Кратчайшая история космоса

Рафаил Нудельман • 15 октября 2015
В предельно кратком изложении они сводятся к утверждению, что существует бесконечное множество бесконечных во времени «малых вселенных», подобных той, в которой живем мы сами.

    Название этой статьи, разумеется, навеяно знаменитой хокинговской «Краткой историей времени», но оно имеет и собственное оправдание. Речь идет, действительно, об истории космоса, а точнее, о новых, поистине головокружительных гипотезах касательно того, что происходило, происходит и будет происходить в Большой Вселенной (в которой наша наблюдаемая вселенная составляет ничтожную часть), на протяжении всего бесконечного времени ее существования. Раз речь идет о том, «что происходило и будет происходить», то это, естественно, «история». Ну, а «кратчайшая» она — по необходимости, учитывая размеры нашей статьи.

    Итак, о гипотезах. Они выдвинуты в самое последнее время группой ведущих космологов-теоретиков и основаны на представлениях так называемой теории струн. Гипотезы претендуют не только заменить ныне принятую «инфляционную теорию» образования нашей вселенной, но и объяснить, как уже сказано, что было «задолго до Биг Бэнга» и что будет «много позже него». Сами авторы говорят , что эти идеи являются «наиболее дерзкими» из всего, что до сих пор предлагалось в космологии. Тем более любопытно, что же это за идеи.

    Что, далее, все эти вселенные расположены «параллельно» друг другу, подобно «листам» в многомерном пространстве. Что «история» каждого такого листа-вселенной определяется его периодическими столкновениями с соседними «листами»-вселенными; и, наконец, что эти столкновения как раз и представляют собою то, что нынешние теории называют Биг Бэнгом и считают моментом «рождения» нашей вселенной. Вот, в сущности, и вся «кратчайшая история космоса», а дальше начинаются детали, и в них-то, как всегда, и содержится самое интересное.

    Начало современных представлений о строении и истории вселенной можно датировать моментом появления основополагающей теории гравитации, или «общей теории относительности», разработанной Эйнштейном. На основе этой теории Эйнштейн создал первую теоретическую модель вселенной, которая представляла собой наполненный веществом статичный шар (гравитационное притяжение всех скоплений вещества друг к другу строго компенсировалось искусственно постулированным «полем отталкивания», или «космологической постоянной»). Неустойчивость этой модели — при малейшем отклонении от точной компенсации такая вселенная стягивалась в точку или разлеталась в бесконечность — вынудила теоретиков искать другие возможности, и здесь наиболее общие решения были найдены Александром Фридманом.

    По Фридману, вселенная должна была, действительно, расширяться или сжиматься в зависимости от средней плотности вещества в ней. Открытие Хабблом факта разбегания галактик подтвердило, что наблюдаемая нами часть вселенной как раз расширяется (то есть ее объем равномерно увеличивается). Это привело к представлению о «начале вселенной», и Георгий Гамов с сотрудниками, исходя из распределения химических элементов в космосе, показали, что такая начальная вселенная должна была представлять собой сверхплотный и сверхраскаленный комок вещества.

    Отсюда родилась идея Биг Бэнга как того взрыва первичного комка, который и привел к наблюдаемому сейчас расширению вселенной. Поскольку средняя плотность вещества во вселенной не поддавалась точному выяснению, можно было думать, что такая расширяющаяся вселенная имеет только два возможных будущих — равномерно расширяться до бесконечности либо, дойдя до определенных размеров, когда гравитация все-таки возьмет верх над инерцией разлета (как в случае брошенного вверх камня), начать сжиматься, все более разогреваясь и уплотняясь (конечный итог такого сжатия получил название Биг Кранч, или Большой Хруст).

    Впрочем, в последнее время возобладало мнение, что наша вселенная будет расширяться вечно, поскольку было обнаружено, что она расширяется сейчас не равномерно, а с ускорением, как будто в ней действует какое-то «распирающее» ее поле, превозмогающее гравитацию.

    Теоретическое изучение «первичного комка», проведенное Аланом Гутом, показало, что в первые доли мгновенья после Биг Бэнга (в период так называемой инфляции) ускорение, с которым расширялся этот комок, было чудовищно огромным, и это в конечном итоге вызвало его расслоение на непредставимо огромное множество непредставимо огромных участков, или «горизонтов», в одном из которых мы и пребываем сейчас, называя его «нашей вселенной». Инфляционная теория Гута претерпела некоторые изменения, внесенные Андреем Линде и Полом Стейнхардтом, но в целом стала общепринятой в космологии. Но даже в этой «новой инфляционной теории» все равно содержался некий затруднительный пункт.

    Как проказали расчеты Хокинга и Пенроуза, вселенная в начальный момент должна была представлять собой не комок вещества определенных размеров, а лишенную размеров особую точку или, как говорят, сингулярность. Особость этой сингулярности состояла в том, что плотность вещества и энергии в ней должна была достигать бесконечности (поскольку размеры ее были равны нулю).

    А все уравнения теории Эйнштейна при бесконечных значениях плотности и энергии становятся бессмысленными – физика «исчезает», она более не применима. Мало этого – в такой сингулярности исчезают сами время и пространство. Получается угрюмая картина: вселенная рождается из «нуля», ускоренно расширяется, порождая галактики и другие скопления вещества космических масштабов, и постепенно раздувается до бесконечности, так что плотность вещества устремляется к нулю — и вселенная «сходит на нет», умирает.

    Новая теория, предложенная упомянутым Стейнхардтом в сотрудничестве с Нейлом Туроком и другими коллегами, обходит все эти трудности — но ценой полного отказа от привычных представлений о природе вселенной. Начало этому отказу было положено уже давно, в 1920-е годы, когда два физика, Калуца и Клейн, задумали построить теорию еще более общую, чем общая теория относительности, —такую, чтобы ее уравнения описывали не только гравитационное, но и электромагнитное поле. Они показали, что это можно сделать, если считать вселенную не четырех-, а пятимерной (четвертое измерение нашей вселенной — это время). Пятое (пространственное) измерение в такой вселенной оказалось «скрученным само на себя», подобно туго свернутому листу бумаги, который при таком сворачивании становится тонкой трубочкой. Если мысленно вообразить себе такую тонкую трубочку, что, глядя ей в торец, мы видим не кружочек, а практически точку, это и будет аналог «свернутого» пятого измерения в теории Калуцы-Клейна.

    Казалось бы, что толку от такого, практически несуществующего измерения? Оказывается, теоретический толк от него громаден. Уравнения Эйнштейна-Максвелла, переписанные для пяти измерений, немедленно привели к предсказанию закона сохранения электрического заряда и к другим содержательным физическим выводам. Но в теории были свои затруднения (она, например, предсказывала, что гравитационная постоянная в законе Ньютона должна меняться со временем), и поэтому она была заброшена.

    В наше время, когда были обнаружены и другие силы природы, кроме гравитационных и электромагнитных, снова возникло стремление найти уравнения, из которых следовали бы законы, управляющие всеми силами сразу. Наиболее далеко в этом направлении продвинулась теория суперструн. В ее основе лежит представление о микрочастицах вещества как о тончайших и крохотных струнах, находящихся под огромным натяжением (оно соответствует энергии частиц).

    Эта теория, как и теория Калуцы-Клейна, тоже оказалась способной объединить законы различных физических взаимодействий в единых уравнениях, но платить за это и здесь пришлось переходом к многомерному, на сей раз десятимерному, пространству (девять измерений которого пространственны, а десятое — время). Поскольку шесть новых измерений мы ни увидеть, ни обнаружить не в состоянии, пришлось предположить, что все они тоже свернуты в «трубку» крайне малой толщины – в первых вариантах теории эта толщина была порядка мельчайшей пространственной единицы, так называемой планковской длины (10-33 сантиметра). В последние годы, однако, на смену исходной теории суперструн пришло ее обобщение, именуемое М-теорией (некоторые энтузиасты расшифровывают это название как «Материнская теория», то есть теория, из которой следует «все остальное»). В ней пространство уже одиннадцатимерно, причем одиннадцатое измерение — это некое расстояние, которое может быть очень большим (оно не «свернуто»).

    Поскольку та космологическая гипотеза, с которой мы начали статью, построена как раз на основе М-модели, скажем коротко, как выглядит мир (космос) в этой теории. Это 11-мерный мир, 6 пространственных измерений которого свернуто в трубку, но, возможно, не так туго, как думалось раньше, вплоть до того, что, возможно, глядя на эту трубку в торец, мы увидим не точку, а кружок диаметром до миллиметра! (Это, кстати, уже можно надеяться обнаружить и экспериментально.) Вещество, из которого мы состоим, и все силы, кроме гравитационной, сосредоточены в обычных четырехмерных «малых вселенных», каждая из которых представляет собой что-то вроде «листа» с толщиной, равной толщине, до которой свернуты остальные 6 измерений.

    Эти листы-вселенные называются З-брэйн (3-brane), и они разделены неким расстоянием вдоль одиннадцатого измерения. Для наглядности можно себе представить две такие «малые вселенные» просто как две дощечки небольшой толщины, параллельные друг другу, подобно пластинам конденсатора (нужно только иметь в виду, что «дощечки» эти имеют 4 измерения: если их высота соответствует оси времени, то ширина — сразу всем обычным пространственным измерениям).

    Теперь мы готовы понять, какую идею выдвигают Стейнхардт и Турок и к каким выводам она приводит. Эти авторы говорят, что гравитационная сила действует не только в пространстве каждого 3-брэйна, но и между ними. Поэтому два соседних «листа» притягиваются друг к другу и, обладая массой (ведь в каждом из них есть вещество), набирают огромную кинетическую энергию. По истечении какого-то громадного времени они «соударяются», что приводит к моментальному превращению всей этой накопленной энергии в тепло. Под воздействием этого тепла, выделившегося внутри каждого «листа», образующая его «малая вселенная» начинает раздуваться (это можно представить себе как растяжение четырехмерного листа во все стороны: увеличение его «ширины» соответствует чисто пространственному, «хаббловскому» расширению «малой вселенной», а рост его «высоты» соответствует нарастанию времени с момента столкновения).

    Иными словами, столкновение двух «листов» ведет к тем же результатам, что привычный нам Биг Бэнг. «Это и есть Биг Бэнг, — говорят авторы, — только без всяких сингулярностей, без всякого стягивания «малой вселенной» в точку».

    Что дальше? Представим себе, что перед столкновением в каждой «малой вселенной» практически не было вещества. Тогда энергия, выделившаяся в момент столкновения, начинает превращаться в частицы, которые самым случайным образом заполняют все пространство «листа». В каких-то местах этих частиц случайно больше, и такие микросгустки (квантовые флуктуации плотности) становятся «ядрами конденсации», на которых нарастает все больше и больше вещества, пока не образуются галактики и скопления галактик.

    Возникает привычная нам картина нашей вселенной, в которой недостает только одного фактора — ее ускоренного расширения. Чтобы учесть и этот экспериментальный факт, авторы постулируют, что в одиннадцатом измерении между «листами» действует некое поле, которое, проникая в листы, играет роль силы, ускоряющей их растяжение (то есть ускоренное расширение находящихся в каждом «листе» малых вселенных). Действие этого поля между «листами» выглядит, по расчетам авторов, как действие гигантской «пружины». Когда две малые вселенные слишком близки друг к другу (непосредственно после соударения), пружина их расталкивает, когда далеки — притягивает.

    Что это за «пружина», что является ее источником, авторы пока объяснить не могут. Но если мы примем, что межлистовое поле действует именно так, то понятно, что по истечении огромного времени разошедшиеся «листы-вселенные» снова должны начать сближаться для следующего соударения. К этому моменту за счет ускоренного расширения каждой из них вещество в них практически распалось «до нуля», то есть они снова практически «пусты». Очередной Биг Бэнг опять наполняет их зародышами будущих галактик и снова расталкивает оба «листа». Эти периодические столкновения, подобно ударам гигантских медных тарелок в оркестре, задают каждой малой вселенной ее бесконечную во времени историю: Биг Бэнг — образование вещества и ускоренное расширение — полный распад вещества с приближением вселенной к «тепловой смерти» — новый Биг Бэнг – и так без конца. Эту циклическую историю всякой вселенной Стейнхардт и Турок назвали «экпиротической», от греческого «рожденная в огне».

    Даже не понимая математики, стоящей за этими построениями, нельзя не оценить дерзкий размах этой картины. Впрочем, она уже подверглась критике со стороны других космологов, так что относиться к ней следует именно как к гипотетической. Это не совсем «кратчайшая история космоса» — это, точнее, лишь «возможная кратчайшая история космоса». Но — очень интересная. Даже захватывающая.