Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

шаг к построению «теории всего». Будучи разработанной в конце 1960‐х гг., она ставила своей целью описание свойств пространства-времени на очень малых интервалах – порядка планковской длины (10-35метров). На таких коротких расстояниях квантовые флуктуации энергии оказывают локальные воздействия на кривизну пространства-времени, приводя по мере сокращения масштаба ко все большим и большим искажениям. Джон Уилер описал этот эффект как образование «пространственно-временной пены». Теория струн заменила точечные объекты более ранних теорий – кварки, глюоны, лептоны, векторные бозоны и т. д. – объектами, напоминающими струны порядка планковской длины. Одним из следствий, обеспечивающих согласованность квантовой теории струн, является свойство ее струн – они могут вибрировать, и разные режимы вибраций можно использовать для их идентификации с различными видами частиц. Одной из частиц был квант гравитационного поля, гравитон. Именно это качество делало теорию необычайно привлекательной для физиков-теоретиков, особенно тех, кто интересовался космологией.

Еще одно свойство этой теории: чтобы оставаться свободной от расходимостей и быть непротиворечивой, ей требуется пространство-время с более чем четырьмя измерениями. Хотя дальнейшая ее разработка, как правило, оказывала весьма незначительное влияние на космологию, будет небесполезно перечислить вкратце те из направлений, в которых она применялась. Выяснилось, что для описания бозонов (таких, как фотоны, W- и Z-частицы) и фермионов (таких, как кварки и лептоны) требуется тип симметрии, выходящий за пределы симметрии специальной теории относительности. Эта «суперсимметрия», в свою очередь, нуждается в пространстве-времени, в котором помимо обычных четырех измерений существует еще шесть. Именно поведение этих дополнительных шести измерений в каждой (четырехмерной) точке характеризует ту или иную версию нескольких теорий струн. В аналогиях, используемых для описания очень сложных вероятных сценариев, эти шесть дополнительных измерений принято считать «компактифицированными структурами», названными в память об их главных первооткрывателях «пространствами Калаби-Яу». На раннем этапе было показано, что хотя существует всего лишь пять согласованных теорий, количество способов компактификации шести дополнительных измерений исчисляется тысячами. Важный прогресс был достигнут в 1995 г., когда нашлись способы выхода за рамки прежних приближенных методов. Ко всеобщему удивлению специалистов, занимающихся этой проблемой, новые методы привели к признанию новых типов объектов теории струн, в частности так называемых р-бран (термин, образованный от слова «мембрана»). Кроме того, были получены симметрии, показывающие, как указанные пять теорий суперструн могут быть связаны друг с другом и объединены в шестую теорию, известную под названием теории супергравитации, которая требует введения одиннадцати измерений. Создается впечатление, что другие теории суперструн могут быть предельными случаями этой более всеобъемлющей теории, получившей название М-теории.

ИНФЛЯЦИОННЫЕ ТЕОРИИ

В 1980‐х и 1990‐х гг. космологи, осуществлявшие обратную экстраполяцию теорий Большого взрыва, в целом были согласны с тем, что по прошествии первых 10-36 секунды, но не раньше, частицы Вселенной взаимодействовали с энергиями 1015 гигаэлектронвольт – критических значениях энергии, при которых наступает объединение, если верить тем, кто пытался сделать предпоследний шаг в направлении, кратко охарактеризованном в предыдущем разделе. Однако это не исчерпывало их устремлений. Некоторые специалисты дискутировали о том, что случится, если весь наблюдаемый мир сосредоточить в пространстве столь же малом, как один атом. Это должно произойти, как было подсчитано, на 10-43 секунде («планковское время»). На этом этапе и квантовые, и гравитационные эффекты играют одинаково важную роль. Трудность описания ситуации, возникающей на этой ультраранней стадии, заключается в том, что все ее следы, вероятнее всего, полностью стираются следующей стадией, длящейся вплоть до 10-36 секунды.

Интересно взглянуть на то, как в течение последних тридцати лет XX в. разные научные коллективы пытались подобраться к различным периодам истории Вселенной. Ниже приводится краткое описание ситуации.

Вернемся из настоящего в эпоху, когда начали образовываться первые звезды, галактики и скопления галактик. К тому моменту возраст Вселенной насчитывал примерно один миллион лет. Мы попадем в мир, изучением которого занималась и продолжает заниматься бо́льшая часть астрономов, а его описанию посвящена бо́льшая часть физических законов.

Начиная примерно с миллисекундного возраста Вселенной до одного миллиона лет космическое расширение (ускоряющееся, замедляющееся или равномерное) квалифицировалось как нормальное, и физика была нужна для описания, например, распространенности химических элементов, что особенно важно для гелия и дейтерия, поскольку их относительное количество могло быть подтверждено лабораторными исследованиями. Этими исследованиями, но и, безусловно, не только ими занимались Хойл и Фаулер.

Первая миллисекунда, начиная с планковского времени и далее, была раздольем для избранной группы специалистов в области математической физики, космологов в самом широком смысле этого слова. Некоторые из них надеялись использовать далекое прошлое в качестве экспериментального стенда для проверки своих физических идей. Исходя из вышеупомянутых причин, этот период, вероятно, имеет смысл разделить надвое в точке, соответствующей 10-36 секунды, после которой, как утверждают давние сторонники инфляционной теории, возникает тип флуктуаций, обнаруженный «COBE». (Именно по этой причине Хокинг столь восторженно отзывался о «COBE».)

Среди вопросов, на которые могли бы дать ответ (или по меньшей мере задать критерии поиска будущих ответов) теории великого объединения, кратко охарактеризованные в предыдущем разделе, был один, представляющий непосредственный космологический интерес. В 1967 г. Андрей Сахаров впервые предположил, что эти теории могут дать полезную информацию о соотношении между числом фотонов и числом барионов во Вселенной. Это отношение составляет порядка 1010. Строго говоря, в техническом отношении, «барионное число» – это не просто общее количество протонов и нейтронов, поскольку из него следует вычесть количество антипротонов и антинейтронов и прибавить вклад, вносимый в него некоторыми короткоживущими частицами. Говорить о барионном числе, а не об отдельных конкретных частицах выгоднее, поскольку оно учитывает их взаимопревращения, и до того как появились теории великого объединения, все полагали, что барионное число остается неизменным (в настоящее время оно оценивается значением порядка 1078). Однако, согласно вычислениям с использованием новых теорий, при температурах порядка 1027 К и выше нарушение барионного числа должно было быть общей нормой. По общепринятому убеждению, это возможно только в случае существования определенной разницы между количеством материи и антиматерии. В результате счастливой исторической случайности указанное малое различие между двумя типами материи экспериментально открыто в 1964 г. Валом Л. Фитчем из Принстонского университета и Джеймсом У. Кронином из Чикагского университета. Хотя точный расчет барионного числа Вселенной требовал знания значений пока еще недоступных параметров, это было первым космологическим успехом новых идей.

После 1981 г. стали возникать другие теории, основанные на классе моделей Вселенной, известных под названием «инфляционных». Первый шаг в этом направлении был сделан Аланом Х. Гутом в статье, озаглавленной «Инфляционная Вселенная: Возможные пути решения проблем горизонта и плоскостности» (1981). Гут попытался объяснить, почему наша Вселенная после периода порядка 1010 лет все еще расширяется со значением Ω, мало отличающимся от единицы. Почему она не сколлапсировала раньше – до того времени, когда начали формироваться и эволюционировать звезды? Или почему она не расширяется с большей скоростью и с энергией, превосходящей эффект гравитационного торможения, создавая условия, в которых галактикам не хватит времени на то, чтобы уплотниться? Почему первоначальный импульс более или менее совпадает с тормозящим воздействием гравитации?

«Проблема горизонта» Гута имеет отношение к однородности и изотропности Вселенной, то есть к тому, почему ее средние характеристики в высокой степени одинаковы всюду и по всем направлениям. Почему при условии того, что случайные воздействия в прошлом сложнее поддаются компенсации, чем в настоящем, удаленные области выглядят в среднем очень похожими друг на друга? Почему