инфляция вселенной что это
Инфляция космических масштабов
Как появилась и к чему пришла космологическая инфляционная модель
Один из ведущих мировых космологов, Андрей Линде, недавно опубликовал обзор, в котором кратко описывает возникновение и развитие теории инфляционной вселенной, дающей новое объяснение Большому взрыву и предсказывающейт существование наряду с нашей множества других вселенных.
Космология в некотором роде сродни философии. Во-первых, по обширности своего предмета исследования — им является вся Вселенная в целом. Во-вторых, по тому, что некоторые посылки в ней принимаются учеными в качестве допустимых без возможности провести какой-либо проверочный эксперимент. В-третьих, предсказательная сила многих космологических теорий заработает только если мы сможем попасть в другие вселенные — чего ожидать не приходится.
Однако из этого всего вовсе не следует, что современная космология — это такая рукомахательная и не совсем научная область, где можно, подобно древним грекам, лежать в тени дерев и гипотетизировать о количестве измерений пространства-времени — десять их или одиннадцать? Космологические модели базируются на наблюдательных данных астрономии, и чем больше этих данных, тем больше материала для космологических моделей — которые должны эти данные связывать и согласовывать между собой. Сложность в том, что в космологии затрагиваются фундаментальные вопросы требующие некоторых изначальных предположений, которые выбираются авторами моделей исходя из их личных представлений о гармонии мироздания. В этом, вообще-то, нет ничего исключительного: при построении всякой теории нужно брать какие-то опорные точки. Просто для космологии, которая оперирует самыми большими масштабами пространства и времени, их выбрать особенно трудно.
Для начала несколько важных определений.
Космология — наука, изучающая свойства нашей Вселенной как единого целого. Однако в ней пока нет какой-то единой теории, которая бы описывала все происходящее и когда-либо произошедшее. Сейчас существуют четыре основных космологических модели, которые пытаются описать происхождение и эволюцию вселенной и каждая из них имеет свои плюсы и минусы, своих адептов и противников. Модель Лямбда-CDM считается наиболее авторитетной, хотя и не бесспорной. Важно понимать, что космологические модели не обязательно соперничают друг с другом. Просто они могут описывать принципиально разные этапы эволюции. Например, Лябмда-CDM вообще не рассматривает вопрос Большого взрыва, хотя прекрасно объясняет все, что произошло после него.
Антропный принцип — это подход, который позволяет решить проблему «тонкой» настройки фундаментальных физических констант в нашей вселенной наличием в ней наблюдателя. Дело в том, что любое, казалось бы, незначительное изменение физических законов делает невозможным появление мира, каким мы его видим. Увеличение массы протона на 0,2 процента, например, приведет к его нестабильности и во вселенной не будет элементов сложнее нейтрона. Если же увеличить массу нейтрона на те же 0,2 процента, то он становится нестабильным в составе ядер и будет превращаться в протон. В этом случае ядра, состоящие только из протонов, будут распадаться из-за электрического отталкивания — мы снова получаем скучный и однообразный мир, где нет элементов тяжелее водорода. Примерно такая же «точная настройка» есть и у четырех фундаментальных взаимодействий (сильного, слабого, электромагнитного и гравитационного). То есть создается впечатление, что все параметры подобраны таким образом, чтобы мы как наблюдатели могли существовать.
Антропный принцип существует в двух формах: сильной и слабой. Слабый антропный принцип заключается в том, что значения всех физических и космологических величин не равновероятны, но должны быть совместимы с существованием наблюдателя. Именно в этом значении антропный принцип употребляют в космологии (да и в биологиитоже). Сильный антропный принцип налагает на вселенную условие долженствования (вселенная должна быть такой, чтобы появился наблюдатель) и, таким образом, уже выходит за пределы науки. Различие довольно тонкое, так что неудивительно, что космологи довольно долго избегали в антропной аргументации.
Квантовая гравитация — еще не законченная физическая модель, которая должна одновременно описывать поведение частиц на квантовом (микро) уровне и в обычных (макро) условиях, где основную роль играет гравитация. Одним из подходов, чтобы «поженить» гравитацию и квантовую механику является теория струн.
Зачем вообще понадобилась новая, инфляционная модель Вселенной? Результаты космологических исследований и анализа уже существующих моделей, а также компьютерное моделирование образования скоплений и галактик отлично совпадало с результатами астрономических наблюдений. Казалось бы, в чем же проблема?
До конца 1970-х годов почти никто из ученых не брался за объяснение причин образования Большого взрыва и таких необычных его свойств. Первый серьезный интерес к этой области связан с именем американского астрофизика Алана Гута, который предпринял попытку решить эту задачу, введя отталкивающее тяготение (не путать с антигравитацией) приводящее к раздуванию пространства. Оно объясняло резкое увеличение размеров вселенной в первые моменты ее существования. Этот процесс был назван инфляцией.
Суть Модели инфляционной космологии (в упрощенном и лаконичном варианте тут) в том, что изначально вселенная не была бесконечно малой. Это очень важно, потому что убирает сингулярность, где не работают законы физики. Кроме того, она постулирует существование несколько типов вакуума. Тот, который заполняет космос (его называют истинным вакуумом) — самый низкоэнергетичный. Кроме него существуют как минимум электрослабый вакуум и вакуум Великого объединения. В рамках модели Гута считается, что это их энергия привела к началу инфляции и к появлению вселенной (фактически считается, что вместо Большого взрыва был период инфляции). Наконец, последним важным пунктом модели является введение в расчеты некоего скалярного поля, инфлатона, который и является источником энергии вакуума (пример скалярного поля — это значение температуры в каждой точке комнаты).
Любая новая физическая модель сначала рассматривает самую простую версию какого-нибудь явления. Не учитываются частные случаи, взаимодействия высоких порядков, исключения — если их сразу принять во внимание, недоработанная теория может не выдержать большого количества противоречий и рассыпаться. Дальше, если теория прошла первоначальную проверку, она обрастает «мясом», ее физические модели усложняются, она становится более гибкой и устойчивой к объяснению различных наблюдений. Поэтому в предложенной Гутом модели важная и существенная идея первоначально не могла похвастать проработанным физическим аппаратом и на многие вопросы (которые Гуту задали прямо на его первом выступлении с этой моделью в Стенфорде зимой 1980-го года) еще не было ответов.
Инфляционная модель не стала ни популярной, ни известной сразу после публикации, однако ряд физиков, среди которых были Алексей Старобинский, Андрей Линде и Вячеслав Муханов, поверили в нее и продолжили творчески развивать изначальные идеи Гута.
По мере развития инфляционной модели ее положения привели к отрицанию одного из основных принципов, незыблемых со времен Ньютона — принципа однородности и изотропности Вселенной. Все остальные модели принимают, что точка, с которой мы смотрим по сторонам, ничем не лучше и не хуже любой другой, а также то, что на больших масштабах вселенная заполнена веществом равномерно (что уже противоречит современным данным). Основная идея инфляционной космологии состоит в том, что наша часть вселенной более-менее однородна потому, что изначальные неоднородности — квантовые флуктуации — сильно растянулись и увеличились со временем и явные «дефекты», такие как монополи или границы вселенной, находятся от нас за горизонтом событий и мы не имеем возможности узнать про них. При этом менее значимые неоднородности со временем привели к образованию галактик.
Работы Линде, начатые через два года после первого доклада Гута, привели к появлению следующего утверждения: возможно существование других частей вселенной, каждая из которых инфляции стала локально однородной и настолько большой, что ее обитатели (гипотетические) также не увидят другие части общей вселенной. В такой вселенной (которой придумали название Мультивселенная или multiverse) каждая обособленная область может иметь совершенно особые свойства, физические законы и даже размерность пространства. Более продвинутая версия инфляционной модели, разработанная к 1987 году, описывает наш мир как вечно расширяющийся самовоспроизводящийся фрактал, который состоит из множества отдельных частей (в статье Линде называет их мини-вселенными). Таким образом, это не вселенная создана для нас, а это мы появились в той ее части, что пригодна для (нашей) жизни.
В обзоре Андрей Линде иронично отмечает «первые десять лет моего путешествия сквозь мультивселенную были крайне интересными, но уж слишком одинокими». Очень мало людей интересовались этой теорией и почти все статьи ему приходилось писать без соавторов. По словам Линде, ситуация изменилась в 1990-х благодаря нескольким факторам.
Во-первых, после запуска ресурса arxiv.org ученые смогли выкладывать препринты своих статей в открытый доступ, даже если журналы не были готовы их печатать. Это ускорило распространение информации среди астрофизиков и позволило им знакомиться даже со спорными идеями, которые отказывались публиковать журналы вроде Astrophysical Journal.
Во-вторых, работы Артура Межлумяна, Хуана Гарсия-Беллидо, Дмитрия Линде и вернувшегося к идее инфляционной модели Александра Виленкина помогли разрешить часть противоречий, существующих в модели вечно-расширяющейся инфляционной вселенной.
Поворотным моментом в истории инфляционной модели стало открытие темной энергии в 1998 году группами Адама Риса, Сола Перлмуттера и Брайана Шмидта. Оно заставило многих ученых изменить свое отношение к проблеме космологической константы. Эта константа была введена Эйнштейном в Общей Теории Относительности еще в 1915 году из математических соображений и долгое время никакого физического смысла не несла. Более того, около полувека ученые предпринимали попытки доказать, что она равна нулю, и, хотя строго математически и должна стоять в уравнении, но вообще ни на что не влияет. Результаты Риса, Перлмуттера и Шмидта показали, что эта постоянная не просто не ноль, но она еще и совпадает по значению с плотностью обычной материи. Здесь невозможно не вспомнить прекрасную цитату из повести Стругацких «За миллиард лет до конца света»: «А интегральчик-то не ноль! То есть он до такой степени не ноль, мой интегральчик, что величина вовсе существенно положительная…»
Структура мультивселенной с пузырями мини-вселенных внутри нее.
Рисунок: Andrei Linde
Единственным известным способом объяснить такое невероятное совпадение, не привлекая какие-то ненаучные гипотезы, можно только с помощью антропного принципа и инфляционной модели — то есть из множества существующих вселенных жизнь зародилась в той, где космологическая постоянная в данный момент времени оказалась равна плотности материи (это в свою очередь определяет время, прошедшее с начала инфляции, и дает как раз достаточно времени для формирования галактик, образования тяжелых элементов и развития жизни).
Еще одним поворотным моментом в развитии инфляционной модели был выход в 2000 году статьи Буссо и Полчински, в которой они предложили использовать теорию струн для объяснения большого набора разных типов вакуума, в каждом из которых космологическая постоянная могла принимать свои значения. А когда в работу над объединением теории струн и инфляционной модели включился один из создателей самой теории струн, Леонард Сасскинд, это не только помогло составить более законченную картину, которую сейчас называют «антропным ландшафтом теории струн», но и в некотором роде добавило вес всей модели в научном мире. Число статей по инфляции увеличилось за год с четырех до тридцати двух.
Инфляционная модель претендует на то, чтобы не просто объяснить тонкую настройку фундаментальных констант, но и помочь обнаружить некоторые фундаментальные параметры, которые определяют величину этих констант. Дело в том, что в Стандартной модели сегодня 26 параметров (космологическая постоянная стала последним из открытых), которые определяют величину всех констант, с которыми вы когда-либо сталкивались в курсе физики. Это достаточно много и уже Эйнштейн считал, что их количество можно уменьшить. Он предложил теорему, которая, по его словам, не может в настоящее время быть более чем верой, о том, что в мире нет произвольных констант: он так мудро устроен, что должны быть какие-то логические связи между казалось бы совсем разными величинами. В инфляционной модели эти константы могут быть всего лишь параметром окружающей среды, который кажется нам локально неизменным из-за эффекта инфляции, хотя будет совершенно иным в другой части вселенной и определяется еще не выявленными, но наверняка существующими истинно фундаментальными параметрами.
В заключении статьи Линде пишет, что критика инфляционной модели часто основана на том, что мы не сможем в обозримом будущем проникнуть в другие вселенные. Поэтому проверить теорию невозможно и у нас до сих пор нет ответов на самые базовые вопросы: Почему вселенная такая большая? Почему она однородна? Почему она изотропна и не вращается как наша галактика? Однако, если взглянуть на эти вопросы под другим углом, то оказывается, что и без путешествия в другие мини-вселенные у нас есть множество экспериментальных данных. Таких как размер, плоскость, изотропность, однородность, значение космологической постоянной, соотношение масс протона и нейтрона и так далее. И единственное на сегодняшний день разумное объяснение этим и многим другим экспериментальным данным дается в рамках теории мультиверсов и, следовательно, модели инфляционной космологии.
Отдельно хочется отметить список литературы, указанный в конце этой статьи. Он достаточно необычен для научной статьи, в нем множество научно-популярной литературы и открытых лекций, в которой авторы, участвовавшие в создании инфляционной модели, разъясняют свои открытия.
Библиография
«Мир многих миров», 2010. Александр Виленкин
«Антропный космологический принцип»,1986. Барроу и Типлера
«Инфляция и квантовая космология», 1990. Андрей Линде (ссылка ведет на лекцию, основанную на содержании книги).
Что такое инфляционная модель Вселенной
К огромному сожалению, у нас нет возможности отмотать время назад и посмотреть, как развивалась Вселенная в первые минуты своей жизни. Прибегая к математике и полученным в результате наблюдений данным, лучшие умы планеты строят самые смелые модели. Одна из них — космическая инфляция.
Инфляционная теория, или инфляционная модель Вселенной, объединяет идеи из квантовой физики и физики частиц для исследования ранних моментов Вселенной сразу после Большого взрыва. Согласно ей Вселенная образовалась в очень нестабильном состоянии, спровоцировавшем ее быстрое расширение в самые первые мгновения. Одним из последствий этого расширения стало то, что Вселенная намного больше, чем предполагалось изначально, и простирается она куда дальше, чем могут заглянуть наши телескопы. Кроме того, эта теория предсказывает некоторые свойства, которые не объяснены в рамках теории Большого взрыва, — как, например, равномерное распределение энергии и плоская геометрия пространства-времени.
Теория инфляционной Вселенной разработана физиком Аланом Гутом в 1980 году. Сегодня она считается общепринятой частью теории Большого взрыва, даже несмотря на то, что центральные идеи последнего устоялись намного раньше, чем была сформулирована инфляционная теория.
С чего все началось
Теория Большого взрыва на протяжении многих лет показывала себя весьма успешно — в частности, учитывая то, что она была подтверждена посредством открытия реликтового излучения (микроволнового фона). Однако, несмотря на большой успех этой теории в объяснении большинства аспектов, наблюдаемых во Вселенной, оставались три проблемы:
Проблема гомогенности, или почему Вселенная была настолько равномерной спустя всего секунду после Большого взрыва;
Предсказанное перепроизводство магнитных монополей.
Модель Большого взрыва вроде как предсказывала искривленную Вселенную, в которой энергия распределялась неравномерно и в которой было множество магнитных монополей. Однако ничто из этого не соответствовало данным.
Алан Гут / © Annette Boutellier
Физик Алан Гут впервые узнал о проблеме плоскостности на лекции Роберта Дика в Корнеллском университете в 1978-м. В последующие годы Гут применял к сложившейся ситуации концепции из физики частиц и разработал инфляционную модель ранней Вселенной.
Двадцать третьего января 1980 года Гут представил полученные данные на лекции в Национальной ускорительной лаборатории SLAC. Его революционная идея заключалась в том, что принципы квантовой физики из самого сердца физики частиц можно применить к ранним моментам возникновения Большого взрыва. По его данным, Вселенная должна была обладать высокой плотностью энергии. В соответствии с термодинамикой, плотность Вселенной должна была заставить ее расширяться с невероятной скоростью.
По сути, согласно новой на тот момент модели, Вселенная должна была возникнуть в «ложном вакууме» и в отсутствие механизма Хиггса (другими словами, бозон Хиггса не существовал). Она должна была пройти через процесс переохлаждения в поисках стабильного низкоэнергетического состояния («истинного вакуума», в котором работает механизм Хиггса) — и именно это запустило период быстрого расширения.
Насколько быстрого? Как гласит модель, Вселенная увеличивалась вдвое каждые 10-35 секунд. Таким образом, в первые 10-30 секунд после Большого взрыва она бы успела удвоиться в размерах 100 тысяч раз, а этого более чем достаточно, чтобы объяснить проблему плоскостности. Даже если у Вселенной была некая кривизна в самом начале, такая степень расширения привела бы к тому, что сегодня все выглядело бы плоским. (Заметьте, размера Земли достаточно, чтобы она выглядела для нас плоской, хотя мы знаем, что поверхность, на которой мы стоим, изогнута и образует сферический объект).
Квантовые флуктуации, происходящие во время инфляции, действительно растягиваются по Вселенной. В своем крупномасштабном проявлении инфляция приводит к тому, что Вселенная становится плоской и теряет свою раннюю кривизну / © E. Siegel/Beyond the Galaxy
К тому же энергия распределена настолько равномерно из-за того, что в самом начале мы были очень маленькой частью Вселенной, которая расширилась настолько быстро, что даже если там и были значительные неравномерности в распределении энергии, они были бы слишком далеко от нас, чтобы мы могли их заметить или ощутить. Это, в свою очередь, служит решением проблемы гомогенности.
Как утверждает сам Алан Гут, проблемой теории было то, что, как только инфляция запустилась, ей пришлось бы продолжаться бесконечно. Ученые не видели намеков на какой-то отчетливый механизм «отключения» этого процесса.
Кроме того, если пространство постоянно расширялось с такой скоростью, то ранее высказанная Сидни Коулманом идея не сработала бы. Коулман предсказал, что при фазовых переходах в ранней Вселенной образовывались маленькие пузыри, которые объединялись друг с другом. При наличии инфляции пузыри отдалялись бы друг от друга слишком быстро, не успевая объединиться.
На эту проблему обратил внимание советский физик Андрей Линде. Он изучил ее и выяснил, что существует иная интерпретация, предоставляющая решение этой проблемы. В то же время — это были все еще 1980-е годы — по другую сторону железного занавеса Андреас Альбрехт и Пол Стейнхардт самостоятельно пришли к похожему решению.
Андрей Линде / © L.A. Cicero
Все дело в том, что в изначальной модели Гута допускалось возникновение более одной инфляционной области, которые, в свою очередь, могли сталкиваться. В таком случае получался беспорядочный космос, в котором излучение и вещество обладают неоднородной плотностью. Это совсем не соответствовало тому, что наблюдалось в реальности. Линде, Альбрехт и Стейнхардт изменили уравнение скалярного поля — и все обрело смысл. Согласно этому решению, наша наблюдаемая Вселенная произошла из одного вакуумного пузыря, который отделился от других инфляционных областей пространства. Речь идет о невообразимо — по всем меркам — огромных расстояниях.
Такая разная теория инфляции
У инфляционной теории есть несколько названий. Например, космологическая инфляция, космическая инфляция, инфляция, старая инфляция (так называют оригинальную версию теории Алана Гута), новая инфляционная теория (модель, разработанная Линде, Альбрехтом и Стейнхардтом).
Также есть два близких варианта теории: хаотическая теория инфляции и вечная инфляция. В этих теориях механизм инфляции не просто случился однажды — сразу после Большого взрыва, — а происходит снова и снова в разных регионах пространства. Эти модели предполагают быстрорастущее число «пузырьковых вселенных», являющихся частью Мультиверса, или Мультивселенной. Некоторые физики отмечают, что эти предсказания присутствуют во всех версиях инфляционной модели Вселенной, и поэтому не считают их разными теориями.
Насколько быстрого? Как гласит модель, Вселенная увеличивалась вдвое каждые 10-35 секунд. Таким образом, в первые 10-30 секунд после Большого взрыва она бы успела удвоиться в размерах 100 тысяч раз
На ютубе есть лекция Андрея Линде «Многоликая вселенная» от 2007 г. очень интересно послушать.
Кстати, ещё в детстве сам пришёл к выводу что наша видимая вселенная только одна из сотен милиардов других похожих, с другими константами, где жизнь скорее всего будет не возможна. Самый главный вопрос откуда тогда появилась мультивселенная или она существовала всегда? А что если «над» этой мультивселенной есть ещё и ещё и так до бесконечности. А если ещё задуматься сколько должно быть искуственно симулированных вселенных и то что есть большая вероятность что мы как раз живём в такой, как в фильме 13 этаж. Мозг взрывается короче, пойду дуну лучше)
К огромному сожалению, у нас нет возможности отмотать время назад и посмотреть, как развивалась Вселенная в первые минуты своей жизни.
в шримад-бхагаватам есть описание 🙂
Что дал науке Стивен Хокинг
Смерть знаменитого британского физика-теоретика Стивена Хокинга стала огромной утратой для мировой науки. Прежде всего речь идет о таких областях, как космология и квантовая гравитация.
Стивен Хокинг скончался у себя дома, в Кембридже, в возрасте 76 лет. В качестве причины смерти некоторые СМИ назвали осложнение бокового амиотрофического склероза — тяжелого дегенеративного заболевания центральной нервной системы. Первые признаки болезни у ученого начали проявляться еще в 60-е, и для многих он был прежде всего примером для подражания, если говорить о борьбе с тяжелым недугом.
В последние годы ученый активно напоминал о себе как популяризатор науки. Его многочисленные прогнозы об опасности ИИ и глобальных катастрофах неизбежно привлекали к себе внимание широких масс. Однако не стоит забывать, что Хокинг был в первую очередь выдающимся физиком-теоретиком, внесшим огромный вклад в наше понимание того, как именно устроено вообще все, что нас окружает.
Стивен Хокинг и актеры из “Теории большого взрыва” / ©The Big Bang Theory
Черные дыры и все, все, все
Наука запомнит Хокинга прежде всего как автора теории черных дыр. Здесь стоит освежить знания. Ученые пришли к выводу о том, что, когда гигантская звезда сжимается после выработки «ресурса» (материал для проведения реакции термоядерного синтеза в ядре рано или поздно заканчивается), гравитация светила становится настолько сильной, что даже свет не может больше покинуть ее пределы. Собственно, область, из которой ничто не может выйти, и назвали черной дырой.
Аккреционный диск горячей плазмы, вращающийся вокруг чёрной дыры / ©wikipedia
Если же говорить о Хокинге, то его главными научными достижениями считаются применение термодинамики к описанию черных дыр и разработка теории о том, что они «испаряются» за счет явления, получившего название «излучение Хокинга». Данная теория гласит, что черная дыра не только поглощает все, что находится вокруг нее, но также и сама испускает различные частицы, что в конечном итоге ведет к ее исчезновению. То есть:
а) некоторые кванты все же могут покидать пределы черной дыры;
б) черные дыры существуют невечно
В центре внимания ученого оказалось рассмотрение спонтанного возникновения т. н. виртуальных частиц на горизонте событий черной дыры. Эти частицы «встречаются», «разлучаются» и аннигилируются. Вблизи черной дыры одна часть такой пары может упасть в нее: в этом случае вторая не будет иметь пары для аннигиляции, превратившись в радиацию, которую и излучает черная дыра. Подобные эффекты исследователи смогли наблюдать во время экспериментов на ускорителе заряженных частиц. Их удалось «растащить», затратив некоторое количество энергии, что подтвердило предположения Хокинга.
Рисунок художника: оптическое искажение аккреционного диска вокруг чёрной дыры / ©wikipedia
Этим достижения ученого не ограничиваются. Превращение виртуальных частиц в частицы реальные (с массой, спином, энергией и прочими характеристиками) потребует энергии. Их возникновение «из ничего» вступает в противоречие с законом сохранения энергии. Хокинг рассчитал, что черная дыра в результате такого превращения теряет часть энергии, равной той, которой обладала частица, улетевшая «наружу». При этом черной дыре неоткуда брать энергию, кроме как из своей массы. Так что со временем она испаряется. Ряд специалистов полагают, что эксперименты на Большом адронном коллайдере (БАКе) могут привести к возникновению мини-черных дыр, которые смогут уничтожить человечество. Между тем концепция излучения Хокинга утверждает, что такие черные дыры быстро испарятся.
Труды Стивена Хокинга также дали новый толчок к изучению прошлого и будущего всей Вселенной. Достаточно вспомнить его научно-популярную книгу «Краткая история времени», вышедшую в 1988 году. «Мне казалось, что когда начнется сжатие, Вселенная вернется в упорядоченное состояние. В таком случае, с началом сжатия время должно было повернуть вспять. Люди в этой стадии проживали бы жизнь задом наперед и молодели по мере сжатия Вселенной», — заявил ученый. Между тем попытки создать стройную математическую модель, описывающую такие явления, не увенчались успехом, так что Хокингу в конечном итоге пришлось признать свою неправоту. Ошибка, по мнению исследователя, заключалась в использовании слишком примитивной модели Вселенной. Новые расчеты показали, что время не повернет свой ход вспять, когда Вселенная начнет спрогнозированное сжатие. Есть, впрочем, и другой вариант, при котором Вселенная продолжит расширение. В любом случае ни один из вышеперечисленных сценариев не сулит человечеству ничего хорошего.
Кадр из фильма «Гарри Поттер и Узник Азкабана». Волшебник, читающий «Краткую историю времени» / ©harrypotter
Кстати, историю Вселенной невозможно рассматривать в отрыве от другого вопроса — существования разумных форм жизни вне Земли. Здесь Хокинг придерживался мнения, что человечество рискует повторить судьбу коренных народов Америки, так как более высокоразвитая цивилизация непременно начнет полностью доминировать над менее развитой, что может привести к почти полному уничтожению последней.
Данные тезисы, впрочем, лежат уже в несколько иной плоскости, оторванной от «классической» науки и приближенной к миру научной фантастики. Стоит повториться: именно в этом все величие Стивена Хокинга. Он смог совместить выдающиеся научные открытия и популяризацию науки, сделавшей их понятными и интересным широким слоям населения.
Каждая черная дыра содержит новую вселенную
Наша Вселенная может существовать внутри черной дыры. Это может звучать странно, но на самом деле это может быть лучшим объяснением того, как началась Вселенная, и что мы наблюдаем сегодня. Эта теория разрабатывалась последние несколько десятилетий небольшой группой физиков.
Несмотря на общий успех концепции, существуют известные нерешенные вопросы со стандартной Теорией Большого Взрыва, которая предполагает, что Вселенная начиналась как бесконечно малая точка, содержащая бесконечно высокую концентрацию вещества, увеличившуюся в размере до того, что мы наблюдаем сегодня. Теория инфляции, сверхбыстрого расширения пространства, предложенного в последние десятилетия, заполняет многие важные детали, например, почему небольшие сгустки в концентрации вещества в ранней Вселенной объединяются в большие небесные тела, такие как галактики и скопления галактик.
Идея о том, что наша Вселенная полностью заключена в черную дыру, дает ответы на эти и многие другие вопросы. Это устраняет понятие физически невозможных особенностей в нашей вселенной. И она опирается на две основные теории в физике.
Адаптация общей теории относительности 1960-х годов, названная теорией гравитации Эйнштейна-Картана-Сиама-Киббла, учитывает эффекты квантовой механики. Это не только обеспечивает шаг к квантовой гравитации, но и приводит к альтернативной картине Вселенной. Это изменение общей теории относительности включает в себя важное квантовое свойство, известное как спин. Частицы, такие как атомы и электроны, обладают вращением или внутренним угловым моментом, аналогичным вращающемуся на льду фигуристу.
По этой аналогии спины в частицах взаимодействуют с пространством-временем и наделяют его свойством, называемым «скручиванием». Чтобы понять это скручивание, представьте пространство-время не как двумерное полотно, а как гибкий одномерный стержень. Сгибание стержня соответствует искривлению пространства-времени, а вращение стержня соответствует пространственно-временному кручению. Если стержень тонкий, его можно согнуть, но трудно понять, вращается он или нет.
Но кручение пространства-времени будет значительным, не говоря уже о заметном, в ранней Вселенной или в черных дырах. В этих экстремальных условиях торсионное пространство-время проявится как сила отталкивания, которая противодействует силе притяжения, возникающей в результате искривления пространства-времени. Как и в стандартной версии общей теории относительности, очень массивные звезды в конечном итоге коллапсируют в черные дыры: области пространства, из которых ничто не может вырваться, даже свет.
Вот как должно было происходить кручение в начальные мгновения нашей Вселенной. Первоначально гравитационное притяжение из искривленного пространства преодолевало отталкивающие силы кручения, служа для концентрации вещества в более мелких областях пространства. Но в конечном итоге скручивание станет очень сильным и не позволит материи сжаться в точку бесконечной плотности; материя достигла бы состояния чрезвычайно большой, но конечной плотности. Поскольку энергия может быть преобразована в массу, чрезвычайно высокая гравитационная энергия в этом чрезвычайно плотном состоянии вызовет интенсивное воспроизводство частиц, значительно увеличивая массу внутри черной дыры.
Увеличение числа частиц со спином приведет к более высоким уровням кручения пространства-времени. Отталкивающее скручивание остановило бы коллапс и создало бы «большой отскок», похожий на сжатый пляжный мяч, который вылетает наружу. Быстрая отдача после такого большого скачка могла быть тем, что привело к нашей расширяющейся Вселенной. Результат этой отдачи соответствует наблюдениям за формой, геометрией и распределением массы Вселенной.
В свою очередь, торсионный механизм предлагает удивительный сценарий: каждая черная дыра создаст новую детскую вселенную внутри. Если это правда, то первая материя в нашей Вселенной пришла откуда-то еще. Таким образом, наша собственная Вселенная может быть внутренней частью черной дыры, существующей в другой вселенной. Точно так же, как мы не можем видеть, что происходит внутри черных дыр в космосе, любые наблюдатели в родительской вселенной не могли видеть, что происходит в нашей.
Движение вещества через границу черной дыры, называемое «горизонтом событий», будет происходить только в одном направлении, обеспечивая направление времени, которое мы воспринимаем как движение вперед. Следовательно, направление стрелки времени в нашей Вселенной будет унаследовано через кручение от родительской вселенной.
Кручение также может объяснить наблюдаемый дисбаланс между веществом и антивеществом во вселенной. Из-за кручения материя распалась бы в знакомые электроны и кварки, и антиматерия распалась бы в «темную материю», таинственную невидимую форму материи, которая, кажется, составляет большинство материи во Вселенной.
Наконец, кручение может быть источником «темной энергии», таинственной формы энергии, которая пронизывает все пространство и увеличивает скорость расширения Вселенной. Геометрия с кручением естественным образом производит «космологическую постоянную», своего рода добавленную внешнюю силу, которая является самым простым способом объяснить темную энергию. Таким образом, наблюдаемое ускоряющееся расширение Вселенной может оказаться самым сильным доказательством кручения.
И так, кручение обеспечивает теоретическую основу для сценария, в котором внутренняя часть каждой черной дыры становится новой вселенной. Это также представляется в качестве средства решения ряда основных проблем современной теории гравитации и космологии.
Физикам все еще нужно объединить теорию Эйнштейна-Картана-Сиамы-Киббла в полной мере с квантовой механикой в квантовую теорию гравитации. Решая некоторые важные вопросы, это поднимает новые собственные. Например, что мы знаем о родительской вселенной и черной дыре, в которой находится наша собственная вселенная? Сколько слоев родительских вселенных у нас будет? Как мы можем проверить, что наша Вселенная живет в черной дыре?
Последний вопрос потенциально может быть исследован: поскольку все звезды и, следовательно, черные дыры вращаются, наша Вселенная унаследовала бы ось вращения родительской черной дыры как «предпочтительное направление». Недавно, правда, были получены данные исследований более 15 000 галактик о том, что в одном полушарии Вселенной больше спиральных «левосторонних» галактик или вращающихся по часовой стрелке, тогда как в другом полушарии больше «правосторонних» или вращающихся против часовой стрелки. Но в любом случае включение кручения в геометрию пространства-времени является правильным шагом к успешной теории космологии.
Перевод статьи Every Black Hole Contains a New Universe Никодема Поплавски (Nikodem Poplawski), которые является одним из авторов описанного исследования.
ТЕОРИИ РОЖДЕНИЯ ВСЕЛЕННОЙ
ТЕОРИИ РОЖДЕНИЯ ВСЕЛЕННОЙ
Big Bang или же нет?
Точная Хронология событий
Эпоха охлаждения-Со снижением плотности и температуры внутри Вселенной начало происходить и снижение энергии в каждой частице. Это переходное состояние длилось до тех пор, пока фундаментальные силы и элементарные частицы не пришли к своей нынешней форме. Так как энергия частиц опустилась до значений, которые можно сегодня достичь в рамках экспериментов, действительное возможное наличие этого временного периода вызывает у ученых куда меньше споров. Например, ученые считают, что на 10-11 секунде после Большого взрыва энергия частиц значительно уменьшилась. Примерно на 10-6 секунде кварки и глюоны начали образовывать барионы — протоны и нейтроны. Кварки стали преобладать над антикварками, что в свою очередь привело к преобладанию барионов над антибарионами. Так как температура была уже недостаточно высокой для создания новых протонно-антипротонных пар (или нейтронно-антинейтронных пар), последовало массовое разрушение этих частиц, что привело к остатку только 1/1010 количества изначальных протонов и нейтронов и полному исчезновению их античастиц. Аналогичный процесс произошел спустя около 1 секунды после Большого взрыва. Только «жертвами» на этот раз стали электроны и позитроны. После массового уничтожения оставшиеся протоны, нейтроны и электроны прекратили свое беспорядочное движение, а энергетическая плотность Вселенной была заполнена фотонами и в меньшей степени нейтрино. В течение первых минут расширения Вселенной начался период нуклеосинтеза (синтез химических элементов). Благодаря падению температуры до 1 миллиарда кельвинов и снижения плотности энергии примерно до значений, эквивалентных плотности воздуха, нейтроны и протоны начали смешиваться и образовывать первый стабильный изотоп водорода (дейтерий), а также атомы гелия. Тем не менее большинство протонов во Вселенной остались в качестве несвязных ядер атомов водорода. Спустя около 379 000 лет электроны объединились с этими ядрами водорода и образовали атомы (опять же преимущественно водорода), в то время как радиация отделилась от материи и продолжила практически беспрепятственно расширяться через пространство. Эту радиацию принято называть реликтовым излучением, и она является самым древнейшим источником света во Вселенной. С расширением реликтовое излучение постепенно теряло свою плотность и энергию. Реликтовое излучение простирается во всех направлениях и на расстояние около 13,8 миллиарда световых лет, однако оценка его фактического распространения говорит примерно о 46 миллиардах световых годах от центра Вселенной.
Что не так с теорией Большого взрыва
ИЗ ТЕОРИИ СЛЕДУЕТ, что все планеты и звёзды образовались из пыли, размётанной по космосу в результате взрыва. Но что предшествовало ему, неясно: здесь наша математическая модель пространства-времени перестаёт работать. Вселенная возникла из начального сингулярного состояния, к которому не применить современную физику. Теория также не рассматривает причины возникновения сингулярности или материи и энергии для её возникновения. Считается, что ответ на вопрос о существовании и происхождении начальной сингулярности даст теория квантовой гравитации.
БОЛЬШИНСТВО КОСМОЛОГИЧЕСКИХ МОДЕЛЕЙ ПРЕДСКАЗЫВАЮТ, что полная Вселенная имеет размер намного больший, чем наблюдаемая часть — сферическая область с диаметром примерно 90 млрд световых лет. Мы видим только ту часть Вселенной, свет от которой успел достичь Земли за 13,8 млрд лет. Но телескопы становятся всё лучше, мы обнаруживаем всё более дальние объекты, и пока нет оснований считать, что этот процесс остановится.
С МОМЕНТА БОЛЬШОГО ВЗРЫВА ВСЕЛЕННАЯ РАСШИРЯЕТСЯ С УСКОРЕНИЕМ. Сложнейшая загадка современной физики — вопрос о том, что вызывает ускорение. Согласно рабочей гипотезе, во Вселенной содержится невидимая составляющая, называемая «тёмной энергией». Теория Большого взрыва не объясняет, будет ли Вселенная расширяться бесконечно, и если да, то к чему это приведёт — к её исчезновению или чему-то ещё.
ХОТЯ НЬЮТОНОВСКУЮ МЕХАНИКУ ПОТЕСНИЛА РЕЛЯТИВИСТСКАЯ ФИЗИКА, её нельзя назвать ошибочной. Тем не менее восприятие мира и модели для описания Вселенной полностью изменились. Теория Большого взрыва предсказала ряд вещей, которые не были известны до того. Таким образом, если на её место придёт другая теория, то она должна быть похожей и расширить понимание мира.
Каждый атом, как известно, состоит из еще меньших частиц – электронов, которые кружатся вокруг ядра, состоящего из протонов и нейтронов. Протоны и нейтроны, в свою очередь, состоят из еще меньших частиц – кварков. Но теория струн утверждает, что на кварках дело не заканчивается. Кварки состоят из крошечных извивающихся нитей энергии, которые напоминают струны. Каждая из таких струн невообразимо мала. Универсальная теория (она же теория всего сущего) содержит всего несколько уравнений, которые объединяют в себе всю совокупность человеческих знаний о характере взаимодействий и свойствах фундаментальных элементов материи, из которых построена Вселенная. Сегодня теорию струн удалось объединить с концепцией суперсимметрии, в результате чего родилась теория суперструн, и на сегодняшний день это максимум того, что удалось добиться в плане объединения теории всех четырех основных взаимодействий (действующих в природе сил). Сама по себе теория суперсимметрии уже построена на основе априорной современной концепции, согласно которой любое дистанционное (полевое) взаимодействие обусловлено обменом частицами-носителями взаимодействия соответствующего рода между взаимодействующими частицами (см. Стандартная модель). Для наглядности взаимодействующие частицы можно считать «кирпичиками» мироздания, а частицы-носители — цементом. В рамках стандартной модели в роли кирпичиков выступают кварки, а в роли носителей взаимодействия — калибровочные бозоны, которыми эти кварки обмениваются между собой. Теория же суперсимметрии идет еще дальше и утверждает, что и сами кварки и лептоны не фундаментальны: все они состоят из еще более тяжелых и не открытых экспериментально структур (кирпичиков) материи, скрепленных еще более прочным «цементом» сверхэнергетичных частиц-носителей взаимодействий, нежели кварки в составе адронов и бозонов. Естественно, в лабораторных условиях ни одно из предсказаний теории суперсимметрии до сих пор не проверено, однако гипотетические скрытые компоненты материального мира уже имеют названия — например, сэлектрон (суперсимметричный напарник электрона), скварк и т. д. Существование этих частиц, однако, теориями такого рода предсказывается однозначно.
Картину Вселенной, предлагаемую этими теориями, однако, достаточно легко представить себе наглядно. В масштабах порядка 10–35 м, то есть на 20 порядков меньше диаметра того же протона, в состав которого входят три связанных кварка, структура материи отличается от привычной нам даже на уровне элементарных частиц. На столь малых расстояниях (и при столь высоких энергиях взаимодействий, что это и представить немыслимо) материя превращается в серию полевых стоячих волн, подобных тем, что возбуждаются в струнах музыкальных инструментов. Подобно гитарной струне, в такой струне могут возбуждаться, помимо основного тона, множество обертонов или гармоник. Каждой гармонике соответствует собственное энергетическое состояние. Согласно принципу относительности (см. Теория относительности), энергия и масса эквивалентны, а значит, чем выше частота гармонической волновой вибрации струны, тем выше его энергия, и тем выше масса наблюдаемой частицы.
Однако, если стоячую волну в гитарной струне представить себе наглядно достаточно просто, стоячие волны, предлагаемые теорией суперструн наглядному представлению поддаются с трудом — дело в том, что колебания суперструн происходят в пространстве, имеющем 11 измерений. Мы привыкли к четырехмерному пространству, которое содержит три пространственных и одно временное измерение (влево-вправо, вверх-вниз, вперед-назад, прошлое-будущее). В пространстве суперструн всё обстоит гораздо сложнее Физики-теоретики обходят скользкую проблему «лишних» пространственных измерений, утверждая, что они «скрадываются» (или, научным языком выражаясь, «компактифицируются») и потому не наблюдаются при обычных энергиях.
Таким образом теория струн предсказывает существование дополнительных измерений пространства и, возможно, наличие других вселенных в этом суперпространстве, а то, что мы называем Большим взрывом, могло быть столкновением нашей Вселенной с другой.