Неприятности с физикой: взлёт теории струн, упадок науки и что за этим следует

Теория также предсказывает флуктуации космического микроволнового фона, которые гипотетически являются следом квантовых эффектов во время периода инфляции. Принцип неопределённости предполагает, что поля, представлявшие основную энергию вселенной во время инфляции, флуктуировали, и эти флуктуации отпечатались в геометрии пространства. Так как вселенная расширялась экспоненциально, они сохранились, вызвав флуктуации в температуре излучения, возникшие, когда вселенная стала прозрачной.

Инфляция уверенно производит гигантский регион вселенной с относительно однородными свойствами. Это регион мыслится на много порядков величины большим, чем наблюдаемая область, вследствие простых рассуждений о масштабах. Если бы инфляция остановилась точно в точке, где был создан регион размером с наблюдаемую нами сегодня область, должен был бы быть некоторый параметр в физике инфляции, который выбрал бы специальное время для остановки, которое точно оказалось нашей эрой. Но это кажется невероятным, поскольку инфляция имела место, когда вселенная имела температуру на десять в двадцатой степени порядков величины больше, чем центр самой горячей звезды сегодня; таким образом, управляющие ей законы должны быть особыми законами, которые доминируют в физике только в таких экстремальных условиях. Имеется много гипотез о законах, которые управляют инфляцией, но ни одна из них не говорит ничего о временном масштабе в 10 миллиардов лет. Другим способом определить это является то, что, кажется, нет способа для сегодняшней величины космологической константы как-то повлиять на физику, которая вызывала инфляцию.

Таким образом, если инфляция производит однородную вселенную на масштабе, который мы наблюдаем, она, вероятно, произведёт вселенную, которая однородна при намного больших масштабах. Всё это подразумевает, что картина произведённых инфляцией флуктуаций должна продолжаться и продолжаться, независимо от того, насколько далеко вы заглядываете. Если бы вы смогли заглянуть за пределы существующего размера наблюдаемой вселенной, вы должны были бы продолжать видеть малые флуктуации в космическом микроволновом фоне. Вместо этого, данные подсказывают, что флуктуации могут прекратиться на масштабе больше R.

На самом деле, когда космологи исследовали крупномасштабные моды в микроволновом фоне, они нашли много головоломок. Предметом веры среди космологов является то, что на самых больших масштабах вселенная должна быть симметрична — то есть, любое заданное направление должно выглядеть как любое другое. Это не то, что наблюдается. Излучение на этих крупномасштабных модах не симметрично; имеется предпочтительное направление. (Оно было названо «осью зла» космологами Кэт Лэнд и Жоао Магуэйджо [78] .) Никто не имеет никакого рационального объяснения этому эффекту.

78

K. Land and J. Magueijo, «Examination of Evidence for a Preferred Axis in the Cosmic Radiation Anisotropy,» <Исследование свидетельств выделенной оси в анизотропии космической радиации>, Phys. Rev. Lett., 95: 071301 (2005).

Эти наблюдения вызывают споры, поскольку они сильно не согласуются с тем, что мы ожидали бы на основании инфляции. Поскольку инфляция объясняет в космологии очень много, многие благоразумные учёные подозревают, что имеется что-то неправильное в микроволновых данных. На самом деле, всегда может быть, что данные просто ошибочны. К данным применяются многочисленные тонкие способы анализа, прежде чем они представляются публике. Одной из сделанных вещей является выделение излучения, о котором известно, что оно идёт от галактики, в которой мы живём. Это могло быть сделано некорректно, но некоторые эксперты, близко знакомые с деталями того, как анализировались данные, уверены, что всё правильно. Другая возможность, как отмечалось, заключается в том, что наши наблюдения являются просто статистическими аномалиями. Осцилляции на длине волны масштаба R занимают гигантскую часть неба — около 60 градусов; следовательно, мы видим только несколько длин волн, и имеются только несколько точек данных, поэтому то, что мы видим, может быть просто хаотической статистической флуктуацией. Возможность подтверждения, что преимущественное направление является статистической аномалией, оценивается меньше чем 1 часть на 1000 [79] . Но легче поверить в эту маловероятную неудачу, чем поверить, что предсказания инфляции разрушены.

79

K. Land and J. Magueijo, «Examination of Evidence for a Preferred Axis in the Cosmic Radiation Anisotropy,» <Исследование свидетельств выделенной оси в анизотропии космической радиации>, Phys. Rev. Lett., 95: 071301 (2005).

Эти проблемы в настоящее время не решены. На данный момент достаточно сказать, что мы искали странную физику на масштабе R и нашли её.

Имеются ли какие-нибудь другие явления, связанные с этим масштабом? Мы можем объединить R с другими константами природы, чтобы посмотреть, что происходит на масштабах, определяемых получившимся в итоге числом. Позвольте мне предложить пример. Рассмотрим R, делённое на скорость света: R/c. Это даёт нам время, а время грубо даёт нам существующий возраст нашей вселенной. Обратная величина, c/R, даёт нам частоту — очень низкий тон, одно колебание за время жизни вселенной.

Следующая простейшая вещь для попыток есть c²/R. Она оказывается ускорением. Фактически, это ускорение, с которым возрастает темп расширения вселенной — то есть, ускорение, производимое космологической константой. Однако, по сравнению с обычными масштабами, это очень малое ускорение: 10^{– 8} сантиметров в секунду за секунду. Представим себе жука, ползущего по полу. Ему удастся проделать, возможно, 10 сантиметров в секунду. Если жук удвоит свою скорость за время жизни собаки, он будет ускоряться примерно с темпом c²/R, на самом деле очень маленькое ускорение.

Но предположим, что имеется новое универсальное явление, которое объясняет величину космологической константы. Только из того факта, что масштаб велик, это новое явление должно будет также влиять на любой другой вид движения с ускорением такой же малости. Так что всегда, когда мы можем наблюдать нечто, двигающееся с таким малым ускорением, мы должны ожидать увидеть что-то новое. Теперь игра начинает быть интересной. Мы знаем вещи, которые ускоряются с указанной медленностью. Одним из примеров является типичная звезда, вращающаяся в типичной галактике. Галактики, вращающиеся вокруг других галактик, ускоряются даже ещё медленнее. Итак, видим ли мы какое-нибудь отличие в орбитах звёзд с ускорением этой малости по сравнению с орбитами звёзд с большими ускорениями? Ответ: да, мы видим, и отличие разительное. Это проблема тёмной материи.

Как мы обсуждали в главе 1, астрономы открыли проблему тёмной материи путём измерения ускорений звёзд на орбитах вокруг центра их галактик. Проблема возникла потому, что, получив измеренные ускорения, астрономы смогли вывести распределения галактической материи. В большинстве галактик этот результат оказался не согласующимся с непосредственно наблюдаемой материей.

Теперь я могу сказать немного больше о том, как возникает такое рассогласование. (С целью упрощения я ограничиваю обсуждение спиральными галактиками, в которых большинство звёзд двигаются по круговым орбитам в диске.) В каждой галактике, где была найдена проблема, она оказывала влияние только на звёзды, двигающиеся снаружи определённой орбиты. Внутри этой орбиты проблем нет — ускорения таковы, какие и должны быть, если они вызываются видимой материей. Так что кажется, что имеется область внутри галактики, в пределах которой работают законы Ньютона и где не нужна тёмная материя. Вне этой области вещи приобретают беспорядок.

Ключевой вопрос таков: где располагается специальная орбита, разделяющая две области? Мы можем предположить, что она появляется на особом расстоянии от центра галактики. Это естественная гипотеза, но она не верна: не проходит ли разделяющая линия по определённой плотности звёзд или их излучения? Ответ опять: нет. Что кажется определяющим разделительную линию, это, что удивительно, темп самого ускорения. Когда что-то удаляется от центра галактики, ускорения уменьшаются, и тут оказывается критический темп, который отмечает нарушение ньютоновского закона гравитации. Как только ускорение звёзды превысит эту критическую величину, ньютоновский закон кажется работающим, и наблюдается предсказанное ускорение. В этих случаях не нужно постулировать никакой тёмной материи. Но когда наблюдаемое ускорение меньше, чем критическая величина, оно больше не согласуется с предсказанием закона Ньютона.

Что это за специальное ускорение? Оно измерено и равно 1,2•10^{– 8} сантиметров в секунду за секунду. Это близко к c²/R, величине ускорения, произведённого космологической константой!

Этот выдающийся поворот в истории тёмной материи был открыт в начале 1980-х израильским физиком Мордехаем Милгромом. Он опубликовал свои изыскания в 1983 году, но долгие годы они почти совершенно игнорировались [80] . Однако, когда были получены более точные данные, стало ясно, что его наблюдение было правильным. Масштаб c²/R характеризует ускорения, где закон Ньютона нарушается для галактик. Это сейчас называется астрономами законом Милгрома.

80

M. Milgrom, «A Modification of the Newtonian Dynamics as a Possible Alternative to the Hidden Mass Hypothesis,» <Модификация ньютоновской динамики как возможная альтернатива гипотезе скрытой массы>, Astrophys. Jour., 270(2): 265-89 (1983).

Я хочу, чтобы вы поняли, насколько таинственным является это наблюдение. Масштаб R есть масштаб всей наблюдаемой вселенной, который в чудовищное количество раз больше, чем размер любой индивидуальной галактики. Ускорение c²/R возникает на космологическом масштабе; как отмечалось, это темп, с которым ускоряется расширение вселенной. Нет очевидных причин, по которым этот масштаб вообще играет какую-либо роль в динамике индивидуальной галактики. К осознанию, что это происходит, нас подтолкнули данные. Я вспоминаю своё изумление, когда я впервые узнал об этом. Я был шокирован и возбуждён. Я гулял около часа в удивлении, бормоча бессвязные ругательства. Наконец-то! Возможная подсказка из эксперимента, что в мире имеется намного больше, чем мы, теоретики, представляем!