Стандартная космологическая модель
На протяжении многих веков истории человечества люди стремились постичь тайну происхождения Вселенной. Возможно, это единственный вопрос, для которого не существует ни культурных, ни временных границ, вдохновляющий фантазии наших первобытных предков и побуждающий современных учёных заниматься космологией. В его основе — жажда всех людей понять, почему существует Вселенная, как она приняла свой современный облик, какие принципы движут её эволюцией. Поразительно, что сегодня человечество вступило в ту стадию развития, на которой начинает вырисовываться схема, в рамках которой на некоторые вопросы можно будет дать научный ответ.
Согласно общепринятой сегодня теории, в первые моменты эволюции Вселенная находилась в экстремальных условиях огромных энергий, температур и плотностей. Сейчас ясно, что для описания таких условий требуется и общая теория относительности, и квантовая теория, поэтому проблема возникновения Вселенной является хорошим полигоном для применения идей теории суперструн. Вскоре мы рассмотрим эти новые применения, но сначала обсудим космологическую теорию, существовавшую до открытия теории струн, так называемую стандартную космологическую модель.
Современная теория сотворения мира возникла примерно через пятнадцать лет после создания Эйнштейном общей теории относительности. Хотя сам Эйнштейн отказался посмотреть правде в глаза и признать, что из его теории следует невозможность существования вечной и статической Вселенной, за него это сделал Александр Фридман. Как обсуждалось в главе 3, Фридман нашёл так называемое решение Большого взрыва для уравнений Эйнштейна, т. е. решение, в котором Вселенная развивается из начального состояния бесконечного сжатия и в настоящий момент находится в стадии расширения после этого исходного взрыва. Эйнштейн был так уверен в невозможности подобных меняющихся во времени решений его уравнений, что даже опубликовал короткую статью о якобы найденной им грубой ошибке в работе Фридмана. Однако примерно через восемь месяцев Фридману всё же удалось убедить Эйнштейна в том, что в действительности никакой ошибки не было; Эйнштейн публично, но кратко, снял свои возражения. Очевидно, однако, что Эйнштейн не считал результаты Фридмана имеющими какое-либо отношение к нашей Вселенной. Однако пять лет спустя кропотливые наблюдения Хаббла за несколькими десятками галактик, проводившиеся с помощью стодюймового телескопа в обсерватории Маунт Вильсон, показали, что Вселенная действительно расширяется. Работа Фридмана, переписанная в более систематическом и удобном виде Говардом Робертсоном и Артуром Уокером, до сих пор является основой современной космологии.
Подробнее современная теория космической эволюции выглядит так. Около 15 миллиардов лет назад Вселенная изверглась в результате мощного сингулярного взрыва, разметавшего в стороны всё пространство и материю. (Можно не искать точку, в которой произошёл Большой взрыв: она там, где вы находитесь сейчас, и где находятся все остальные — изначально все различаемые нами отдельные точки пространства находились в одном месте.) Вычисления температуры, которая была у Вселенной лишь спустя 10−43 с после Большого взрыва (так называемое планковское время), приводят к значению порядка 1032 K, что примерно в 1025 раз выше температуры в недрах Солнца. С течением времени Вселенная расширялась и охлаждалась, и в ходе этого процесса в первоначально однородной и горячей первичной космической плазме стали возникать вихри и скопления. Через 10−5 с после Большого взрыва Вселенная достаточно охладилась (примерно до 1013 K, что в миллион раз больше температуры внутри Солнца) для того, чтобы из групп трёх кварков стало возможно образование протонов и нейтронов. Примерно через сотую долю секунды условия стали такими, что в охлаждающейся плазме элементарных частиц уже могли формироваться ядра некоторых лёгких элементов периодической таблицы. В течение следующих трёх минут, пока кипящая Вселенная охлаждалась примерно до 109 K, основная доля образовавшихся ядер приходилась на ядра водорода и гелия и включала небольшую добавку дейтерия («тяжёлого» водорода) и лития. Этот интервал времени получил название периода первичного нуклеосинтеза.
Затем в течение нескольких сотен тысяч лет было мало событий, кроме дальнейшего расширения и охлаждения. Но в конце этого этапа, когда температура упала до нескольких тысяч градусов, летавшие до этого с бешеной скоростью электроны замедлились до скорости, позволяющей атомным ядрам (в основном, ядрам водорода и гелия) захватывать их, образуя электрически нейтральные атомы. Это явилось поворотным моментом: начиная с него Вселенная, в общем и целом, становится прозрачной. До эры захвата электронов она была заполнена плотной плазмой электрически заряженных частиц, одни из которых (например, ядра) несли положительный заряд, а другие (например, электроны) — отрицательный. Фотоны, взаимодействующие лишь с заряженными частицами, испытывали постоянные пинки и толчки со стороны кишащих заряженных частиц и не могли пролететь достаточно далеко, не будучи отклонёнными или поглощёнными этими частицами. Из-за таких препятствий свободному движению фотонов, Вселенная предстала бы перед наблюдателем совершенно непрозрачной, подобной густому утреннему туману или снежной буре. Но когда отрицательно заряженные электроны были рассажены по орбитам вокруг положительно заряженных ядер и образовались электрически нейтральные атомы, препятствия исчезли и густой туман рассеялся. С этого момента фотоны от Большого взрыва стали свободно путешествовать по Вселенной, и постепенно она полностью стала доступной взору.
Примерно миллиард лет спустя, когда Вселенная достаточно успокоилась после неистового начала, из сжатых гравитацией комков первичных элементов стали формироваться галактики, звёзды, а затем и планеты. Сегодня, через 15 миллиардов лет после Большого взрыва, мы можем восхищаться как величием космоса, так и нашей способностью построить разумную и экспериментально проверяемую теорию происхождения космоса.
Но до какой степени можно действительно доверять теории Большого взрыва?
Проверка модели Большого взрыва
Изучая Вселенную с помощью мощнейших телескопов, астрономы могут видеть свет, испущенный галактиками и квазарами через несколько миллиардов лет после Большого взрыва. Это позволяет им проверить предсказания теории Большого взрыва о расширении Вселенной вплоть до столь ранних этапов её эволюции, и результаты всех проверок оказываются положительными. Чтобы проверить теорию для ещё более ранних этапов, физики и астрономы вынуждены пользоваться менее прямыми методами. Один из наиболее тонких подходов опирается на понятие реликтового космического излучения.
Если читателю приходилось когда-нибудь ощупывать только что накачанную до предела велосипедную шину, он знает, что шина кажется тёплой. Часть энергии, израсходованная на накачку колеса насосом, перешла в теплоту, и температура шины увеличилась. Это есть следствие общего принципа: для широкого класса условий при сжатии тел происходит их нагревание. И наоборот, если не препятствовать расширению, произойдёт охлаждение. На этих принципах устроены кондиционеры и холодильники, в которых вещества типа фреона периодически подвергаются сжатию и расширению (сопровождающимся парообразованием и конденсацией), направляя поток теплоты в нужную сторону. Хотя речь идёт о простых явлениях земной физики, оказывается, что они обладают глубоким смыслом в космосе как целом.
Выше говорилось о том, что после объединения электронов и ядер в атомы фотоны могут беспрепятственно путешествовать во Вселенной. Это означает, что Вселенная заполнена «газом» фотонов, движущихся во всевозможных направлениях и равномерно распределённых в космическом пространстве. Когда Вселенная расширяется, газ свободно летящих фотонов расширяется вместе с ней, так как Вселенная, по существу, является резервуаром для этого газа. Подобно тому, как температуры более привычных для нас газов (например, воздуха в колесе) понижаются при расширении, температура этого фотонного газа тоже падает при расширении Вселенной. Уже давно, после работ Георгия Гамова и его студентов Ральфа Альфера и Роберта Хермана в 1950-х гг., а также Роберта Дикке и Джима Пиблза в середине 1960-х гг., физики поняли, что современная Вселенная должна быть наполнена почти однородным составом из первичных фотонов, охладившимся до нескольких градусов выше абсолютного нуля за 15 миллиардов лет космического расширения.[48] В 1965 г. Арно Пензиас и Роберт Вильсон из Лаборатории им. Белла в штате Нью-Джерси случайно сделали одно из важнейших открытий нашей эпохи. Работая с антенной, предназначенной для спутниковой связи, они зарегистрировали послесвечение Большого взрыва! Позднее и теория, и эксперимент были усовершенствованы, и эти исследования завершились измерениями, полученными с помощью спутника COBE (Cosmic Background Explorer, «зонда космического фона») агентства NASA в 1990-е гг. На основе полученных данных физики и астрономы точно установили, что Вселенная действительно заполнена микроволновым излучением с температурой примерно на 2,7 K выше абсолютного нуля (если бы наши глаза были чувствительны к микроволнам, мы увидели бы рассеянное свечение вокруг нас), что в точности совпадает с предсказаниями теории Большого взрыва. Более точно, в каждом кубическом метре Вселенной (включая тот объём, который вы сейчас занимаете) находится около 400 миллионов фотонов, образующих огромное космическое море микроволнового излучения — эхо сотворения. Часть «снега» на экране телевизора, когда вы переключаетесь на канал, на котором закончилось вещание, объясняется именно этим туманным откликом Большого взрыва. Согласие между теорией и экспериментом служит подтверждением космологической картины Большого взрыва до момента времени, когда фотоны начали свободное движение по Вселенной, т. е. примерно до нескольких сотен тысяч лет после Большого взрыва.
Можно ли в наших исследованиях теории Большого взрыва продвинуться ещё дальше вглубь времён? Можно. Используя законы обычной ядерной физики и термодинамики, можно сделать определённые предсказания об относительном проценте лёгких элементов, образованных во время первичного нуклеосинтеза, т. е. в период примерно от сотых долей секунды до нескольких минут после Большого взрыва. Например, теория говорит о том, что Вселенная примерно на 23 % должна состоять из гелия. Измерения содержания гелия в звёздах и туманностях действительно подтверждают это предсказание. Возможно, ещё более впечатляющим является подтверждение предсказания о содержании дейтерия, так как его малое, но ощутимое присутствие в космосе не может объясняться никакими другими астрофизическими явлениями, кроме Большого взрыва. Подтверждение этих предсказаний, а также более позднее подтверждение предсказания содержания лития говорят об успешной проверке гипотез о физике ранней Вселенной вплоть до момента первичного синтеза.
Всё это настолько впечатляет, что хочется возгордиться успехами. Все данные, которыми мы располагаем, подтверждают космологическую теорию, описывающую эволюцию Вселенной от сотых долей секунды после Большого взрыва до настоящего времени, отделённого от начала интервалом времени в 15 миллиардов лет. Однако не следует забывать о том, что новорождённая Вселенная развивалась с феноменальной скоростью. Мельчайшие доли секунды, гораздо меньшие сотых долей, суть космические эпохи, в течение которых формировались кажущиеся нам неизменными свойства окружающего мира. Поэтому физики продолжали движение вперёд, пытаясь объяснить, что происходило во Вселенной в ещё более ранние моменты. Так как при движении вспять во времени Вселенная становится всё горячее, меньше и плотнее, всё очевиднее потребность в квантовом описании материи и взаимодействий. Как мы видели с других точек зрения в предыдущих главах, квантовая теория поля точечных частиц справедлива лишь тогда, когда средние энергии частиц не превышают планковскую энергию. С точки зрения космологии этот предел соответствует моменту, когда вся окружающая нас Вселенная была сжата до размера мельчайшего зерна планковских размеров, а плотность была так высока, что сложно подыскать подходящую метафору, которая проиллюстрировала бы эту ситуацию: плотность Вселенной в эти моменты времени была просто колоссальной. При таких энергиях и плотностях гравитация и квантовая теория уже не могут рассматриваться как две различных сущности, каковыми они являлись в квантовой теории поля точечных частиц. Вместо этого — и в этом состоит смысл содержания данной книги — анализ должен базироваться на теории струн. На временной шкале такие энергии и плотности соответствуют точкам, удалённым от Большого взрыва менее чем на планковское время 10−43 с, следовательно, эта сверхранняя эпоха является космологической ареной теории струн.
Мы начнём экскурсию в эту эпоху с обсуждения предсказаний стандартной космологической модели о Вселенной в моменты времени, меньшие сотых долей секунды, но бо́льшие планковского времени.
От планковских времён до сотых долей секунды после Большого взрыва
Вспомним из главы 7 (обратите особое внимание на рис. 7.1), что в раскалённой среде ранней Вселенной три негравитационных взаимодействия оказываются связанными воедино. Расчёты зависимости силы этих взаимодействий от энергии и температуры показывают, что до моментов примерно через 10−35 с после Большого взрыва сильные, слабые и электромагнитные взаимодействия были одним «великим объединённым» взаимодействием. В этом состоянии Вселенная была гораздо более симметричной, чем сейчас. Подобно тому, как при плавке нескольких предметов из различных металлов получается однородная расплавленная смесь, при огромных температурах и энергиях ранней Вселенной все наблюдаемые различия между этими взаимодействиями пропадали. Но по мере того как Вселенная расширялась и охлаждалась, такая симметрия, как следует из формализма квантовой теории поля, разрушалась довольно резкими скачками и, в конце концов, привела к знакомой нам сравнительно асимметричной форме.
Нетрудно понять физический смысл этого понижения или нарушения симметрии, как его называют физики. Когда в резервуаре равномерно распределены молекулы H2O, вода выглядит одинаково вне зависимости от того, под каким углом на неё смотреть. Рассмотрим, однако, что происходит при уменьшении температуры. Сначала всё выглядит как обычно. На микроскопических масштабах уменьшается средняя скорость молекул воды — только и всего. Однако при понижении температуры до 0° C внезапно происходят радикальные перемены. Жидкая вода замерзает и превращается в лёд. Как обсуждалось в предыдущей главе, это простой пример фазового перехода. Но сейчас для нас важно то, что при уменьшении температуры происходит уменьшение симметрии, которую проявляют молекулы H2O. В то время как жидкая вода выглядит одинаково под любым углом наблюдения, демонстрируя симметрию относительно вращений, твёрдый лёд выглядит совершенно иначе. Он обладает кристаллической структурой, т. е. если исследовать лёд с должной точностью, он, как и любой кристалл, будет выглядеть по-разному при наблюдении под разными углами. Фазовый переход приводит к явному уменьшению вращательной симметрии.
И хотя мы рассмотрели лишь один знакомый пример, это утверждение справедливо в более общем случае: при понижении температуры во многих физических системах происходит фазовый переход, который обычно сопровождается уменьшением или «нарушением» некоторых исходных симметрий системы. В действительности система может испытывать последовательность фазовых переходов при изменении температуры в достаточно широких пределах. Простейшим примером снова служит вода. При температурах выше 100° C она представляет собой газ (пар). В этом состоянии у системы даже больше симметрий, чем в жидком, так как в этом случае молекулы H2O не связаны вместе в одну плотную жидкую упаковку, а предоставлены сами себе. Все они равноправны и носятся по всему резервуару, не образуя скоплений или групп, по которым молекулы можно было бы различать исходя из близости к соседям. При высоких температурах господствует полная демократия и симметрия. При понижении температуры за 100-градусную отметку, естественно, начинают формироваться капли, и симметрия уменьшается. Дальнейшее понижение температуры не приводит к серьёзным последствиям, пока не перейдена нулевая отметка, и в этот момент происходит фазовый переход из жидкости в лёд, который также сопровождается резким уменьшением симметрии.
По мнению физиков, в моменты между планковским временем и сотыми долями секунды после Большого взрыва Вселенная вела себя аналогичным образом, испытав, по крайней мере, два подобных фазовых перехода. При температурах выше 1028 K все три негравитационные взаимодействия кажутся единым взаимодействием. Ситуация максимально симметрична. (В конце главы обсуждается как с помощью теории струн можно включить в этот высокотемпературный союз гравитационное взаимодействие.) Однако при понижении температуры ниже черты 1028 K во Вселенной происходит фазовый переход, при котором три силы природы выкристаллизовываются по-разному в разные типы взаимодействий. Их относительные величины и детали того, как они воздействуют на материю, начинают различаться. Очевидная при высоких температурах симметрия этих взаимодействий разрушается при охлаждении Вселенной. Однако, как показали Вайнберг, Салам и Глэшоу (см. главу 5), пропадает не вся высокотемпературная симметрия: между слабыми и электромагнитными взаимодействиями сохраняется глубокая связь. По мере дальнейшего понижения температуры ничего необычного не происходит до отметки 1015 K (в 100 миллионов раз больше температуры Солнца), когда во Вселенной происходит ещё один переход, разъединяющий электромагнитные и слабые взаимодействия. Они тоже обособляются, разрушая более симметричный союз, и различие между ними растёт с понижением температуры Вселенной. Этими двумя фазовыми переходами определяется наличие трёх разных типов негравитационного взаимодействия, хотя приведённый обзор истории Вселенной говорит об их близком родстве.
Космологическая загадка
Рассмотренная космология пост-планковской эры даёт элегантный, самосогласованный и пригодный для вычислений формализм, позволяющий понять структуру, которую имела Вселенная через малые доли секунды после Большого взрыва и вплоть до нашего времени. Но, как это обычно бывает с удачными теориями, новые результаты приводят ко всё более обстоятельным вопросам. Оказывается, что некоторые из этих вопросов, не умаляя важности представленного стандартного космологического сценария, всё же высвечивают ряд нелепостей, вызывающих необходимость создания более глубокой теории. Остановимся на одной из них, так называемой проблеме горизонта, являющейся одним из важнейших вопросов современной космологии.
Скрупулёзные исследования реликтового излучения показывают, что с точностью до тысячной доли процента температура излучения одинакова для всех точек неба, на которые направлена измерительная антенна. Если немного задуматься над этим фактом, он может показаться странным. С какой стати температуры различных точек Вселенной, разделённых огромными расстояниями, должны совпадать так точно? Напрашивается естественное на первый взгляд разрешение парадокса: не важно, что эти точки находятся сегодня в диаметрально противоположных областях неба, подобно разлучённым близнецам, они (как и все остальные точки) находились очень близко друг к другу в первые моменты после Большого взрыва. И так как все области образовались из общей начальной точки, совсем не удивительно, что у них одни и те же физические характеристики, в частности их температура.
В стандартной космологии Большого взрыва это объяснение не годится. И вот почему. Тарелка горячего супа постепенно охлаждается до комнатной температуры, так как она соприкасается с более холодным воздухом. Но если суп находится в термосе, он, разумеется, останется горячим гораздо дольше, так как его контакт с окружающей средой намного слабее. Это говорит о том, что выравнивание температур двух тел происходит при длительном и беспрепятственном контакте. Поэтому для проверки того, что ныне далеко удалённые области должны иметь одинаковые температуры из-за их исходного контакта, нужно оценить интенсивность обмена между ними на ранней стадии эволюции Вселенной. Здесь тоже можно сначала предположить, что из-за непосредственной близости в начальные моменты контакт между областями был даже ещё сильнее. Однако пространственная близость — это только полдела. Вторая половина — это длительность контакта.
Чтобы лучше разобраться в этой ситуации, представим себе, что мы смотрим фильм, в котором запечатлено космическое расширение, но плёнку крутят в обратную сторону, и мы возвращаемся в прошлое к моменту Большого взрыва. Так как скорость передачи любого сигнала или любых характеристик ограничена скоростью света, обмен тепловой энергией между материей в двух областях пространства, приводящий к выравниванию температур, может происходить лишь тогда, когда расстояние между областями в данный момент меньше, чем расстояние, которое мог бы пройти свет с момента Большого взрыва. И теперь, прокручивая назад плёнку, мы видим, что существует соревнование между расстоянием, которым разделены две области, и временем, на которое нужно повернуть назад часы, чтобы эти области оказались объединёнными вместе. Например, если для разделения областей на 300 000 км мы должны отмотать плёнку до момента времени, меньшего одной секунды после Большого взрыва, то, несмотря на близость областей в тот момент, у них не будет возможности для контакта, ибо свету нужна целая секунда, чтобы пройти это расстояние.[49] Если расстояние гораздо меньше, например 300 км, но для этого плёнку нужно промотать до момента времени, меньшего тысячной доли секунды после Большого взрыва, вывод тот же: эти области не могут влиять друг на друга, так как свет не сможет преодолеть эти 300 км менее чем за тысячную доли секунды. И так далее: если расстояние равно 30 см, но требуется промотать плёнку до момента, меньшего миллиардной доли секунды, влияние снова невозможно. Пример демонстрирует, что из непосредственной близости двух точек в первые моменты после Большого взрыва не обязательно следует то, что между ними, как между супом и воздухом, возможен тепловой контакт, необходимый для выравнивания температур.
Физики обнаружили, что та же проблема возникает и в модели Большого взрыва. Детальные расчёты показывают, что для областей пространства, разделённых сейчас огромными расстояниями, не было возможности обмена тепловой энергией в ранние моменты времени, которым объяснялось бы равенство их температур сейчас. А так как слово горизонт относится к кругу видимых нами объектов, образно говоря, к точкам, куда может дойти свет, физики назвали неожиданную однородность температур в космических просторах «парадоксом горизонта». Он не означает, что стандартная космологическая модель неверна. Но однородность температур говорит о том, что в описании космологии не достаёт какой-то важной детали. В 1979 г. физик Алан Гут, работающий сейчас в Массачусетсом технологическом институте, дописал недостающую главу.
Инфляция
Причина возникновения парадокса горизонта заключается в том, что для сближения двух удалённых областей Вселенной приходится прокручивать плёнку фильма о космической эволюции назад во времени. Так далеко назад, что для передачи какого-либо физического воздействия времени остаётся слишком мало. И проблема возникает из-за того, что при обратной прокрутке к моменту Большого взрыва Вселенная сжимается недостаточно быстро.
Конечно, это лишь грубая идея, так что имеет смысл рассмотреть вопрос чуть подробнее. Эффект, вызывающий парадокс горизонта, подобен замедлению брошенного вверх мяча: под действием гравитационного притяжения скорость расширения Вселенной уменьшается. Из этого, в частности, следует, что для сокращения расстояния между двумя точками вдвое необходимо прокрутить плёнку не к середине отрезка от начала фильма, а ещё ближе к началу. В свою очередь, чтобы уменьшить вполовину пространственное разделение, придётся более чем вполовину разделить время с момента Большого взрыва. Чем меньше времени прошло с момента Большого взрыва, тем меньше возможности для передачи воздействия между двумя областями, несмотря на то, что эти области будут ближе друг к другу.
Теперь несложно дать объяснение парадокса горизонта, предложенное Гутом. Он нашёл другое решение уравнений Эйнштейна, в котором ранняя Вселенная проходит очень короткий этап чрезвычайно быстрого расширения, внезапно раздуваясь по экспоненциальному закону. В отличие от примера с мячом, замедляющимся при движении вверх, при экспоненциальном законе скорость расширения увеличивается. Если теперь прокручивать назад нашу плёнку, то ускоренное расширение станет замедленным сжатием. Поэтому для сокращения расстояния вдвое (в период экспоненциальной эры) понадобится прокрутить плёнку меньше, чем до середины отрезка с начала фильма, на самом деле гораздо меньше. Меньшая обратная прокрутка означает, что у двух областей будет больше времени на тепловой контакт и у них, как у супа и воздуха, будет достаточно времени, чтобы выровнять температуры.
После открытия Гута и последовавших важных усовершенствований Андрея Линде, работающего ныне в Стенфордском университете[50], Пола Стейнхарда и Андреаса Альбрехта, работавших в то время в университете штата Пенсильвания, а также многих других физиков, стандартная космологическая модель была переформулирована в инфляционную космологическую модель. Этот подход внёс поправки в стандартную модель, изменяющие её поведение на крайне малом временном отрезке примерно от 10−36 до 10−34 с после Большого взрыва. В рамках новой модели Вселенная подверглась колоссальному расширению минимум в 1030 раз, а не в сотню раз, как в стандартной схеме. За этот мизерный отрезок времени после Большого взрыва размер Вселенной увеличился больше, чем за все последующие 15 миллиардов лет. До начала такого расширения материя, разделённая сейчас огромными пространствами, была гораздо ближе, чем это предсказывает стандартная космологическая модель, так что температура легко могла сравняться. Затем, в ходе молниеносной космологической инфляции по Гуту и в ходе последовавшего обычного расширения согласно стандартной модели области пространства, где находилась эта материя, могли разойтись на громадные наблюдаемые нами сейчас расстояния. Таким образом, модификация стандартной космологической модели на очень коротком отрезке времени, приводящая, однако, к очень серьёзным последствиям, позволяет разрешить парадокс горизонта (а также ряд других важных проблем, которые здесь не описаны). Новая теория получила широкое признание теоретиков, занимающихся космологией.{100}
Итак, согласно современной теории, эволюция Вселенной на временном интервале от момента сразу за планковским временем до настоящего времени выглядит так, как показано на рис. 14.1.
Рис. 14.1. Временная шкала эволюции и ключевые моменты в истории Вселенной
Космология и теория суперструн
Нам осталось выяснить, что происходит на коротком отрезке времени от момента Большого взрыва до планковского времени на рис. 14.1. Если непосредственно применять уравнения общей теории относительности к этой области, они будут свидетельствовать о том, что по мере приближения к моменту Большого взрыва Вселенная продолжает сжиматься, а её температура и плотность продолжают увеличиваться. В нулевой момент времени размер Вселенной становится равным нулю, а температура и плотность обращаются в бесконечность, и это явный признак того, что данная теоретическая модель Вселенной, прочно базирующаяся на классическом описании гравитации в общей теории относительности, теряет всякий смысл.
Природа настойчиво указывает, что при таких условиях мы должны объединить общую теорию относительности с квантовой теорией, другими словами, использовать теорию струн. В настоящее время космологические исследования в рамках теории струн находятся на раннем этапе развития. Методы теории возмущений могут, в лучшем случае, дать самое смутное представление о происходящем, так как анализ экстремальных энергий, температур и плотностей требует большей точности. И хотя в ходе второй революции в теории суперструн были предложены методы, позволяющие обойти теорию возмущений, пройдёт некоторое время до того, как эти методы будут достаточно развиты, и их можно будет применять к расчётам космологических эффектов. Однако, как мы сейчас обсудим, в последнее десятилетие физики уже сделали первые шаги к пониманию струнной космологии. Вот что они обнаружили.
Оказывается, есть три важнейших пункта, в которых теория струн модифицирует стандартную космологическую модель. Во-первых, в духе современных исследований, всё более проясняющих ситуацию, из теории струн следует, что Вселенная должна иметь минимально допустимый размер. Этот вывод оказывает огромное влияние на наше понимание структуры Вселенной в сам момент Большого взрыва, для которого в стандартной модели получается нулевой размер Вселенной. Во-вторых, понятие дуальности малых и больших радиусов (в его тесной связи с существованием минимального размера) в теории струн, как мы вскоре увидим, крайне важно и в космологии. И, наконец, число пространственно-временных измерений в теории струн больше четырёх, поэтому космология должна описывать эволюцию всех этих измерений. Обсудим эти три пункта более подробно.
В конце 1980-х гг. Роберт Бранденбергер и Кумрун Вафа сделали первые важные шаги к пониманию того, к каким изменениям в следствиях из стандартной космологической модели приведёт использование теории струн. Они пришли к двум важным выводам. Во-первых, по мере движения назад к моменту Большого взрыва температура продолжает расти до момента, когда размеры Вселенной по всем направлениям сравняются с планковской длиной. Но в этот момент температура достигнет максимума и начнёт уменьшаться. На интуитивном уровне нетрудно понять причину этого явления. Предположим для простоты (следуя Бранденбергеру и Вафе), что все пространственные измерения Вселенной циклические. При движении назад во времени радиус каждой окружности сокращается, а температура Вселенной увеличивается. Но из теории струн мы знаем, что сокращение радиусов сначала до и затем ниже значений планковской длины физически эквивалентно уменьшению радиусов до планковской длины, сменяющемуся затем их последующим увеличением. А так как температура при расширении Вселенной падает, то безрезультатные попытки сжать Вселенную до размеров, меньших планковской длины, приведут к прекращению роста температуры и её дальнейшему снижению. Подробные вычисления Бранденбергера и Вафы подтверждают, что так оно и происходит на самом деле.
В результате Бранденбергер и Вафа пришли к следующей космологической картине: сначала все пространственные измерения в теории струн плотно свёрнуты до минимальных размеров, грубо говоря, до планковской длины. Температура и энергия высоки, но не бесконечны: парадоксы начальной точки нулевого размера в теории струн решены. В начальный момент существования Вселенной все пространственные измерения теории струн совершенно равноправны и полностью симметричны: все они свёрнуты в многомерный комок планковских размеров. Далее, согласно Бранденбергеру и Вафе, Вселенная проходит первую стадию понижения симметрии, когда в планковский момент времени три пространственных измерения отбираются для последующего расширения, а остальные сохраняют исходный планковский размер. Затем эти три измерения отождествляются с измерениями в сценарии инфляционной космологии и в процессе эволюции, изображённой на рис. 14.1, принимают наблюдаемую ныне форму.
Здесь сразу же возникает вопрос: в чём причина того, что при понижении симметрии для расширения отбираются ровно три пространственных измерения? Иными словами, кроме имеющегося экспериментального факта, что лишь три пространственных измерения расширились до наблюдаемого огромного размера, есть ли в теории струн фундаментальный принцип, объясняющий почему не расширилось никакое другое число измерений (четыре, пять, шесть и т. д.) или даже, что более симметрично, всё пространство? Бранденбергер и Вафа предложили возможное объяснение. Вспомним, что дуальность больших и малых радиусов в теории струн основана на том, что если измерение является циклическим, на него может наматываться струна. Бранденбергер и Вафа осознали, что такие намотанные струны могут сдерживать расширение измерений, на которые они намотаны, подобно резиновым лентам, обёрнутым вокруг велосипедной камеры. С первого взгляда может показаться, что в результате все измерения будут скованы, так как струны могут наматываться, и наматываются, на любое из них. Но тут есть лазейка: если намотанная струна вдруг встретит своего анти-струнного партнёра (грубо говоря, струну, намотанную в другом направлении), обе струны моментально аннигилируют и образуют ненамотанную струну. Если этот процесс будет достаточно активным, то будет уничтожено достаточно много «резиновой ленты», и измерения смогут расширяться. Бранденбергер и Вафа предположили, что снижение сдерживающего действия намотанных струн может иметь место лишь в случае трёх пространственных измерений. И вот почему.
Представим себе две частицы, которые катятся по одномерной линии, подобной пространственному измерению Линляндии. За исключением случая, когда их скорости равны, рано или поздно одна из частиц догонит другую, и они столкнутся. Заметим, однако, что если те же точечные частицы будут двигаться по двумерной поверхности, весьма вероятно, что столкновение никогда не произойдёт. Второе пространственное измерение открывает окно в новый мир траекторий каждой частицы, и большинство траекторий двух миров не пересекаются в одной и той же точке в один момент времени. В трёх, четырёх или большем числе измерений становится всё менее вероятно, что частицы когда-либо столкнутся. Бранденбергер и Вафа поняли, что аналогичное утверждение справедливо, если заменить точечные частицы струнными петлями, намотанными вокруг пространственных измерений. И хотя их вывод гораздо сложнее представить себе наглядно, но в трёх (или менее) циклических пространственных измерениях две намотанные струны, скорее всего, столкнутся, как две точечные частицы в одном измерении. Но в четырёх и в большем числе измерений вероятность столкновения двух намотанных струн уменьшается, как и в случае частиц в двух и большем числе измерений.{101}
Вырисовывается следующая картина. В первый момент существования Вселенной в неразберихе высоких, но конечных температур все циклические измерения пытаются расшириться. Намотанные струны их сдерживают в границах исходных планковских размеров. Однако рано или поздно случайная температурная флуктуация приведёт к тому, что три из этих измерений станут больше других и, согласно нашему обсуждению, вероятность столкновения намотанных вокруг этих измерений струн резко увеличится. Примерно в половине этих столкновений будут участвовать пары струна/антиструна, и такие пары аннигилируют, значительно ослабляя сдерживающую силу и позволяя этим трём измерениям расширяться всё больше. А чем больше они расширяются, тем менее вероятно, что их обмотают другие струны, так как для этого от струн будет требоваться всё больше энергии. Таким образом, расширение подстёгивается само собой, и при увеличении размеров становится всё меньше препятствий к дальнейшему расширению. Теперь мы можем представить, что эти три пространственных измерения будут эволюционировать по описанному выше сценарию и достигнут размеров наблюдаемой Вселенной.
Космология и вид пространств Калаби — Яу
Для простоты Бранденбергер и Вафа считали все пространственные измерения циклическими. Это допущение оправдано. Как отмечалось в главе 8, если циклические измерения достаточно велики и замыкаются на себя за границами современных возможностей наблюдения, циклической вид совместим с видом наблюдаемой нами Вселенной. Но для измерений, размер которых остаётся малым, более реалистичный исход заключается в их свёртывании в более сложное пространство Калаби — Яу. Ключевой вопрос, безусловно, в том, в какое именно пространство. Каким образом осуществляется выбор конкретного пространства? Никому не удалось пока что на это ответить. Однако, объединяя результаты об изменении топологии, описанные в предыдущей главе, с подобными космологическими прозрениями, можно предложить схему ответа на данный вопрос. Мы знаем, что многообразия Калаби — Яу можно связать друг с другом посредством конифолдных переходов с разрывом пространства. Можно представить себе, что в моменты хаоса и огромных температур после Большого взрыва свёрнутые компоненты пространства Калаби — Яу остаются малыми, но участвуют в безумном карнавале стремительных превращений, принимая облик различных пространств Калаби — Яу в процессе беспрестанных разрывов и восстановлений ткани пространства. По мере того как Вселенная охлаждается, а три измерения становятся всё больше, переходы от одного пространства Калаби — Яу к другому происходят реже и дополнительные измерения в конце концов упаковываются в определённое многообразие Калаби — Яу, предположительно ответственное за физические свойства наблюдаемого нами мира. Дело чести для физиков — подробно описать эволюцию компоненты Калаби — Яу нашего пространства, чтобы современный её вид можно было вывести из теоретических принципов. Мы видим, что с учётом новых результатов о возможности непрерывного преобразования пространств Калаби — Яу друг в друга выбор одного многообразия Калаби — Яу из множества других может, на самом деле, быть сведён к задаче из космологии.{102}
До начала?
Так как точные уравнения теории струн неизвестны, Бранденбергеру и Вафе пришлось делать немало допущений и приближений в своих космологических исследованиях. Недавно Вафа сказал: «В нашей работе показано, что теория струн позволяет по-новому подойти к давним проблемам стандартного подхода в космологии. Мы видим, например, что в теории струн можно искоренить само понятие исходной сингулярности. Однако на современном уровне понимания теории струн выполнить абсолютно надёжный расчёт для таких экстремальных условий очень сложно, и наша работа даёт лишь первое представление о струнной космологии, очень далёкое от окончательного понимания».{103}
После этой работы физики непрерывно продвигаются вперёд к пониманию струнной космологии. В числе тех, кто идёт во главе этих исследований — Габриэле Венециано и его коллега Маурицио Гасперини из Туринского университета. Эти учёные представили свой, очень красивый, вариант струнной космологии, который в ряде мест соприкасается с описанным выше сценарием, но в других местах принципиально отличается от него. Как Бранденбергер и Вафа, для исключения бесконечной температуры и плотности энергии, которые возникают в стандартной и инфляционной модели, они опирались на существование минимальной длины в теории струн. Однако вместо вывода о том, что в силу этого свойства Вселенная рождается из комка планковских размеров, Гасперини и Венециано предположили, что существовала доисторическая Вселенная, родившаяся задолго до момента, который мы называем нулевой точкой, и зачавшая этот космический эмбрион планковских размеров.
Исходное состояние Вселенной в таком сценарии и в модели Большого взрыва очень сильно различаются. Согласно Гасперини и Венециано, Вселенная не являлась раскалённым и плотно скрученным клубком измерений, а была холодной и имела бесконечную протяжённость. Затем, как следует из уравнений теории струн, во Вселенную вторглась нестабильность, и все её точки стали, как и в эпоху инфляции по Гуту, стремительно разбегаться в стороны. Гасперини и Венециано показали, что из-за этого пространство становилось всё более искривлённым и в результате произошёл резкий скачок температуры и плотности энергии.{104} Прошло немного времени, и трёхмерная область миллиметровых размеров внутри этих бескрайних просторов преобразилась в раскалённое и плотное пятно, тождественное пятну, которое образуется при инфляционном расширении по Гуту. Затем всё пошло по стандартному сценарию космологии Большого взрыва, и расширяющееся пятно превратилось в наблюдаемую Вселенную. И так как в эпоху до Большого взрыва происходило своё инфляционное расширение, решение парадокса горизонта, предложенное Гутом, оказывается автоматически встроенным в этот космологический сценарий. По выражению Венециано, «теория струн преподносит нам, как на блюдечке, вариант инфляционной космологии».{105}
Изучение струнной космологии быстро становится областью активных и продуктивных исследований. Например, сценарий эволюции до Большого взрыва уже не раз был поводом горячих, но плодотворных споров, а его место в будущей космологической формулировке, к которой мы, в конце концов, придём в рамках теории струн, далеко не очевидно. Однако нет сомнений, что эта космологическая формулировка будет твёрдо опираться на понимание физиками результатов, открытых во время второй революции суперструн. Например, сейчас ещё не ясны космологические следствия существования многомерных мембран, или то, как изменятся рассмотренные законы космологии, если окажется, что значения констант связи в теории струн соответствуют центральным областям рис. 12.11, а не одному из полуостровов на этой карте. Иными словами, как изменит наше понимание первых моментов существования Вселенной анализ законченной M-теории? Эти важнейшие вопросы сейчас интенсивно исследуются. И уже появился один важный результат.
M-теория и слияние всех сил природы
На рис. 7.1 показано, что все три негравитационные взаимодействия сливаются воедино, если температура Вселенной достаточно велика. Как можно вписать в эту картину гравитационное взаимодействие? До открытия M-теории теоретикам удалось показать, что для простейших выборов компоненты Калаби — Яу гравитационное взаимодействие почти, но не полностью, сливается с тремя другими (рис. 14.2).
Рис. 14.2. В M-теории все четыре типа взаимодействий объединяются естественным образом
Теоретики обнаружили, что несогласование можно устранить, слегка «подогнав» выбранное многообразие Калаби — Яу и выполнив серию математических трюков, но подобные тонкие настройки задним числом всегда вызывают у физиков ощущение дискомфорта. Так как сейчас никто не способен точно предсказать вид измерений Калаби — Яу, полагаться на решения проблем, столь чувствительные к детальному описанию этих измерений, довольно рискованно.
Однако Виттен показал, что результаты второй революции в теории суперструн приводят к более надёжному решению. Исследуя то, как меняются силы взаимодействий в областях, где константа связи струны может быть большой, Виттен обнаружил, что кривую гравитационного взаимодействия можно слегка изменить без какой-либо особой подгонки пространства Калаби — Яу, и она соединится с кривыми других взаимодействий, как показано на рис. 14.2. И хотя очень рано делать окончательные выводы, этот факт может быть признаком того, что единства в космологическом описании достичь проще, если работать в более общем формализме M-теории.
Результаты, рассмотренные в этом и предыдущих пунктах, являются первыми пробными шагами к пониманию космологических следствий теории струн и M-теории. Физики ожидают новых глубоких результатов в недалёком будущем, когда будут усилены и применены к решению космологических проблем методы теории струн/M-теории, не опирающиеся на теорию возмущений.
Но так как сегодня эти методы недостаточно эффективны для того, чтобы с их помощью можно было понять космологию на основе теории струн, стоит обсудить некоторые общие соображения о возможной роли космологии в поисках окончательной теории. Нужно предупредить читателя, что некоторые из этих соображений имеют более гипотетический характер, чем те, что описывались выше, однако эти соображения позволяют поставить вопросы, с которыми в будущем может столкнуться любая окончательная теория, какой бы она ни оказалась.
Рассуждения о космологии и окончательная теория
Космология оказывает на нас глубочайшее, почти гипнотическое, воздействие. Понимание того, как всё происходило в начале, является, по крайней мере для некоторых из нас, наиболее близким прикосновением к тайне того, почему всё это началось. Здесь не утверждается, что современная наука устанавливает связь между вопросом «Как?», и вопросом «Почему?» — она этого не делает, и вполне может оказаться, что подобная научная связь никогда не будет установлена. Но космология держит своё слово и постепенно ведёт нас к наиболее полному пониманию арены действия «почему» — к пониманию рождения Вселенной. И это, по крайней мере, позволяет нам развивать научный подход, в рамках которого такие вопросы могут ставиться. Иногда глубокая осведомлённость в вопросе — лучшая замена отсутствующего ответа.
В процессе поисков окончательной теории эти высокопарные фразы уступают место более конкретным соображениям. Наше сегодняшнее видение Вселенной, безусловно, зависит от фундаментальных законов физики, но может зависеть и от факторов космической эволюции (т. е. от того, что находится слева на рис. 14.1), и, вообще говоря, может лежать за рамками обсуждения даже самой фундаментальной теории, описывающей то, что находится на этом рисунке на самом правом крае.
В этом несложно убедиться. Рассмотрим, например, что происходит при бросании мяча. Его движение будет определяться законами гравитации, но, пользуясь лишь этими законами, нельзя предсказать, где упадёт мяч. Нам также нужно знать величину и направление его скорости в момент броска. Иначе говоря, мы должны знать начальные условия. Во Вселенной также возможны аналогичные исторические взаимосвязи: то, почему звезда образовалась в одном месте, а планета в другом, определяется сложной цепью событий. По крайней мере, в принципе, эту цепь можно раскрутить назад во времени, и объяснить определённым событием при рождении Вселенной. Возможно, однако, что и более фундаментальные свойства Вселенной, например фундаментальные свойства частиц материи или частиц, передающих взаимодействие, могут прямо зависеть от эволюции, которая, в свою очередь, зависит от начальных условий во Вселенной.
В самом деле, мы уже упоминали об одном возможном воплощении этой идеи в теории струн. В процессе эволюции ранней Вселенной дополнительные измерения могли трансформироваться от одного вида к другому и в конце концов, когда температура достаточно спала, принять вид одного конкретного пространства Калаби — Яу. Но, как и в случае брошенного мяча, результат многочисленных изменений пространств Калаби — Яу может зависеть и от конкретных условий в начале этого процесса. А так как вид окончательного многообразия Калаби — Яу влияет на массы частиц и свойства взаимодействий, то космологическая эволюция и состояние в момент рождения Вселенной сильно влияют на наблюдаемые сегодня физические явления.
Мы не знаем, какими были начальные условия во Вселенной. У нас даже нет идей, понятий и языка, которые нужно использовать для их описания. По нашему мнению, безумные начальные условия с бесконечной энергией, плотностью и температурой в стандартной и инфляционной моделях есть признак того, что эти модели неверны и дают неправильное описание действительно существовавших начальных условий. Теория струн позволяет улучшить описание, доказывая, что такие экстремальные условия можно обойти. Однако ни у кого так и нет ответа на вопрос, как всё начиналось на самом деле. Недостаточность наших знаний распространяется даже на более грубый уровень: мы не знаем, можно ли вообще ставить вопрос об определении начальных условий, или будет ли этот вопрос всегда лежать за рамками любой теории, и задавать его столь же бессмысленно, сколь бессмысленно пытаться с помощью теории относительности пролить свет на то, с какой силой бросили мяч. Некоторые физики, такие как Хокинг и Джеймс Хартл из Калифорнийского университета, предпринимали отчаянные попытки направить вопрос о начальных космологических условиях в русло теоретической физики, но все эти попытки заканчивались плачевно. В настоящее время наш уровень понимания космологии в контексте теории струн/M-теории слишком примитивен для того, чтобы определить, достоин ли кандидат на «теорию всего» своего высокого предназначения, и определяются ли в его рамках начальные космологические условия, которые могут быть возведены затем в ранг физических законов. Это — главная тема будущих исследований.
Однако, даже безотносительно от проблемы начальных условий и их влияния на последующие зигзаги космической эволюции, в последнее время высказываются спекулятивные предположения о том, что существуют и другие потенциальные ограничения на способность объяснения мира любой окончательной теорией. Неизвестно, верны эти предположения или нет; на современном уровне развития науки это, разумеется, не важно. Однако сам факт провоцирует умозрительные доводы о том, что в любой окончательной теории могут возникнуть серьёзные препятствия.
Идея основана на следующей возможности. Представим себе, что то, что мы называем нашей Вселенной, есть лишь крошечная часть гораздо более широких космологических просторов, один из бесчисленного множества островов грандиозного космологического архипелага вселенных. Конечно, такое предположение может показаться искусственным (и оказаться, в конце концов, неверным), но существует конкретный механизм, который приводит к такой ситуации. Этот механизм был предложен Андреем Линде, обнаружившим, что рассмотренный выше резкий и кардинальный взрыв с инфляционным расширением мог быть не однократным. Напротив, согласно Линде, условия для возникновения инфляционного расширения могли создаваться многократно в рассеянных по пространству изолированных областях, каждая из которых затем проходила свою стадию расширения и формировала свою вселенную. И в каждой из этих вселенных процесс продолжается: в удалённых областях старых вселенных появляются ростки новых, и паутина расширяющихся вселенных продолжает разрастаться до бесконечности. Терминология становится немного громоздкой, но в духе веяний моды, дадим этому существенно обобщённому понятию вселенной название мульти-вселенная[51], а компоненты мульти-вселенной будем называть вселенными.
Важно отметить, что из утверждения главы 7 о единстве и согласованности законов физики во всей нашей Вселенной не следует то, что на эти законы будут влиять законы физики в других вселенных, коль скоро эти вселенные отделены от нашей или, по крайней мере, находятся так далеко, что свет из этих вселенных ещё не дошёл до нас. Поэтому можно допустить, что физика в разных вселенных разная. В некоторых вселенных различия могут быть небольшими. Например, масса электрона или константа связи сильных взаимодействий могут отличаться на тысячные доли процента. В других вселенных могут быть более существенные различия. Например, u-кварк может весить в 10 раз больше, чем u-кварк в нашей Вселенной, а электромагнитное взаимодействие может быть в 10 раз сильнее, чем у нас, со всеми вытекающими последствиями для жизни звёзд и для свойств окружающего мира, рассмотренных в главе 1. Наконец, могут быть вселенные, разительно отличающиеся от нашей: набор элементарных частиц и взаимодействий может быть совершенно иным; даже число протяжённых измерений может отличаться. Для некоторых вселенных это число может быть равно нулю или единице, а для других — восьми, девяти или даже десяти. Если дать волю фантазии, даже сами законы могут быть совершенно разными в разных вселенных. Число возможностей бесконечно.
Но в этом-то и дело. Если перебрать вселенные из этого огромного архипелага, окажется, что в большинстве из них нет благоприятных условий для жизни, по крайней мере в нашем её понимании. Для вселенных с существенно иными характеристиками это ясно: если бы наша Вселенная действительно выглядела, как вселенная Садового шланга, жизнь на ней, в нашем понимании, была бы невозможной. Однако даже очень слабые различия с нашим физическим миром повлияли бы на процесс образования звёзд и, например, на их способность служить космическими фабриками по производству сложных жизненно-важных атомов (таких, как углерод или кислород), которые разлетаются по всей Вселенной в результате взрывов сверхновых. Если, учитывая высокую чувствительность жизни к деталям физической конструкции, задаться теперь вопросом о том, почему взаимодействия и частицы в природе именно такие, какими мы их наблюдаем, то напрашивается следующий возможный ответ. На просторах мульти-вселенной они могут сильно отличаться, так что физические свойства в других вселенных могут быть и являются другими. Уникальность наблюдаемых нами свойств как раз в том, что в этих условиях возможно возникновение жизни. А жизнь, точнее жизнь разумных существ, есть необходимая предпосылка самого вопроса о том, почему свойства нашей Вселенной именно такие. Или, выражаясь яснее, они такие, потому что если бы они были другими, некому было бы задавать этот вопрос. Подобно тому, как удивление игрока, выигравшего в смертельную русскую рулетку с ничтожным шансом выжить, ослабевает с осознанием того, что в случае проигрыша некому было бы удивляться, принятие гипотезы мульти-вселенной снижает потребность получить объяснение, почему наша Вселенная выглядит так, а не иначе.
Эта аргументация является одним из вариантов идеи, давно известной под названием антропного принципа. Так, как она излагается, эта позиция диаметрально расходится с грёзами о единой и жёсткой теории с абсолютной предсказательной силой, в которой все выглядят так потому, что по-другому во Вселенной быть не может. Вместо того, чтобы быть воплощением поэтической красоты, где всё идеально связано друг с другом с неизменным изяществом, мульти-вселенная и антропный принцип приводят к чудовищному переизбытку вселенных с неутолимой жаждой к изменениям. Установить справедливость гипотезы о мульти-вселенной будет крайне сложно, если вообще возможно. Даже если другие вселенные и существуют, вполне возможно, что мы никогда не вступим с ними в контакт. Однако безграничное расширение просторов «снаружи» в концепции мульти-вселенной, созвучное с выводом Хаббла о том, что Млечный путь есть лишь одна из многих галактик, по крайней мере, предостерегает нас, не слишком ли многого мы ожидаем от окончательной теории?
Мы должны требовать, чтобы окончательная теория давала непротиворечивое квантово-механическое описание всех взаимодействий и всей материи. Мы должны требовать, чтобы окончательная теория приводила к неоспоримой космологической модели для нашей Вселенной. Однако если картина мульти-вселенной верна (а это ещё большой вопрос), то требовать от окончательной теории ещё и объяснения детальных свойств природы (например, масс и зарядов частиц) может означать требовать слишком многого.
Необходимо подчеркнуть, что даже если принять гипотезу о мульти-вселенной, вывод о том, что это снизит предсказательную силу теории далеко не бесспорен. Причина, если объяснять её на пальцах, состоит в следующем. Если дать волю фантазии и взять на вооружение гипотезу мульти-вселенной, следует также напрячь воображение и рассмотреть способы, как можно обуздать столь явный произвол, присущий этой гипотезе. Размышляя в консервативном духе, мы можем предположить (считая верной картину мульти-вселенной), что было бы возможным расширить окончательную теорию до её максимальных границ, и тогда «расширенная окончательная теория» сможет точно ответить на вопросы, как и почему значения фундаментальных параметров разбросаны именно так во всех составляющих вселенных.
И одним из умеренных способов будет предположение о возможности обобщения окончательной теории на все вселенные, в котором «обобщённая окончательная теория» сможет точно ответить на вопросы о значениях фундаментальных параметров во всех составляющих вселенных.
Более радикальный способ следует из предположения Ли Смолина из университета штата Пенсильвания. Под впечатлением схожести условий в момент Большого взрыва и в центре чёрных дыр, которые характеризуются колоссальной плотностью сжатой материи, он предположил, что чёрная дыра есть семя новой вселенной, рождающейся в муках Большого взрыва, но навеки спрятанной от нас за горизонтом событий чёрной дыры. Тем самым, предложив другой механизм образования мульти-вселенной, Смолин внёс и новый элемент — космический вариант генетической мутации, — устраняющий теоретические ограничения антропного принципа.{106} Допустим, рассуждает он, что свойства дочерней вселенной, распустившейся из почки чёрной дыры, близки, но не тождественны свойствам породившей её вселенной. Так как чёрные дыры образуются из потухших звёзд, а интенсивность образования звёзд определяется точными значениями масс и зарядов, то плодовитость конкретной вселенной сильно зависит от этих параметров. Следовательно, небольшие изменения параметров в дочерних вселенных приведут к появлению отпрысков, ещё более приспособленных к воспроизводству чёрных дыр, число дочерних вселенных в которых будет ещё больше.[52] За многие поколения вселенные будут настолько оптимизированы к воспроизводству чёрных дыр, что заполонят мульти-вселенную. Таким образом, Смолин предложил расходящийся с антропным принципом динамический механизм, в котором параметры следующих поколений вселенных будут всё ближе к значениям, оптимальным для образования чёрных дыр.
Даже в контексте мульти-вселенной этот подход приводит к новому способу объяснения характеристик материи и взаимодействий. Если теория Смолина верна, и если наша Вселенная является типичным элементом зрелой мульти-вселенной (конечно, оба эти «если» можно оспорить с многих точек зрения), то наблюдаемые нами характеристики частиц и взаимодействий должны быть оптимизированы для воспроизводства чёрных дыр. Иными словами, любое отклонение от этих параметров должно уменьшить эффективность образования чёрных дыр. Физики начали исследовать это утверждение, но в настоящее время они не пришли к согласию по этому вопросу. Однако даже если предположение Смолина окажется неверным, оно показывает, что окончательная теория может принять ещё один облик. С первого взгляда, этой теории может не хватать строгой определённости. Может оказаться, что она будет описывать огромное царство вселенных, большинство из которых не имеет отношения к нашей. Более того, можно предположить, что это обилие вселенных действительно реализуется физически и образует мульти-вселенную — нечто, на первый взгляд, навсегда ограничивающее нашу предсказательную силу. Однако данное обсуждение иллюстрирует, что окончательное объяснение всё же возможно, если нам удастся не только найти окончательные законы, но и установить их влияние на космологическую эволюцию в непредсказуемо широких масштабах.
Изучение космологических следствий из теории струн/M-теории будет, несомненно, главной темой исследований в XXI в. Не обладая ускорителями, способными разгонять частицы до энергий порядка планковской, мы будем вынуждены постоянно опираться на данные экспериментов «космологического ускорителя» Большого взрыва — на то, что разбросано этим взрывом по всей Вселенной. И если мы будем настойчивы, и нам будет сопутствовать удача, в конце концов нам удастся ответить на вопросы о том, что происходило при рождении Вселенной, или о том, почему она преобразовалась к виду, который предстаёт перед нами на земле и на небе. Конечно, от области, где зарыты разгадки фундаментальных проблем, нас отделяет пропасть неизведанного. Однако развитие квантовой теории гравитации в рамках теории суперструн усиливает уверенность в том, что современный теоретический аппарат поможет преодолеть эту пропасть и, после многих лет напряжённой работы, найти ответы на глубочайшие из когда-либо ставившихся вопросов.