I Сталкивающиеся вселенные

Может быть, и несколько преждевременно применять М-теорию к
серьезной космологии. Тем не менее физики попытались применить
«физику бран» для нового поворота в стандартном инфляционном
_s подходе ко Вселенной. Внимание привлекают три возможные космо-
логии.

Первая космология пытается ответить на вопрос: почему
мы живем в четырех пространственно-временных измерениях?
: В принципе, М-теория может быть сформулирована во всех изме-
5 рениях вплоть до одиннадцатого, а потому кажется загадочным, что
(Выделяются именно эти четыре измерения. Роберт Бранденбергер и
Кумрун Вафа выдвинули гипотезу о том, что причиной этого являет-
; ся геометрия струн.

Согласно предложенному ими сценарию, Вселенная зародилась
в идеально симметричном состоянии, при этом все дополнительные
измерения были свернуты, измеряясь в масштабах длины Планка,
i От расширения Вселенную сдерживали петли струн, плотно обмо-
танные вокруг различных измерений. Представьте себе спираль,
которая не может расшириться, потому что она плотно обмотана
струнами. Если струны каким-либо образом порвутся, то спираль
освободится и расширится.

В этих крошечных измерениях Вселенная не может расшириться
из-за обмотки струн и антиструн (грубо говоря, антиструны намо-
таны в противоположном направлении относительно струн). Если
струна и антиструна сталкиваются, то они могут аннигилировать
и исчезнуть, что похоже на развязывание узла. В очень больших из-
мерениях настолько «просторно», что струны и антиструны редко
сталкиваются и никогда не распутываются. Однако Бранденбергер и
Вафа показали, что в трех или менее пространственных измерениях
наиболее вероятен вариант событий, при котором струны и анти-
струны столкнутся. При таких столкновениях струны распутывают-
ся и измерения вырываются вовне, что и дает нам Большой Взрыв.

Привлекательной чертой такой картины является то, что топология
струн дает нам примерное объяснение, почему мы видим вокруг себя
четыре привычных измерения. Вселенные с дополнительными из-
мерениями возможны, но вероятность увидеть эти вселенные ниже,
поскольку они все еще плотно обмотаны струнами и антиструнами.

Но в М-теории существуют также и другие возможности. Если
вселенные могут откалываться или отпочковываться одна от другой,
что рождает новые вселенные, то, быть может, возможно и обратное:
вселенные могут сталкиваться. При этом в момент столкновения об-
разуются искры, дающие начало новым вселенным. Согласно такому
сценарию, возможно, что Большой Взрыв произошел при столкно-
вении двух параллельных вселенных-бран, а не при отпочковании от
другой вселенной.

Эта вторая теория была предложена физиками Полом Щтайн-
хардтом из Принстона, Бертом Оврутом из Пенсильвании и
Нилом Туроком из Кембриджского университета, которые создали
«экпиротическую» (что по-гречески означает «столкновение»)
Вселенную и включили в нее оригинальные черты картины, пред-
лагаемой М-теорией. В такой Вселенной некоторые дополнительные
измерения могли быть большими и даже бесконечными по размеру.
Они начинаются с двух плоских однородных и параллельных три-
бран, которые представляют состояние низкой энергии. Изначально
они зародились как пустые холодные вселенные, но гравитационное
взаимодействие постепенно подтягивает их ближе и ближе друг к
другу. В конце концов они сталкиваются, и невероятная кинетиче-
ская энергия столкновения конвертируется в вещество и излучение,
наполняющие нашу Вселенную. Некоторые называют эту теорию
не теорией Большого Взрыва, а теорией «Большого Хлопка (или
Схлопывания)», поскольку сценарий предполагает столкновение
(«схлопывание») двухбран.

Сила взрыва разбрасывает вселенные в стороны. Отделяясь друг
от друга, эти две мембраны стремительно остывают и дают нам ту
самую Вселенную, что мы видим сегодня. Остывание и расширение
продолжаются триллионы лет, до тех пор, пока температура вселен-
ных не достигнет температуры абсолютного нуля, а их плотность не
составит один электрон на квадриллион кубических световых лет
космоса. В сущности, Вселенная становится пустой и инертной. Но

кила гравитации продолжает свое действие — она привлекает две
Ьембраны друг к другу до тех пор, пока, спустя еще триллионы лет,
■Ежи не столкнутся вновь, и этот цикл повторяется снова й снова.
mi Этот новый сценарий может добавить новые преимущества
|шфляции (плоскость, однородность). Он разрешает вопрос о том,
почему Вселенная такая плоская — потому что с самого начала обе
браны были плоскими. Такая модель также объясняет проблему
горизонта, то есть факт, что Вселенная видится такой однородной,
куда бы мы ни взглянули. Это происходит потому, что мембране тре-
буется много времени, чтобы медленно прийти в состояние равно-
; весия. Таким образом, в то время как инфляция объясняет проблему
горизонта тем, что Вселенная внезапно расширяется, этот сценарий
решает проблему горизонта от противного — при помощи предпо-
ложения о том, что в своем медленном движении Вселенная стремит-
ся к равновесию.

i (Это также означает, что в гиперпространстве возможно суще-
ствование других мембран, которые в будущем могут столкнуться
с нашей, создавая тем самым еще один Большой Хлопок. Учитывая
рот факт, что наша Вселенная ускоряется, еще одно столкновение,
I в сущности, весьма вероятно. Штайнхардт добавляет: «Возможно,
ускорение расширения Вселенной является предвестником такого
I столкновения. Это не самая приятная мысль».)

Любой сценарий, который резко расходится с общепринятой ин-
фляционной теорией, неизбежно приводит к жарким дебатам. В те-
$ чение недели после помещения данной работав Сети АндрейЛинде,
j его жена Рената Каллош (которая занимается теорией струн) и Лев

> Кофман из Университета Торонто написали критический отзыв по
: поводу этого сценария. Линде раскритиковал эту модель потому,
^; что нечто столь катастрофичное, как столкновение двух вселенных,

могло бы создать сингулярность, где температуры и плотности стре-

> мятся к бесконечности. «Подобным образом можно бросить стул в
* черную дыру, которая испарит частицы стула, а затем сказать, что в
; ней каким-то образом сохраняется форма стула», — выразил свой

протест Линде.

Штайнхардт ответил: «То, что выглядит как сингулярность в че-
. тырех измерениях, может вовсе не являться ею в пяти измерениях...
'■ Когда браны сталкиваются, пятое измерение временно исчезает, но

сами браны не исчезают. Поэтому плотность и температура не воз-
растают до бесконечности, а время не нарушает свойход. Хотя общая
теория относительности здесь просто бесится, струнная теория
ведет себя нормально. И то, что когда-то выглядело катастрофой для
этой модели, теперь кажется поправимым».

На стороне Штайнхардта мощь М-теории, которая, как известно,
исключает сингулярности. В сущности, именно поэтому физикам-
теоретикам для начала необходима квантовая теория гравитации,
чтобы исключить все бесконечности. Однако Линде указывает на
концептуально слабое место этой картины, а именно заявление о
том, что в самом начале браны существовали в плоском однородном
состоянии. «Если начинать с совершенства, то возможно объяснить
то, что вы видите... но вы до сих пор не ответили на вопрос: почему
вселенная должна родиться совершенной?» — возражает Линде.
Штайнхардт отвечает: «Плоское плюс плоское дает в сумме пло-
ское». Иными словами, необходимо допустить, что мембраны роди-
лись в состоянии самой низкой энергии — будучи плоскими.

И наконец, существует еще одна возможная теория космоло-
гии, задействующая струнную теорию. Это теория событий, про-
исшедших до Большого Взрыва, которая принадлежит Габриэлю
Венециано, тому самому физику, который помог заложить основы
этой теории в 1968 году. Согласно его теории, Вселенная зародилась
как черная дыра. Если мы хотим знать, на что похожа черная дыра из-
нутри, то нам всего лишь надо оглянуться назад.

Согласно этой теории, в действительности Вселенная бесконечно
стара. Зародилась она в далеком прошлом и была почти пустой и хо-
лодной. Гравитационное взаимодействие начало подтягивать комки
вещества друг к другу по всей Вселенной. Постепенно эти скопления
стали настолько плотными, что превратились в черные дыры. Вокруг
каждой черной дыры начал формироваться горизонт событий,
прочно отделяя все, лежащее за горизонтом событий, от того, что на-
ходилось в его пределах. Внутри каждого такого горизонта событий
вещество продолжало сжиматься под действием силы гравитации
до тех пор, пока в конце концов черная дыра не достигла размеров
длины Планка.

В этот момент вступает струнная теория. Длина Планка является
минимальным расстоянием, допустимым в струнной теории. Затем

Ш черной дыре начинается обратный процесс: происходит огром-
ный взрыв, который и является Большим Взрывом. Поскольку этот
рроцесс может неоднократно происходить во всей Вселенной, это
■означает, что могут существовать и другие далекие черные дыры/
рселенные.

i (Мысль о том, что наша Вселенная может быть черной дырой, не
Настолько притянута за уши, как это может показаться. Интуитивно
мы понимаем, что черная дыра должна быть чрезвычайно плотной и
©бладать невероятным разрушающим гравитационным полем, но так
•случается не всегда. Размер горизонта событий черной дыры пропор-
|щонален ее массе. Чем более массивна черная дыра, тем больше ее
Ичэризонт событий. Но больший горизонт событий означает, что ве-
щество распределено в большем объеме. В результате в действитель-
ности плотность уменьшается по мере того, как возрастает масса.
^ сущности, если бы черная дыра обладала массой нашей Вселенной,
то ее размер примерно соответствовал бы размеру нашей Вселенной,
% плотность ее была бы заметно ниже, чем в нашей Вселенной.)

Однако некоторых астрофизиков не впечатляет применение
^струнной теории и М-теории к космологии. Джоэл Примак из
Калифорнийского университета в Санта-Крусе дает более суровую
^оценку событий: «Я думаю, что глупо всерьез заниматься всем этим.
'Идеи, предлагаемые в этих работах, в принципе не подлежат про-
верке». Только время покажет, прав ли Примак, но поскольку темпы
^развития струнной теории увеличиваются, вскоре мы можем найти
^решение этой проблемы, а прийти оно может с наших космических
спутников. Как мы увидим в главе 9, к 2020 году планируется отправ-
йса в открытый космос нового поколения детекторов гравитацион-
?ных волн, таких, как LISA (космическая лазерная антенна-интерфе-
рометр). Именно эти детекторы дадут нам возможность отбросить
*или подтвердить некоторые из этих теорий. Если права, к примеру,
инфляционная теория, то LISA должна уловить сильнейшие гравита-
ционные волны, образовавшиеся в ходе первоначального процесса
^: расширения. Однако экпиротическая Вселенная прогнозирует
медленное столкновение вселенных и, следовательно, гораздо более
^s мягкие волны. LISA должна экспериментально опровергнуть одну из
этих теорий. Иными словами, в гравитационных волнах, образовав-
шихся при изначальном Большом Взрыве, закодированы данные, не-

обходимые для определения того, какой сценарий является верным.
LISA может впервые представить основательные эксперименталь-
ные результаты, касающиеся теории инфляции, струнной теории и
М-теории.

Дата добавления: 2015-07-20