них имеет огромные размеры. Если мы живем в одной из них, то мы не будем знать, что другие части Вселенной существуют.

— Законы физики везде одинаковые?

— Я думаю, разные. То есть в действительности закон физики может быть один и тот же. Это так же как вода, которая может быть жидкой, газообразной и твердой. Тем не менее рыба может жить только в жидкой воде. Мы — в другой среде. Но не потому, что других частей Вселенной нет, а потому, что мы можем жить только в

удобном нам сегменте «многоликой Вселенной».

— На что похож этот наш сегмент?

— На пузырь.

— Получается, что люди, по вашему представлению, когда появились, сидели все в одном пузырьке?

— Никто еще не сидел. Люди родились потом, после завершения инфляции. Тогда энергия, которая была ответственна за быстрое расширение Вселенной, перешла в энергию обычных элементарных частиц. Это произошло за счет того, что Вселенная вскипела, возникли пузырьки, как в кипящем чайнике. Стенки пузырьков ударили друг по другу, выделили свою энергию, и за счет выделения энергии родились нормальные частицы. Вселенная стала горячей. И уже после этого возникли люди. Они посмотрели вокруг и сказали: «О, какая большая Вселенная!»

Мы можем попасть из одной вселенной-пузыря в другую?

— Теоретически да. Но по дороге мы наткнемся на барьер. Это будет доменная стенка, энергетически очень большой величины. Чтобы долететь до стенки, надо быть долгожителем, потому что расстояние до нее — порядка 10 в миллионной степени световых лет. А для того чтобы пересечь границу, нам надо иметь очень много энергии, чтобы хорошенько разогнаться, и перескочить через нее. Хотя вероятно, что мы тут же и умрем, потому что частицы нашего, земного типа могут в другой вселенной распасться. Или изменить свои свойства.

— Возникновение пузырей-вселенных происходит постоянно?

— Это вечный процесс. У Вселенной никогда не будет конца. В разных ее частях возникают разные куски Вселенной, разного типа. Происходит это так. Возникают два пузыря, например. Каждый из них расширяется очень быстро, но Вселенная между ними продолжает раздуваться, поэтому расстояние между пузырями остается очень большим, и они почти никогда не сталкиваются. Возникают еще пузыри — и Вселенная еще больше расширяется. В части из этих пузырей нет никакой структуры — не образовалось. А в другой части из этих пузырей возникли галактики, в одной из которых мы и живем. И таких разных типов Вселенной — где-то 10 в тысячной степени или 10 в сотой. Ученые еще продолжают считать.

— Что происходит в этих многих копиях одной и той же Вселенной?

— Вселенная сейчас вышла на новую стадию раздувания, но очень медленную. Нашу Галактику это пока не тронет. Потому что материя внутри нашей Галактики гравитационно очень сильно друг к другу притянута. А другие галактики будут от нас улетать, и мы их больше не увидим.

— Куда они улетят?

— К так называемому горизонту мира, который от нас находится на расстоянии 13,7 млрд. световых лет. Все эти галактики прилипнут к горизонту и истают для нас, станут плоскими. Сигнал от них не будет больше приходить, и останется одна наша Галактика. Но и это ненадолго. Со временем энергетические ресурсы в нашей Галактике потихонечку иссякнут, и нас постигнет печальная судьба.

— Когда это произойдет?

— К счастью, распадемся мы не скоро. Через 20 млрд. лет, а то и больше. Но благодаря тому, что Вселенная является самовосстанавливающейся, благодаря тому, что она производит все новые и новые части во всех ее возможных комбинациях, Вселенная в целом и жизнь в целом никогда не исчезнет.

Если теория струн это, в том числе, и теория гравитации, то как она соотносится с теорией тяготения Эйнштейна? Как между собой соотносятся струны и геометрия пространства-времени?

Струны и гравитоны

Проще всего представить себе струну, путешествующую в плоском d-мерном пространстве-времени это представить себе, что она путешествует в пространстве в течении некоторого времени. Струна представляет собой одномерный объект, так что если вы решите попутешествовать вдоль струны, вы сможете путешествовать только вперед или назад вдоль струны, для нее не существует других направлений типа верха или низа. Однако в пространстве сама струна вполне может двигаться как угодно, хоть и вверх или вниз, и в своем движении в пространстве-времени струна покрывает поверхность, именуемую мировым листом струны (прим. перев. название образовано по аналогии с мировой линией частицы, частица - 0-мерный объект), представляющую собой двумерную поверхность у которой одно измерение пространственно а второе - временное.

Мировой лист струны является ключевым понятием ко всей физике струны. Путешествуя в d-мерном пространстве-времени, струна осциллирует. С точки зрения самого двумерного мирового листа струны эти осцилляции можно представить как колебания в двумерной квантово-гравитационной теории. Для того, чтобы сделать эти квантованные осцилляции согласованными с квантовой механикой и специальной теорией относительности, число пространственно-временных измерений должно быть равно 26 для теории, содержащей только силы (бозоны) и 10 для теории, содержащей как силы, так и материю (бозоны и фермионы).
Так откуда же берется гравитация?

Если струна, путешествующая через пространство-время замкнута, то среди других осцилляций в ее спектре будет частица со спином, равным 2 и нулевой массой, это и будет гравитон , частица, являющаяся переносчиком гравитационного взаимодействия.
А там, где гравитоны, должна быть и гравитация . Так где же гравитация в струнной теории?

Струны и геометрия пространства-времени

Классическая теория геометрии пространства-времени которую мы называем гравитацией, базируется на уравнении Эйнштейна, которое связывает между собой кривизну пространства-времени с распределением вещества и энергии в пространстве-времени. Но как уравнения Эйнштейна появляются в теории струн?
Если замкнутая струна путешествует в искривленном пространстве-времени, то ее координаты в пространстве-времени "чувствуют" эту кривизну при движении струны. И опять же, ответ лежит на мировом листе струны. Для того, чтобы быть согласованной с квантовой теорией, искривленное пространство-время в этом случае должно быть решением уравнений Эйнштейна.

И еще кое-что, что стало очень убедительным результатом для струнщиков. Струнная теория предсказывает не только существование гравитона в плоском пространстве-времени, но и то, что уравнения Эйнштейна должны выполняться в искривленном пространстве-времени, в котором распространяется струна.

Что по поводу струн и черных дыр?

Черные дыры являются решениями уравнения Эйнштейна, так что струнные теории, содержащие гравитацию также предсказывают существование черных дыр. Но в отличие от обычной Эйнштейновской теории относительности в теории струн значительно больше всяких интересных симметрий и типов материи. Это приводит к тому, что в контексте струнных теорий черные дыры сильно интересней, поскольку там их значительно больше и они более разнообразны.

Пространство-время фундаментально?

Однако не все так просто в соотношениях между струнами и пространством-временем. Струнная теория не предсказывает, что уравнения Эйнштейна выполняются абсолютно точно . Связано это с тем, что струнная теория добавляет бесконечный ряд поправок к теории гравитации. При "нормальных условиях", когда мы работаем с расстояниями много больше размеров струны, большая часть этих поправок пренебрежимо мала. Но с уменьшением масштабов величины поправок начинают быстро расти до тех пор, пока уравнения Эйнштейна не перестают адекватно описывать результат .
Вообще говоря, когда эти поправочные члены становятся большими, уже нет и геометрии пространства-времени, которая бы гарантировала описание результата. Уравнения для определения геометрии пространства-времени становится невозможным решить за исключением нескольких частных случаев с очень строгими условиями на симметрии, типа ненарушенной симметрии, при которой большие поправочные члены можно либо сократить друг с другом или, на худой конец, уменьшить.
Это некоторая особенность теории струн, что в ней, возможно, геометрия пространства-времени не есть нечто фундаментальное, а есть нечто, что появляется в теории на больших масштабах или при слабой связи. Однако это больше философский вопрос.

Ответ из теории струн

Что такое энтропия черной дыры?

Двумя важнейшими термодинамическими величинами являются температура и энтропия . С температурой каждый знаком по болезням, прогнозам погоды, горячей пище и т.д. А вот понятие энтропии довольно далеко от повседневной жизни большинства людей.

Рассмотрим сосуд, заполненный газом некой молекулы М. Температура газа в сосуде является показателем средней кинетической энергии молекул газа в сосуде. Каждая молекула как квантовая частица обладает квантованным набором энергетических состояний, и если мы понимаем квантовую теорию этих молекул, то теоретики могут посчитать количество возможных квантовых микросостояний этих молекул и получить некое число в ответ. Энтропией называют логарифм этого числа .

Можно предположить, что между теорией гравитации внутри черной дыры и калибровочной теорией имеется только частичное соответствие. В этом случае черная дыра может захватывать информацию навсегда – или даже переправлять информацию в новую вселенную, рождающуюся из сингулярности в центре черной дыры (Джон Арчибальд Уилер и Брюс Де Витт). Так что информация, в конце концов, не теряется с точки зрения ее жизни в новой вселенной, но информация теряется навсегда для наблюдателя на границе черной дыры. Эта потеря возможна, если калибровочная теория на границе содержит только частичную информацию про внутренности дыры. Однако можно предположить, что соответствие между двумя теориями точное. Калибровочная теория не содержит ни горизонта, ни сингулярности, и нет места, в котором информация могла бы потеряться. Если это точно соответствует пространству-времени с черной дырой, информация не может потеряться и там тоже. В первом случае наблюдатель теряет информацию, во втором – он сохраняет ее. Эти научные предположения требуют дальнейшего исследования.

Когда стало ясно, что черные дыры испаряются квантовым образом , также выяснилось, что черные дыры обладают термодинамическими свойствами, схожими с температурой и энтропией. Температура черной дыры обратно пропорциональна ее массе, так что в процессе испарения черная дыра становится все горячее и горячее.

Энтропия черной дыры равна одной четвертой от площади ее горизонта событий, так что энтропия становится все меньше и меньше при испарении черной дыры, так как горизонт становится меньше и меньше в процессе испарения. Однако в струнной теории пока что нет ясного соотношения между квантовыми микросостояниям квантовой теории и энтропией черной дыры.

Существует обоснованная надежда о том, что такие представления претендуют на полное описание и объяснение явлений, протекающих в черных дырах, так как для их описания используется теория суперсимметрии, которая играет в теории струн фундаментальную роль. Струнные теории, построенные вне суперсимметрии, содержат нестабильности, которые будут неадекватны, эмитируя все больше и больше тахионов в процессе, который не имеет конца, пока теория не разрушится. Суперсимметрия ликвидирует такое поведение и стабилизирует теории. Однако суперсимметрия подразумевает, что имеется симметрия во времени, значит, суперсимметричная теория не может быть построена на пространстве-времени, которое эволюционирует во времени. Таким образом, аспект теории, требуемый для ее стабилизации, также делает ее трудной для изучения вопросов, связанных с проблемами квантовой теории гравитации (например, что происходило во вселенной сразу после Большого Взрыва или, что происходит глубоко внутри горизонта черной дыры). В том и другом случае «геометрия» быстро эволюционирует во времени. Эти научные проблемы требуют своего дальнейшего исследования и разрешения.

Черные дыры и браны в струнной теории

Черная дыра это объект, который описывается геометрией пространства-времени и представляющий собой решение уравнения Эйнштейна. В струнной теории на больших масштабах решения уравнения Эйнштейна модифицируются очень небольшими поправками. Но, как мы выяснили выше, геометрия пространства-времени не является фундаментальным понятием в рамках струнной теории , кроме того, соотношения дуальностей предлагают альтернативное описание на малых масштабах или при сильной связи той же самой системы, только выглядеть оно будет совсем по-другому.

В рамках теории суперструн существует возможность изучения черных дыр благодаря бранам. Под браной понимают фундаментальный физический объект (протяжённая p-мерная мембрана, где p – количество пространственных измерений). Виттен, Таунсенд и др. физики добавили к одномерным струнам пространственные многообразия с большим числом измерений. Двумерные объекты называются мембранами, или 2-бранами, трехмерные – 3-бранами, структуры с размерностью p – p-бранами. Именно браны сделали возможным описание некоторых специальных черных дыр в рамках теории суперструн. Если установить струнную константу связи на нуле, то можно теоретически «выключить» гравитационную силу. Это позволяет рассмотреть геометрии, в которых многие браны накручены вокруг дополнительных измерений. Браны переносят электрические и магнитные заряды (имеется предел того, как много заряда может иметь брана, этот предел связан с массой браны). Конфигурации с максимально возможным зарядом очень специфичны и называются экстремальными (они включают в себя одну из ситуаций, когда имеются дополнительные симметрии, которые позволяют проводить более точные вычисления). Экстремальными черными дырами называются такие дыры, в которых имеется максимальное количество электрического или магнитного заряда, которое может иметь черная дыра, и все еще быть стабильной. Изучая термодинамику экстремальных бран, накрученных на дополнительные измерения, можно воспроизвести термодинамические свойства экстремальных черных дыр.

Специальным типом черных дыр, которые очень важны в струнной теории, являются так называемые BPS черные дыры . BPS черная дыра обладает как зарядом (электрическим и/или магнитным) и массой, и при этом масса и заряд связаны соотношением, выполнение которого приводит к ненарушенной суперсимметрии в пространстве-времени вблизи черной дыры. Эта суперсимметрия очень важна, поскольку она приводит к исчезновению кучи расходящихся квантовых поправок, что позволяет получить точный ответ о физике вблизи горизонта черной дыры простыми вычислениями.

В предыдущих главах мы выяснили, что в струнной теории есть объекты, называемые p-браны и D-браны . Так как точку можно считать нуль-браной , то естественным обобщением черной дыры будет черная p-брана . Кроме того, полезным объектом является BPS черная p-брана .

Кроме того, существует соотношение между черными p-бранами и D-бранами. При больших величинах заряда геометрия пространства-времени хорошо описывается черными p-бранами. Но если заряд мал, то система может быть описана набором слабовзаимодействующих D-бран .

В этом пределе слабо-связанных D-бран, при выполнении BPS-условий, можно вычислить число возможных квантовых состояний. Этот ответ зависит от зарядов D-бран в системе.

Если вернуться назад к геометрическому пределу эквивалентности черной дыры системе p-бран с такими же зарядами и массами, можно обнаружить, что энтропия системы D-бран соответствует вычисленной энтропии черной дыры или p-браны как площадь горизонта событий .

>

Для струнной теории это был просто фантастический результат. Но означает ли это, что именно D-браны ответственны за фундаментальные квантовые микросостояния черной дыры, лежащие в основе термодинамики черных дыр? Вычисления с помощью D-бран просто выполнять лишь для случая суперсимметричных BPS черных объектов. Большая часть черных дыр во Вселенной несут очень маленький электрический или магнитный заряды (если вообще несут), и, вообще говоря, довольно далеки от BPS-объектов. И до сих пор это не разрешенная задача - вычислить энтропию черной дыры для таких объектов, используя формализм D-бран.

Что было до Большого Взрыва?

Все факты говорят о том, что Большой Взрыв был-таки. Единственное, что можно спросить для уточнения или для определения более четких границ между физикой и метафизикой, так это что же было до Большого Взрыва?

Физики определяют границы физики описывая их теоретически и потом сравнивая результаты своих предположений с наблюдательными данными. Наша Вселенная, которую мы наблюдаем, очень хорошо описывается как плоское пространство с плотностью, равной критической, темной материей и космологической постоянной, добавленным к наблюдаемому веществу, которая будет расширяться вечно.

Если мы продолжим эту модель назад в прошлое, когда когда Вселенная была очень горячей и очень плотной, доминировало в ней излучение, то необходимо понять физику элементарных частиц, которая работала тогда, при тех плотностях энергии. Понимание физики элементарных частиц с точки зрения экспериментов очень плохо помогают уже при энергиях порядка масштаба электрослабого объединения, и физики-теоретики разрабатывают модели, выходящие за рамки Стандартной Модели физики элементарных частиц, такие, как Теории Большого Объединения, суперсимметричные, струнные модели, квантовая космология.

Такие расширения Стандартной модели необходимы из-за трех серьезных проблем Большого Взрыва:
1. проблема плоскостности
2. проблема горизонта
3. проблема космологических магнитных монополей

Проблема плоскостности

Судя по результатам наблюдений, в нашей Вселенной плотность энергии всего вещества, включая темную материю и космологическую постоянную, с хорошей точностью равна критической, из чего следует, что пространственная кривизна должна быть равна нулю. Из уравнений Эйнштейна следует, что любое отклонение от плоскостности в расширяющейся Вселенной, заполненной только обычным веществом и излучением, только увеличивается с расширением Вселенной. Таким образом, даже очень небольшое отклонение от плоскостности в прошлом должно быть очень большим сейчас. По результатам наблюдений сейчас отклонение от плоскостности (если оно есть) очень мало, то значит в прошлом, на первых стадиях Большого Взрыва оно было еще на много порядков меньше.

Почему Большой Взрыв начался с таким микроскопическим отклонением от плоской геометрии пространства? Эта проблема называется проблемой плоскостности космологии Большого Взрыва.

Независимо от физики, которая предшествовала Большому Взрыву, она перевела Вселенную в состояние с нулевой пространственной кривизной. Таким образом, физическое описание того, что предшествовало Большому Взрыву, должно решить проблему плоскостности.

Проблема горизонта

Космическое микроволновое излучение представляет собой охлажденные остатки излучения, которое "главенствовало" во Вселенной во время радиационно-доминированной стадии Большого Взрыва. Наблюдения космического микроволнового фонового излучения показывают, что оно удивительно одинаково во всех направлениях, или, как говорят, это очень хорошо изотропное тепловое излучение. Температура этого излучения составляет 2.73 градуса Кельвина. Анизотропия этого излучения очень мала.

Излучение может быть таким однородным только в одном случае - если фотоны очень хорошо "перемешаны", или находятся в тепловом равновесии, посредством столкновений. И это все представляет собой проблему для модели Большого Взрыва. Частицы, которые сталкиваются, не могут передавать информацию со скоростью больше, чем скорость света. Но в расширяющейся Вселенной, в которой мы живем, фотоны, движущиеся со скоростью света, не успевают долететь от одного "края" Вселенной до другого за время, необходимое для формирования наблюдаемой изотропии теплового излучения. Размер горизонта представляет собой расстояние, которое может пройти фотон; Вселенная же при этом расширяется.

Сегодняшний размер горизонта во Вселенной слишком мал для объяснения изотропии реликтового излучения, для того, чтобы она формировалась естественным образом путем перехода в тепловое равновесие. Это и есть проблема горизонта.

Проблема реликтовых магнитных монополей

Когда мы на Земле экспериментируем с магнитами, у них всегда есть два полюса, Северный и Южный. И если разрезать магнит пополам, то в результате не будет у нас магнит с только Северным и магнит с только Южным полюсами. А будут у нас два магнита у каждого из которых будет по два полюса - Северному и Южному.
Магнитным монополем был бы такой магнит, у которого был бы только один полюс. Но магнитных монополей никто никогда не видел. Почему же?
Этот случай довольно сильно отличается от случая электрического заряда, где можно легко разделить заряды на положительный и отрицательный так, что на одном краю будут только положительные, а на другом только отрицательные.

Современные теории типа теорий Большого Объединения, суперструнных теорий предсказывают существование магнитных монополей, а в совокупности с теорией относительности получается, что в процессе Большого Взрыва их должно производиться очень много , настолько, что их плотность может превысить наблюдаемую плотность в тысячу миллиардов раз.

Однако пока экспериментаторы не нашли ни одного.

Это третий мотив искать выход за пределами Большого Взрыва - нам необходимо объяснить, что же происходило во Вселенной когда та была очень маленькой и очень горячей.

Инфляционная Вселенная?

Вещество и излучение гравитационно притягиваются, так что в максимально симметричном пространстве, заполненном материей, гравитация неизбежно заставит расти и уплотняться любые неоднородности материи. Именно этим путем водород из формы газа перешел в форму звезд и галактик. Но энергия вакуума обладает очень сильным вакуумным давлением, и это давление вакуума сопротивляется гравитационному коллапсу, эффективно действуя как отталкивающая гравитационная сила, антигравитация. Давление вакуума разглаживает неоднородности, и делает пространство более плоским и однородным в процессе расширения.

Таким образом, одним из возможных решений проблемы плоскостности было бы такое, при котором наша Вселенная проходила бы через стадию, на которой доминировала бы плотность энергии вакуума (и, таким образом, его давление). Если эта стадия имела место быть до радиационно-доминированной стадии, то к началу эволюции на радиационно-доминированной стадии Вселенная уже должна была быть плоской с очень высокой степенью, настолько плоской, чтобы после роста возмущений на радиационно-доминированной стадии и стадии доминирования вещества нынешняя плоскостность Вселенной удовлетворяла наблюдательным данным.

Решение проблемы плоскостности такого типа было предложено в 1980г. космологом Аланом Гусом (Alan Guth). Модель же называется Инфляционной Вселенной . В рамках инфляционной модели наша Вселенная в самом начале своей эволюции представляет собой расширяющийся пузырь чистой энергии вакуума, безо всякого иного вещества или излучения. После быстрого периода расширения, или инфляции, и быстрого охлаждения, потенциальная энергия вакуума переходит в кинетическую энергию рождающихся частиц и излучение. Вселенная опять нагревается и мы получаем начало стандартного Большого Взрыва.

Таким образом, инфляционная стадия, предшествовавшая Большому Взрыву, может объяснить, как Большой Взрыв может начаться с такой равной нулю с такой высокой точностью пространственной кривизной, такой, что Вселенная все еще остается плоской.

Инфляционные модели также решают и проблему горизонта. Давление вакуума ускоряет расширение пространства во времени, таким образом, фотон может пройти значительно большее расстояние, нежели во Вселенной, заполненной веществом. Иными словами, сила притяжения, действующая со стороны вещества на свет, в некотором смысле замедляет его, так же, как оно замедляет и расширение пространства. На инфляционной стадии, расширение пространства ускоряется вакуумным давлением космологической постоянной, что приводит к тому, что свет движется быстрее, поскольку и само пространство расширяется быстрее.

Если в истории нашей Вселенной действительно была инфляционная стадия, предшествовавшая радиационно-доминированной стадии, то к концу инфляции свет мог обойти всю Вселенную. Таким образом, изотропия реликтового излучения больше не является проблемой Большого Взрыва.

Инфляционная модель решает также и проблему магнитных монополей, поскольку в теориях, в которых они возникают, должен быть один монополь на пузырь вакуумной энергии. А это означает, что один монополь на всю Вселенную.

Вот почему теория инфляционной Вселенной наиболее популярна среди космологов как теория того, что предшествовало Большому Взрыву.

Как работает инфляция?

Энергия вакуума, которая движет быстрое расширение Вселенной во время инфляционной стадии, берется из скалярного поля, которое появляется в результате спонтанного нарушения симметрии в рамках некоторых обобщенных теорий элементарных частиц, таких, как Теория Великого Объединения или струнная теория.

Это поле иногда называют инфлатоном . Среднее значение инфлатона при температуре T это величина в минимуме его потенциала при температуре T. Положение этого минимума меняется с изменением температуры, как показано на анимации выше.

Для температуры T выше некоторой критической температуры T crit , минимумом потенциала будет его ноль. Но при уменьшении температуры потенциал начинает изменяться и появляется второй минимум с ненулевой температурой. Такое поведение называют фазовым переходом, также, как пар охлаждается и конденсируется в воду. Для воды критическая температура T crit для этого фазового перехода равна 100 градусов Цельсия что эквивалентно 373 градусам Кельвина.
Два минимума в потенциале отражают две возможные фазы состояния поля инфлатона во Вселенной при температуре, равной критической. Одной фазе отвечает минимум поля f =0, а другая фаза представлена вакуумной энергией если в основном состоянии f =f 0 .

В соответствии с инфляционной моделью, при критической температуре в пространство-время начинает переходить из одного минимума в другой под действием этого фазового перехода. Но этот процесс неравномерен, и всегда остаются регионы, в которых старый "ложный" вакуум остается еще долгое время. Это называется суперохлаждением, из аналогии с термодинамикой. Эти регионы с ложным вакуумом расширяются экспоненциально быстро и вакуумная энергия этого ложного вакуума является с хорошей точностью постоянной (космологической постоянной) во время этого расширения. Этот процесс и называется инфляцией и именно он и решает проблемы плоскостности, горизонта и монополей.

Этот регион с ложным вакуумом расширяется до тех пор, пока рождающиеся и сливающиеся пузыри новой фазы с f =f 0 заполнят всю Вселенную и таким образом не завершат инфляцию естественным образом. Потенциальная энергия вакуума переходит в кинетическую энергию рождающихся частиц и излучение, и Вселенная продолжает эволюционировать согласно модели Большого Взрыва, описанной выше.

Тестируемые предсказания?

Всегда приятно, когда есть предсказания теории, которые можно непосредственно проверить, и у инфляционной теории есть предсказания по поводу возмущений плотности, которые нашли отражения в космическом микроволновом излучении. Инфляционный пузырь состоит из расширяющегося с ускорением вакуума. В этом ускоряющемся вакууме температурные возмущения скалярного поля очень малы и примерно одинаковы на всех масштабах, поэтому можно сказать, что возмущения имеют Гауссово распределение. Это предсказание удовлетворяет нынешним наблюдательным данным и будет еще более надежно проверено в будущих экспериментах, связанных с реликтовым излучением.

Таким образом, решены все проблемы?

Но несмотря на предсказания, о которых шла речь выше и их подтверждения, инфляция, описанная выше все еще далека от идеальной теории. Инфляционную стадию не так просто остановить, а проблема монополей поднимается в физике не только в связи с инфляцией. Многие предположения, используемые в теории, такие, как высокая начальная температура первичной фазы или единость инфляционного пузыря вызывают много вопросов и недоумений, так что наравне с инфляцией разрабатываются и альтернативные теории.

Нынешние инфляционные модели уже далеко ушли от изначальных предположений об одной инфляции, которая дала жизнь одной Вселенной. В нынешних инфляционных моделях от "основной" Вселенной могут "отпочковываться" новые Вселенные и уже в них будет происходить инфляция. Такой процесс называют вечной инфляцией .

При чем же тут струнная теория?

Фактором, сильно затрудняющим понимание струнной космологии, является понимание струнных теорий. Струнные теории и даже М-теория являются лишь предельными случаями некой большей, более фундаментальной теории.
Как уже было сказано, струнная космология задает несколько важных вопросов:
1. Может ли струнная теория сделать какие-либо предсказания, касающиеся физики Большого Взрыва?
2. Что происходит с дополнительными измерениями?
3. Есть ли инфляция в рамках струнной теории?
4. Что может струнная теория рассказать о квантовой гравитации и космологии?

Струнная космология низких энергий

Большая часть материи во Вселенной находится в форме неизвестной нам темной материи. Одним из основных кандидатов на роль темной материи являются так называемые вимпы , слабовзаимодействующие массивные частицы (WIMP - W eakly I nteracting M assive P article). Основным же кандидатом на роль вимпа является кандидат от суперсимметрии. Минимальная Суперсимметричная Стандартная Модель (МССМ, или в англ. транскрипции MSSM - M inimal S upersymmetric S tandard M odel) предсказывает существование частицы со спином 1/2 (фермиона) называемого нейтралино , являющегося фермионным суперпартнером электрически нейтральных калибровочных бозонов и Хиггсовских скаляров. Нейтралино должны иметь большую массу, но при этом очень слабо взаимодействовать с другими частицами. Они могут составить значительную часть плотности во Вселенной и при этом не излучать свет, что делает их хорошим кандидатом на роль темной материи во Вселенной

Струнные теории требуют суперсимметрию, так что в принципе, если нейтралино будут открыты и окажется, что именно из них и состоит темная материя, это было бы неплохо. Но если суперсимметрия не нарушена, то фермионы и бозоны тождественно равны друг другу, а это не так в нашем мире. Действительно сложной частью всех суперсимметричных теорий является то, как нарушить суперсиметрию, но при этом не потерять все те преимущества, которые она дает.

Одной из причин, почему физики-струнщики и физики-элементарщики любят суперсимметричные теории, является то, что в рамках суперсимметричных теорий получается нулевая полная энергия вакуума, поскольку фермионный и бозонный вакуумы взаимосокращают друг друга. А если суперсимметрия нарушена, то бозоны и фермионы уже не тождественны друг другу, и такого взаимосокращения уже не происходит.

Из наблюдений далеких сверхновых с хорошей точностью следует, что расширение нашей Вселенной (по крайнем мере сейчас) ускоренно из-за присутствия чего-либо типа энергии вакуума или космологической постоянной. Так что независимо от того, как суперсимметрия была нарушена в струнной теории, необходимо, чтобы в итоге получалось "правильное" количество энергии вакуума для описания нынешнего ускоренного расширения. И это вызов теоретикам, поскольку пока все способы нарушения суперсимметрии дают слишком много вакуумной энергии.

Космология и дополнительные измерения

Струнная космология очень запутана и сложна в основном из-за присутствия шести (или даже семи в случае М-теории) дополнительных пространственных измерений, которые требуются для квантовой согласованности теории. Дополнительные измерения представляют собой вызов уже и в рамках самой струнной теории, а с точки зрения космологии эти дополнительные измерения эволюционируют в соответствии с физикой Большого Взрыва и того, что было до него. Тогда что же удерживает дополнительные измерения от того, чтобы расшириться и стать такими же большими, как три наши пространственных измерения?

Однако есть поправочный фактор к поправочному фактору: суперструнная дуальная симметрия известная как T-дуальность. Если пространственное измерение свернуто до окружности радиуса R, результирующая струнная теория окажется эквивалентной другой другой струнной теории с пространственным измерением, свернутым до окружности радиуса L st 2 /R, где L st это струнный масштаб длин. Для многих из этих теорий, когда радиус дополнительного измерения удовлетворяет условию R = L st , струнная теория получает дополнительную симметрию с некоторыми массивными частицами, которые становятся безмассовыми. Это называется самодуальной точкой и она важна по многим другим причинам.

Эта дуальная симметрия приводит к очень интересному предположению относительно Вселенной до Большого Взрыва - такая струнная Вселенная начинается с плоского, холодного и очень маленького состояния вместо того, чтобы быть искривленной, горячей и очень маленькой . Эта ранняя Вселенная очень неустойчива и начинает коллапсировать и сжиматься, пока не достигает самодуальной точки, после чего она нагревается и начинает расширяться и в результате расширения приводит к нынешней наблюдаемой Вселенной. Преимуществом этой теории является то, что она включает описанное выше струнное поведение Т-дуальности и самодуальной точки, так что эта теория вполне является теорией струнной космологии.

Инфляция или столкновение гигантских бран?

Что струнная теория предсказывает по поводу источника вакуумной энергии и давления, необходимых для осуществления ускоренного расширения во время инфляционного периода? Скалярные поля, которые могли бы вызвать инфляционное расширение Вселенной, на масштабах Теории Большого Объединения могут оказаться вовлеченными в процесс нарушения симметрии на масштабах немного выше электрослабого, определения констант связи калибровочных полей, а может даже посредством них получается энергия вакуума для космологической постоянной. В струнных теориях есть составные части для построения моделей с нарушением суперсимметрии и инфляцией, но необходимо собрать все эти составные части так, чтобы они работали вместе, а это все еще, как говорят, в разработке.

Сейчас одной из альтернативных инфляции моделей является модель со столкновением гигантских бран , известная еще как Экпиротическая Вселенная или же Большой Хлопок . В рамках это модели все начинается с холодного, статичного пятимерного пространства-времени которое очень близко к тому, чтобы быть полностью суперсимметричным. Четыре пространственных измерения ограничены трехмерными стенами или три-бранами , и одна из этих стен и является пространством, в котором мы живем. Вторая брана сокрыта от нашего восприятия.

В соответствии с этой теорией, есть еще одна три-брана, "потерянная" где-то между двумя граничными бранами в четырехмерном объемлющем пространстве, и когда эта брана соударяется с браной, на которой мы живем, то выделяющаяся от этого столкновения энергия разогревает нашу брану и в нашей Вселенной начинается Большой Взрыв по правилам, описанным выше.

Это предположение достаточно ново, так что посмотрим, выдержит ли оно более точные проверки.

Проблема с ускорением

Проблема с ускоренным расширением Вселенной это фундаментальная проблема не только в рамках струнной теории, но даже и в рамках традиционной физики элементарных частиц. В моделях вечной инфляции ускоренное расширение Вселенной неограниченно. Это неограниченное расширение ведет к ситуации, когда гипотетический наблюдатель, вечно путешествующий по Вселенной, никогда не сможет увидеть части событий во Вселенной.

Граница между регионом, который наблюдатель сможет увидеть и тем, который он увидеть не сможет, называется горизонтом событий наблюдателя. В космологии горизонт событий подобен горизонту частиц, но за тем исключением, что он в будущем, а не в прошлом.

С точки зрения человеческой философии или внутренней согласованности Эйнштейновской теории относительности, проблемы космологического горизонта событий попросту нет. Ну и что что мы не сможем никогда увидеть некоторые уголки нашей Вселенной, даже если мы и будем жить вечно?

Но проблема космологического горизонта событий является основной технической проблемой в физике высоких энергий из-за определения релятивистской квантовой теории в терминах набора амплитуд рассеяния, называемого S-матрицей . Одним из фундаментальных предположений квантовых релятивистских теорий и теорий струн является то, что приходящие и уходящие состояния бесконечно разделены во времени, и что они, таким образом, ведут себя как свободные невзаимодействующие состояния.

Присутствие же горизонта событий предполагает конечную хокинговскую температуру, таким образом, условия для определения S-матрицы уже не могут быть выполнены. Отсутствие S-матрицы и есть та формальная математическая проблема, при этом она возникает не только в струнной теории, но так же и в теориях элементарных частиц.

Некоторые недавние попытки разрешить эту проблему привлекали квантовую геометрию и изменение скорости света. Но эти теории все еще в разработке. Однако большинство экспертов сходятся на том, что все можно разрешить без привлечения таких радикальных мер.