Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

это может иметь значение в ранней истории Вселенной. Разработка этих идей, в свою очередь, привела к многочисленным новым альтернативам. Наблюдательные данные не слишком годились для того, чтобы сделать правильный выбор, но результаты, полученные «COBE», по меньшей мере знаменовали новый этап в развитии этого процесса, который еще продолжается, хотя и не без определенных сомнений в истинности инфляционной картины.

С самого начала некоторое расхождение во мнениях обнаружилось даже среди единомышленников. Линде задался вопросом – мог ли фазовый переход в разных местах осуществляться в разное время (аналогия с пузырьками шампанского оказалась полезной). Его альтернативная схема в изложении 1983 г. получила название «хаотической инфляционной модели». Модели этого типа отличались главным образом температурными колебаниями, которые обязательно существуют у микроволнового фонового излучения. Хаотическая модель описывает Вселенную как с высокой вероятностью бесконечную и вечную, но имеющую внутри себя определенные области (в авторской терминологии – «вселенные»); одни из них расширяются, а другие – сжимаются, причем некоторые с высокими температурами, а другие – с низкими. Согласно высказанному мнению, мы обитаем как бы в пузыре, который не соприкасается с другим пузырем, что, в принципе, может иметь место; или могут быть законы, запрещающие соприкосновение столь далеко отстоящих друг от друга областей. В любом случае, как обычно считается, все пузыри имеют общее происхождение, даже если наш Большой взрыв – только наш. Некоторые скажут, что различные вселенные могут даже управляться различными физическими законами; а другие – что коллапсирующие черные дыры могут быть подходящими зародышами для новых расширяющихся вселенных. Тот, кто сожалеет о гибели стационарной модели, может найти утешение в этих версиях инфляционной теории, рассматривающих наш мир как одинокий остров в числе многих других островов в стационарной вселенной.

Одно из наиболее парадоксальных следствий инфляционных моделей – рассмотрение нашей Вселенной, обладающей радиусом десять миллиардов световых лет и более и, вероятно, продолжающей расширяться за пределы современного горизонта, как зародившейся в крохотном пространстве размером меньше протона. Столь скромное происхождение становится возможным (если считать верной саму идею) в силу того, что полная энергия является практически нулевой. На первый взгляд, это нарушает закон, согласно которому из ничего ничего не возникает, ex nihilo nihil fit. Однако такая ситуация возможна, если гравитационная энергия содержимого Вселенной трактуется как отрицательная энергия, уравновешивающая ее энергию покоя (то самое mc2 в знаменитом и всем известном уравнении E = mc2).

МОНОПОЛИ И КОСМИЧЕСКИЕ СТРУНЫ

Одним из успехов инфляционной теории стало объяснение отсутствия во Вселенной монополей (магнитов с одним полюсом). В 1931 г. Поль Дирак задался вопросом, почему электрические заряды (положительные и отрицательные, как у протона и электрона соответственно) могут существовать в изолированном виде, а магнитные полюсы (северный и южный) – нет. Разделение магнита на две половины приводит к появлению двух меньших магнитов, также являющихся диполями. Наконец, он разъяснил способ квантования электрических зарядов, но в процессе разъяснения был вынужден постулировать существование монополей, обладающих определенной массой (неизвестной величины, но, предположительно, малой) и магнитного заряда. Их число, как он полагал, невелико, или они нейтрализуют магнитные поля, обнаруживаемые на многих уровнях – от Земли до Галактики. Как бы то ни было, монополи Дирака обеспечили себе место в более поздней квантовой теории.

Когда в начале 1970‐х гг. предпринимались попытки создать теорию великого объединения, удалось найти несколько возможных решений, свидетельствующих о наличии частицы магнитного монополя или, скорее, ряда частиц, известных как дионы, одним из главных основных состояний которых является монополь. Был предсказан их магнитный заряд. В итоге монополи внедрили в космологию, где они представлялись в виде «узлов» в вакууме ранней Вселенной на стадии, когда вакуум обладал энергией. А. М. Поляков и Герард ‘т Хоофт, работая независимо друг от друга, обнаружили: предположение о возникновении массивных монополей, превышающих обычные барионы в 1015 раз, допустимо, и они должны были сохраниться. Это создавало дополнительные трудности, поскольку они не только разрушили бы, к примеру, магнитное поле нашей Галактики, но и наделили бы ее массой, превосходящей массу остальной Вселенной, включая предполагаемую темную материю. Один из первых успехов Гута – это найденное им легкое объяснение этой «проблемы монополя». Согласно инфляционной теории, монополи были до такой степени рассеяны в инфляционный период, что шансы обнаружить в нашей Галактике хотя бы один из них фактически равны нулю. Вряд ли искренние приверженцы инфляционной теории, являющиеся профессиональными астрономами-наблюдателями, будут искать признаки столь редкого явления. Однако, сколь бы редки они ни были, искать их следует по магнитным полям, и одним из целевых объектов стали нейтронные звезды, где поля сильны и материя упакована достаточно плотно для вероятного столкновения с этими частицами. Удалось подсчитать, что в результате таких столкновений выделяется большое количество тепла, излучаемого в рентгеновском диапазоне. Подтверждений не нашли, и астрономы отодвинули монополи на задний план.

В математическом отношении монополи представлялись как точечные, нульмерные узлы или дефекты в пространстве. Рассматривались также двумерные вакуумные дефекты, но выяснилось, что вероятность существования этих так называемых «доменных стенок» еще ниже. Гораздо более серьезно относились к образованию и сохранению «космических струн» – одномерных дефектов. Эту идею впервые высказал физик Томас У. Б. Киббл из Имперского колледжа науки и техники – части Лондонского университета. В работе, опубликованной в 1976 г., он рассмотрел вопрос о том, что должно случиться в течение короткого интервала времени, в ходе которого единое взаимодействие уступило место отдельным физическим взаимодействиям. (Это было до того, как на сцену вышла инфляционная теория, но его идеи с легкостью переносились в нее.) Модель Киббла предполагала, что быстрое охлаждение после Большого взрыва породило потоки, похожие на струны, – сравнимые с трещинами, часто наблюдаемыми на глазурованных блюдах, но в трехмерном пространстве. Киббл описал их как тонкие струны, трубки у́же, чем протон, с высокой концентрацией массы-энергии. Предполагалось, что они могли тянуться вдоль Вселенной, заключая в себе ни много ни мало 1017 тонн на метр. Струны не могли иметь концов, но могли становиться маленькими, скручиваясь в тугие кольца.

Идеи Киббла не получили широкой известности до тех пор, когда в начале 1980‐х гг. Я. Б. Зельдович и Александр Виленкин из Университета им. Тафтса (штат Массачусетс) поняли, что в них может заключаться секрет совместного образования неоднородностей материи в ранней Вселенной, наглядно проявляющегося сегодня в виде звезд и галактик. Это был вопрос, доставивший очень много неприятностей первым сторонникам инфляционной теории. Кроме того, идея струн обладала определенной привлекательностью для тех, кто пытался объяснить существование галактик, формирующих тонкие слои, и Великого Аттрактора, поскольку она указывала на то, что наши и другие галактики могли быть захвачены гравитационными или магнитными полями, порождаемыми космическими струнами. Киббл, Виленкин и Нил Турок рассматривали способы, посредством которых петли космических струн могли выступать в качестве мест, где образуются галактики, хотя эта идея была сопряжена с рядом трудностей. От нее отказались, когда Пол Стейнхардт и Нил Турок разработали математические и компьютерные методы, окончательно опровергшие участие космических струн в механизме формирования галактик.

В конце 1980‐х гг. появилось множество теоретических исследований, дополняющих теорию, для которой невозможно было найти никаких эмпирических доказательств, хотя она и обладала огромной математической привлекательностью. Удалось показать, каким образом космические струны могут преобразовываться в результате вибраций, приводящих к обрыву кусочка струны, что делает возможным существование струн любых размеров. Они, как предполагалось, должны осциллировать со скоростями, близкими к скорости света, и испускать гравитационные волны – всплески пространства-времени. В результате вибрации и испускания энергии они могут полностью раствориться. Если их не удастся найти, то – как и монополи – они,