Ты – Космос. Как открыть в себе вселенную и почему это важно - Минас Кафатос

Добавочная тайна: плоскостность

Тонкая настройка, представленная в виде констант, выглядит математической абстракцией. Но, как и в каждой космической загадке, вокруг нас есть видимые доказательства в физической форме. Наглядный пример этого – так называемая проблема плоскостности, добавочная тайна, усложняющая главную: тайну тонкой настройки. Приблизившись как можно более вплотную к началу творения, достигла больших успехов модель космической инфляции, рассмотренная в предыдущей главе. Общепринятая версия этой модели была разработана молодым американским физиком-теоретиком Аланом Гутом в Корнелле в 1979 году и опубликована в 1981 году. По мнению Гута, Вселенная начала расширяться не в самый момент Большого взрыва, но доли секунды спустя.

Доказательство того, что ранняя Вселенная развивалась с поразительной скоростью, опирается на различные «улики». Первая – почти полное единообразие излучения, возникшего во время Большого взрыва и распространяющегося по Вселенной до сих пор. Вторая – то, что космос почти плоский. «Плоскостность» – это научный термин из области физики, относящийся к искривлению Вселенной и распределению материи и энергии в ней. Ньютон разработал теорию гравитации, определив ее как единственную силу, через призму которой ее можно рассматривать. Разработанная Эйнштейном общая теория относительности описывает гравитацию в терминах трехмерной геометрии, так что более сильные или более слабые гравитационные эффекты можно изобразить как искривления в пространстве. Чем больше массы и энергии, тем больше кривизна.

Искривление возможно в обе стороны: сближением кривых, порождающим сферу наподобие баскетбольного мяча, или их расхождением, когда поверхность подобна лошадиному седлу. Физика называет это положительной и отрицательной кривизной соответственно. «Мяч» и «седло» могут быть смоделированы как двумерные поверхности, но кривизна трехмерного пространства гораздо сложнее (например, у шара есть внутренняя и внешняя стороны, а у Вселенной – нет). Общая теория относительности позволяет вычислить, сколько массы и энергии в данном пространстве заставит его искривляться так или иначе. Если бы критические значения оказались превышены, Вселенная свернулась бы в шар, который сжался бы до точки и исчез, или, напротив, бесконечно расширялся бы наружу. Средняя концентрация массы и энергии должна была максимально приблизиться к этой критической величине, чтобы создать Вселенную, которую мы видим, где пространство плоское.

Поскольку младенческая Вселенная была почти бесконечно плотной, ее расширение могло только уменьшить плотность – как ириска, которая, если ее растягивать, становится только тоньше. В нынешней Вселенной плотность массы-энергии на единицу пространства достаточно низка – примерно 6 атомов водорода на кубический метр пространства. В целом нынешняя Вселенная выглядит довольно плоской.

Но есть загвоздка. Уравнения общей теории относительности говорят нам, что, если критическое значение когда-либо действительно колебалось, пусть и немного, эффект этого в ранней Вселенной невероятно возрос бы, и очень быстро. Ясно, что младенческая Вселенная была близка к критическому значению, и это было удачно для того, чтобы Вселенная была такой, как сейчас, а не седловидной или самоколлапсирующей. Но расчеты показывают, что значение, когда Вселенная была юной, не могло отклониться более чем на одну квадриллионную (квадриллион – это единица с 15 нулями). Как возможна настолько ошеломляющая точность?

Решение Алана Гута, принятое как часть стандартной модели, состояло в том, чтобы ввести понятие инфлатонного поля, имеющего определенную плотность, которая никогда не изменяется, в отличие от возникшей из поля Вселенной, плотность которой изменяется по мере ее расширения. (Продолжая грубую аналогию с ириской, кусок ее может быть очень тонким, но сладким он будет всегда.) По сути, поле напоминает сетку, которая поддерживала устойчивость младенческой Вселенной даже в экстремальных, почти хаотических условиях. В результате сегодня мы видим «почти плоским» все, что наблюдаем. (Примечание: в статье того же периода по смежной теме Гут дал основанное на поле решение другой головоломки, известной как проблема горизонта и связанной с обнаруженной однородностью температур во Вселенной. Не будем здесь вдаваться в проблему горизонта: проблема плоскостности иллюстрирует тонкую настройку достаточно ярко.)

Конец ознакомительного фрагмента.

Сноски

1

Обычно теорию Эйнштейна называют теорией относительности, но Эйнштейн представил свою революционную идею в два этапа: «Специальная теория относительности» (1905) и «Общая теория относительности» (1915).