Мир многих миров. Физики в поисках иных вселенных.

Идея пульсирующей вселенной была отброшена больше чем полстолетия назад, но в 2002 году возродилась в новом образе благодаря Полу Стейнхардту и Нейлу Туроку из Кембриджа. Как и в ранних моделях, они предположили, что история Вселенной состоит из бесконечно повторяющихся циклов расширения и сжатия. Каждый цикл начинается с горячего расширяющегося огненного шара. Он расширяется и остывает, образуются галактики, и вскоре после этого во Вселенной начинает доминировать энергия вакуума. С этого момента Вселенная начинает расширяться экспоненциально, удваивая свои размеры примерно каждые 10миллиардов лет. Спустя триллионы лет этой сверхмедленной инфляции Вселенная становится чрезвычайно однородной, изотропной и плоской. Наконец расширение замедляется и затем сменяется сжатием. Вселенная схлопывается и сразу же восстанавливается, давая старт новому циклу. Часть энергии, выделившейся при коллапсе, идет на создание горячего огненного шара вещества. [146]

146

Для реализации этого сценария Стейнхардт и Турок ввели скалярное поле с тщательно подобранным энергетическим ландшафтом. Космологи обычно скептически относятся к их модели, поскольку этот ландшафт выглядит довольно искусственно. Кроме того, значение плотности энергии вакуума, которое играет ключевую роль в этой модели, просто устанавливается "руками" без всякого объяснения, почему оно столь мало или почему оно доминирует во Вселенной в эпоху формирования галактик.

Стейнхардт и Турок доказывали, что в их сценарии не возникает проблемы начала. Вселенная всегда проходит один и тот же цикл, так что никакого начала попросту нет. Проблему тепловой смерти также удается обойти, поскольку степень расширения в каждом цикле больше, чем степень сжатия, так что объем Вселенной с каждым циклом возрастает. Энтропия нашей наблюдаемой области сегодня такая же, как энтропия аналогичной области в предыдущем цикле, но энтропия Вселенной в целом возросла — просто потому, что ее объем стал больше. С течением времени как энтропия, так и объем неограниченно растут. Состояние максимальной энтропии никогда не достигается, поскольку максимальной энтропии не существует.

Таким образом, есть две возможных модели вечной вселенной без начала: одна основана на вечной инфляции, а другая — на циклической эволюции. Но, оказывается, ни одна из них не обеспечивает полного описания Вселенной.

Пространство де Ситтера

Когда физик хочет понять какое-то явление, первым делом он максимально его упрощает, отбрасывая все, кроме самого существенного. В случае вечной инфляции можно отбросить островные вселенные, сохранив только море инфляции. Кроме того, можно предположить, что Вселенная однородна и изотропна, как в моделях Фридмана. С этими упрощениями нетрудно решить уравнения Эйнштейна для инфлирующей Вселенной.

Решение имеет геометрию трехмерной сферы, которая сжимается от очень большого радиуса в далеком прошлом. Сжатие замедляется отталкивающей гравитацией ложного вакуума, пока сфера на мгновение не остановится и не начнет затем расширяться. Силы гравитации теперь действуют в направлении движения, так что сфера расширяется с ускорением. Ее радиус растет экспоненциально, а время его удвоения определяется плотностью энергии ложного вакуума. [147]

Это решение было найдено вскоре после создания теории относительности; оно называется пространством-временем де Ситтерав честь голландского астронома Виллема де Ситтера, который открыл его в 1917 году. Это пространство-время изображено на рисунке 16.1. Инфляция начинается в пространстве-времени де Ситтера лишь после того, как сферическая вселенная достигнет своего минимального радиуса. Но когда она начинается, экспоненциальное расширение продолжается бесконечно, так что инфляция вечна в будущем.

147

Минимальный радиус деситтеровской сферы примерно равен расстоянию, которое проходит свет за один период инфляционного удвоения.

Рис. 16.1. Пространство де Ситтера без двух из трех пространственных измерений. Горизонтальные срезы пространства-времени дают "стоп-кадры" вселенной в различные моменты времени. В четырехмерном пространстве-времени эти срезы будут трехмерными сферами.

Если допустить образование островных вселенных в сжимающейся части пространства-времени, они бы сталкивались и сливались. Острова тогда быстро заполнили бы все пространство, ложный вакуум полностью исчез, а Вселенная продолжила бы коллапсировать вплоть до большого сжатия. Таким образом, инфляцию нельзя бесконечно продолжить в прошлое. У нее должно быть какое-то начало.

Следует, однако, иметь в виду, что данный вывод основан на максимально упрощенной модели инфляции, в которой рассматривается однородная и изотропная вселенная. В действительности Вселенная на масштабах, значительно превышающих со временный горизонт, может быть очень неоднородной и анизотропной. Не окажется ли так, что фаза сжатия пространства де Ситтера есть побочный эффект наших упрощений? Нельзя ли в пространстве-времени более общего вида обойтись без начала?

За пределами неразумных сомнений

Эти сомнения удалось рассеять лишь недавно в статье, которую я написал в соавторстве с Эрвиндом Бордом (Arvind Borde) из Саутгемптонского колледжа и Аланом Гутом. Теорема, доказанная в этой статье, на удивление проста. Ее доказательство не выходит за рамки школьной математики, но для проблемы начала Вселенной она имеет важные следствия.

В статье мы исследовали, как выглядит расширяющаяся вселенная с точки зрения разных наблюдателей. Мы рассматривали воображаемых наблюдателей, движущихся сквозь вселенную под действием гравитации и инерции и регистрирующих, что они видят. Если вселенная не имеет начала, то истории всех таких наблюдателей должны уходить в бесконечное прошлое. Мы показали, что такое предположение приводит к противоречию.

Чтобы сделать разговор более конкретным, предположим, что в каждой галактике нашей области вселенной есть наблюдатель. Поскольку вселенная расширяется, каждый такой наблюдатель будет видеть, что остальные удаляются от него. В некоторых областях пространства и времени может не быть галактик, но мы все равно мысленно "рассеем" наблюдателей по всей вселенной таким образом, чтобы они удалялись друг от друга. [148] Будем называть этих наблюдателей "зрителями".

148

Существование такого класса наблюдателей может считаться определением расширяющейся вселенной.

Введем теперь другого наблюдателя, который движется относительно зрителей. Назовем его космическим путешественником. На протяжении целой вечности он летит по инерции, выключив двигатели своего космического корабля. Когда он пролетает мимо зрителей, те регистрируют его скорость.

Поскольку наблюдатели разлетаются, скорость космического путешественника относительно каждого следующего зрителя будет меньше, чем относительно предыдущего. Предположим, например, что путешественник только что пронесся мимо Земли со скоростью 100 000 километров в секунду и сейчас движется в направлении далекой галактики примерно в миллиарде световых лет от нас. Эта галактика улетает от нас со скоростью 20 000километров в секунду, так что, когда путешественник доберется до нее, тамошние наблюдатели увидят, что он движется со скоростью 80 000 километров в секунду. Если в будущем скорость космического путешественника относительно зрителей становится все меньше и меньше, это значит, что по мере углубления в историю его скорость должна становиться все больше и больше. В пределе она должна стать сколь угодно близкой к скорости света.

Ключевая идея нашей с Бордом и Гутом статьи состоит в том, что по мере движения назад, к бесконечному прошлому, время, прошедшее по часам космического путешественника, остается конечным. Все дело в том, что, согласно эйнштейновской теории относительности, движущиеся часы замедляются, и чем ближе вы к скорости света, тем медленнее они идут. Чем дальше мы уходим назад во времени, тем ближе космический путешественник к скорости света, а его часы практически замирают. Так это выглядит для зрителей. Но сам космический путешественник не замечает ничего необычного. То, что кажется зрителям застывшим мгновением, растянувшимся на целую вечность, для него — обычный момент времени, которому предшествуют другие моменты. Как и истории зрителей, история космического путешественника должна продолжаться в бесконечное прошлое.

Сам факт конечности времени, прошедшего по часам космического путешественника, указывает на то, что мы имеем дело с неполной его историей. Это означает, что часть прошлой истории вселенной отсутствует; она не включена в нашу модель. Таким образом, предположение, что все пространство-время можно покрыть расширяющейся пылью из наблюдателей, приводит к противоречию и поэтому не может быть истинным. [149]

Замечательная особенность этой теоремы — широта ее охвата. Мы не использовали никаких допущений о материальном наполнении вселенной. Мы даже не предполагали, что гравитация описывается уравнениями Эйнштейна. Так что, если потребуется внести изменения в теорию гравитации, наши выводы не изменятся. Единственное сделанное нами предположение состояло в том, что скорость расширения вселенной никогда не была ниже некоторого ненулевого значения — неважно, насколько малого. [150] Это предположение, очевидно, должно выполняться в инфлирующей ложном вакууме. Отсюда вытекает невозможность вечной в прошлом инфляции, не имеющей начала.

149

Этот метод доказательства неполноты пространства-времени путем демонстрации того, что определенные истории имеют конечную длительность в прошлом или будущем, восходит к работам Хокинга и Пенроуза 1960-70-х годов.

150

Один из способов обойти вывод данной теоремы — допустить, что по мере движения назад во времени темп расширения все замедляется и замедляется и в бесконечном прошлом вселенная становится статической. Но тогда вселенная должна была бы оставаться статической в течение бесконечного времени и достигла бы термодинамического равновесия.