Ткань космоса. Пространство, время и текстура реальности

Эти рисунки ярко показывают, как свет из космоса может быть использован в качестве хранилища космического времени. Когда мы смотрим на галактику Андромеды, свет, который мы получаем, был испущен примерно 2 млн лет назад, так что мы видим её такой, какой она была в далёком прошлом. Когда мы смотрим на скопление галактик Волосы Вероники, свет, который мы получаем, был испущен около 300 млн лет назад, и поэтому мы видим скопление галактик Волосы Вероники таким, каким оно было в ещё более ранние эпохи. Если прямо сейчас все звёзды во всех галактиках этого скопления взорвутся как сверхновые, мы всё ещё будем наблюдать всё тот же невозмущённый образ скопления галактик Волосы Вероники, и это будет продолжаться ещё 300 млн лет; только тогда свет от взорвавшихся звёзд достигнет нас. Аналогично, астроном в скоплении Волосы Вероники, который в нашем текущем слое настоящего направил сверхмощный телескоп по направлению к Земле, будет видеть изобилие папоротников, членистоногих и ранних рептилий; он не увидит Великую китайскую стену или Эйфелеву башню ещё почти 300 млн лет. Конечно, этот астроном, хорошо разбирающийся в основах космологии, понимает, что он видит свет, испущенный из давнего прошлого Земли, и, разрезая свою собственную космическую пространственно-временную буханку, будет относить ранние земные бактерии к своей соответствующей эпохе, своему соответствующему выбору временного сечения.

Всё это подразумевает, что мы, как и астроном из скопления галактик Волосы Вероники, двигаемся только с космическим потоком, связанным с расширением пространства, поскольку это гарантирует, что его сечения пространственно-временного блока соответствуют нашим, — это гарантирует, что его списки настоящего согласуются с нашими списками настоящего. Однако если он нарушит стройность рядов и станет быстро двигаться через пространство в дополнение к космическому потоку, его временные слои будут наклонены по отношению к нашим, как на рис. 8.9. В этом случае, как и в случае с Чуви в главе 5, настоящее этого астронома будет соответствовать тому, что мы рассматриваем как будущее или как прошлое (в зависимости от того, направлено ли дополнительное движение к нам или от нас). Нужно отметить, что его временные слои больше не будут пространственно однородными. Каждый наклонённый слой на рис. 8.9 пересекает Вселенную в ряде различных эпох, так что эти сечения далеки от однородности. Это существенно усложняет описание космической истории, вот из-за чего физики и астрономы, как правило, не рассматривают такие точки зрения. Обычно же рассматривают точку зрения наблюдателей, которые двигаются только с космическим потоком, поскольку это даёт однородные сечения, — но, строго говоря, каждая точка зрения применима так же, как и любая другая.

Рис. 8.9.Временное сечение наблюдателя, обладающего существенным дополнительным движением по отношению к космическому потоку, связанному с расширением пространства

По мере того как мы смотрим всё левее вдоль космической пространственно-временной буханки, Вселенная становится всё меньше и плотнее. И точно так же, как велосипедная камера становится горячее и горячее, когда вы накачиваете в неё всё больше и больше воздуха, Вселенная становится всё горячее и горячее по мере того как материя и излучение всё больше и больше сжимаются за счёт сжатия пространства. Если мы вернёмся к одной десятимиллионной доле секунды после начала, Вселенная будет столь плотна и столь горяча, что обычная материя распадётся на первичную плазму из элементарных составляющих природы. И если мы продолжим наше путешествие назад, прямо к моменту вблизи самого «нуля» времени — времени Большого взрыва, — вся известная Вселенная сожмётся до размера, по сравнению с которым точка в конце этого предложения выглядит гигантской. [59] Плотности были настолько велики, а условия настолько экстремальны, что самые утончённые физические теории, которыми мы сегодня располагаем, не дают понимания протекавших процессов. По причинам, которые будут постепенно становиться более ясными, успешно работающие законы физики, открытые в двадцатом столетии, перестают действовать в таких экстремальных условиях, оставляя нас без руководства для понимания начала времени. Мы вскоре увидим, что недавние исследования дают надежду, но пока мы осознаём неполноту нашего понимания того, что происходило в начале, при приближении к размытому пятну на левом краю космической пространственно-временной буханки, — это наша версия terra incognitaна картах прошлого. В качестве заключительного штриха мы даём рис. 8.10, как иллюстрирующий космическую историю несколькими широкими мазками.

59

Уже здесь имеет смысл подчеркнуть, что речь идёт об известнойВселенной (точнее, находящейся сейчас внутри нашего космологического горизонта). Отсюда вовсе не следует, что вообще всяВселенная (включая её часть за пределами горизонта) тоже сожмётся до размеров точки. Более того, если Вселенная бесконечная и плоская сейчас, то она вполне могла быть бесконечной и плоской уже в момент Большого взрыва. Автор коснётся этих вопросов чуть ниже. (Прим. ред.)

Рис. 8.10.Космическая история — пространственно-временная «буханка» — для плоской Вселенной, имеющей конечную пространственную протяжённость. Размытое изображение наверху обозначает недостаток наших знаний о начале Вселенной

Альтернативные формы

До сих пор мы считали, что пространство имеет форму, подобную экрану видеоигры, но имеются и другие возможности. Например, если наблюдения, в конце концов, покажут, что пространство имеет сферическую форму, тогда по мере того как мы продвигаемся всё дальше назад во времени, размер сферы становится всё меньше, Вселенная становится всё горячее и плотнее, и при нулевом времени мы столкнёмся с некоторой разновидностью начала типа Большого взрыва. Нарисовать картинку, аналогичную рис. 8.10, проблематично, поскольку сферы трудно сложить в стопку одна к другой (вы можете, например, представить «сферический батон», в котором каждое сечение является сферой, окружающей предыдущую), но если отбросить графические трудности, физика в основном та же самая.

Случаи бесконечного плоского пространства и бесконечного седловидного пространства также обладают многими одинаковыми особенностями вместе с двумя уже обсуждавшимися формами, но в одном они существенно отличаются. Посмотрим на рис. 8.11, на котором временные слои представляют плоское пространство, которое бесконечно протяжённо (конечно, мы можем показать только его часть). Когда вы смотрите всё дальше вглубь времени, пространство сжимается; по мере того как вы продвигаетесь в прошлое на рис. 8.11 б, галактики становятся всё ближе и ближе друг к другу. Однако общий размер пространства остаётся неизменным. Почему? Дело в том, что бесконечность — забавная вещь. Если пространство бесконечно, и вы сокращаете все расстояния в два раза, размер пространства становится равным половине от бесконечности, и это всё ещё бесконечность. Так что хотя, по мере того как вы уходите всё дальше в прошлое, вещи сближаются друг с другом и плотности становятся всё выше, но общий размер Вселенной остаётся бесконечным; плотность растёт везде на протяжении всего бесконечного пространства. Это даёт весьма отличающуюся картину Большого взрыва.

Рис. 8.11.( а) Схематическое изображение бесконечного пространства, заполненного галактиками. ( б) Пространство всё более сжимается по мере перехода к более ранним временам, так что галактики становятся всё ближе друг к другу и всё более плотно упакованными, — но общий размер бесконечного пространства остаётся бесконечным. Наше неведение относительно того, что происходило в самые ранние времена, опять обозначено размытостью, но здесь размытость распространена по всей бесконечной протяжённости пространства

Обычно мы считаем, что Вселенная начинается с точки, примерно как на рис. 8.10, когда внешнее пространство или время отсутствуют. Затем, в результате некоторого взрыва, пространство и время развёртываются из своей сжатой формы, и расширяющаяся Вселенная начинает полёт. Но если Вселенная пространственно бесконечна, значит, в момент Большого взрыва уже имеется бесконечная протяжённость пространства. В этот начальный момент возникает огромная плотность энергии и достигаются несравнимые ни с чем температуры, однако эти экстремальные условия существуют везде, а не только в одной отдельной точке. В таком случае Большой взрыв не имеет места в одной точке; напротив, Большой взрыв происходит вездена бесконечности. По сравнению с обычным началом в точке, это похоже на множество Больших взрывов в каждой точке бесконечной пространственной протяжённости. После Взрыва пространство расширялось, но его общий размер не возрастал, поскольку нечто, уже бесконечное, не может стать ещё больше. Что возрастало, так это расстояния между объектами вроде галактик (как только они сформировались), как вы можете проследить слева направо на рис. 8.11 б. Наблюдатель вроде вас или меня, посмотрев наружу из одной галактики или из другой, увидит все окружающие галактики разбегающимися прочь, точно так, как это и обнаружил Хаббл.

Обратите внимание, что этот пример бесконечного плоского пространства далеко не чисто академический. Мы увидим, что имеются веские основания считать общую форму пространства не искривлённой, а поскольку до сих пор нет оснований считать, что пространство имеет форму экрана видеоигры, плоская бесконечно большая пространственная форма является главным претендентом на роль крупномасштабной структуры пространства-времени.

Космология и симметрия

Симметрийный подход был явно необходим для разработки современной космологической теории. Понятие времени, его применимость ко Вселенной как целому, общая форма пространства и даже лежащая в основе общая теория относительности — все они опираются на фундамент симметрии. Несмотря на это, идеи симметрии связаны с эволюционирующим космосом ещё одним способом. В ходе истории Вселенной её температура изменялась в огромном диапазоне от нескольких невыносимо горячих моментов сразу после Взрыва до нескольких градусов выше абсолютного нуля в глубоком космосе сегодня. И, как мы увидим в следующей главе, вследствие критической взаимосвязи между симметрией и теплом то, что мы видим сегодня, является, судя по всему, холодным остатком намного более богатой симметрии, которая формировала раннюю Вселенную и предопределила некоторые из самых привычных и существенных особенностей космоса.

Глава 9. Испарение вакуума Теплота, ничто и объединение

В течение 95% истории Вселенной космический корреспондент, интересующийся общей, нарисованной широкими мазками формой Вселенной, сообщал бы одно и то же: Вселенная продолжает расширяться. Материя продолжает рассеиваться вследствие расширения. Плотность Вселенной продолжает уменьшаться. Температура продолжает падать. В самых больших масштабах Вселенная сохраняет симметричный однородный вид.Но не всегда можно было описывать космос так легко. Самые ранние этапы потребовали бы чрезвычайно интенсивного репортажа, поскольку в те начальные моменты времени Вселенная испытывала быстрые изменения. Теперь мы знаем — то, что происходило тогда, сыграло определяющую роль в том, что мы наблюдаем сегодня.

В этой главе мы сфокусируемся на критических моментах в первые доли секунды после Большого взрыва, когда, как мы думаем, количество симметрии, заключённой во Вселенной, неожиданно менялось, причём с каждым изменением начинались совершенно различные эпохи в космической истории. В то время как сейчас корреспондент может неспешно передавать несколько одинаковых строчек каждые несколько миллиардов лет, в те ранние моменты быстрых изменений симметрии его работа должна была быть значительно более напряжённой, поскольку основная структура материи и сил, отвечающих за её поведение, была совершенно необычной. Причина связана с взаимосвязью между теплотойи симметриейи требует полного переосмысления понятия пустого пространства и понятия «ничто». Как мы увидим, такое переосмысление не только существенно обогащает наше понимание Вселенной в первые моменты, но и подводит на шаг ближе к осуществлению мечты, которая восходит к Ньютону, Максвеллу и в особенности к Эйнштейну, — мечты об унификации. Также важно, что эти разработки знаменуют начало нового, самого современного этапа космологических исследований — инфляционной космологии, подхода, который даёт ответы на некоторые наиболее животрепещущие вопросы и наиболее трудные загадки, по поводу которых стандартная модель Большого взрыва молчит.