[38]. Научной справедливости ради совместно с Яном Моссом я написал короткую статью в тот же журнал, где обратил внимание на выявленную проблему и показал, как ее можно решить.
На следующий день после возвращения из Москвы я отправился в Филадельфию, где мне должны были вручить медаль Франклина – от Института Франклина. Мой секретарь Джуди Фелла задействовала все свое обаяние – которым совсем не была обделена, – чтобы убедить руководство British Airways предоставить нам два бесплатных билета на «Конкорд» в качестве рекламной акции. Но из-за сильного дождя я задержался и опоздал на самолет. Тем не менее я в конце концов добрался до Филадельфии и получил свою медаль. Потом меня попросили провести в Дрексельском университете в Филадельфии семинар на тему инфляционной Вселенной, и это мероприятие я спланировал так же, как и московское.
Независимо от Линде через несколько месяцев очень похожую идею высказали Пол Стейнхардт и Андреас Альбрехт из Пенсильванского университета. Теперь их вместе с Линде считают создателями так называемой новой инфляционной модели, основанной на идее медленного нарушения симметрии. (Старая инфляционная модель – это исходная гипотеза Гута о быстром нарушении симметрии с образованием пузырей.)
Новая инфляционная модель была хорошей попыткой объяснить, почему Вселенная такова, какова она есть. Но я и ряд других исследователей показали, что как минимум в ее исходном виде она предсказывает куда бóльшие флуктуации температуры реликтового фона, чем те, что реально наблюдаются. Результаты последующих исследований также поставили под сомнение возможность фазового перехода требуемого типа в очень ранней Вселенной. Я лично считаю, что новая инфляционная модель как научная теория уже умерла, хотя многие, похоже, ничего не слышали о ее конце и продолжают писать статьи, как если бы она оставалась жизнеспособной. В 1983 году Линде предложил более реалистичную теорию под названием «хаотичная инфляционная модель». В ней нет фазового перехода и переохлаждения: их замещает поле с нулевым спином, которое из-за квантовых флуктуаций оказывается очень сильным в некоторых областях ранней Вселенной. В этих областях энергия поля ведет себя подобно космологической постоянной и проявляет себя как гравитационное отталкивание, тем самым заставляя соответствующие области расширяться инфляционным образом. По мере расширения энергия поля в этих областях медленно уменьшается, пока инфляционное расширение не сменится расширением по типу модели горячего Большого взрыва. Одну из этих областей мы знаем как нашу Вселенную. Эта модель обладает всеми достоинствами более ранних инфляционных моделей, но не зависит от сомнительного фазового перехода и к тому же может порождать разумных размеров флуктуации температуры реликтового излучения, которые согласуются с наблюдениями.
Работа с инфляционными моделями показала, что современное состояние Вселенной могло быть продуктом ряда самых разных начальных конфигураций. Это важно – ведь, как следствие, начальное состояние части Вселенной, которую мы занимаем и наблюдаем, не нужно было тонко настраивать и тщательно подбирать. Так что мы можем, если пожелаем, применить слабый антропный принцип, чтобы объяснить, почему Вселенная именно такая, какой мы ее видим сегодня. Но разумеется, было бы неверно утверждать, что любая начальная конфигурация должна эволюционировать во вселенную, подобную нашей. Для примера стоит рассмотреть совершенно другое состояние современной Вселенной – клочковатое и неоднородное. Используя законы физики, нам под силу просчитать эволюцию такой вселенной назад во времени и определить ее конфигурацию в более ранние эпохи. Согласно теоремам о сингулярности классической общей теории относительности у истоков такой вселенной вполне могла стоять сингулярность типа Большого взрыва. Если рассчитать эволюцию такой вселенной вперед по времени в соответствии с известными законами, получатся заданные клочковатость и неоднородность. Таким образом, начальные конфигурации, не ведущие ко вселенной, похожей на нашу, должны были существовать. Стало быть, даже инфляционная модель не позволяет понять, почему начальная конфигурация не смогла породить нечто, отличное от наблюдаемой нами Вселенной. Следует ли обратиться к антропному принципу за объяснением? Неужели это все – счастливое стечение обстоятельств? Это был бы ответ отчаявшегося, оставившего всякую надежду понять порядок, лежащий в основе космоса.
Чтобы установить, как началась Вселенная, нужно знать законы, действовавшие в начале времен. Если классическая общая теория относительности верна, то, согласно доказанным Роджером Пенроузом и мною теоремам, начало времен – это точка с бесконечной плотностью и бесконечной кривизной пространства-времени. В такой точке никакие известные физические законы не действуют. Можно предположить, что в сингулярностях действовали новые законы, но чрезвычайно сложно даже сформулировать организующие принципы для этих патологических точек, тем более что мы не располагаем наблюдательными данными, которые могли бы указать нам путь. Однако теоремы о сингулярностях действительно утверждают, что гравитационное поле становится настолько сильным, что важно учитывать эффекты квантовой механики: классическая теория уже не годится для описания Вселенной. Посему для описания самых ранних этапов эволюции Вселенной необходима квантовая теория гравитации. Как будет видно дальше, квантовая теория гравитации предполагает, что обычные законы физики действуют везде и всегда, включая начало времен: совсем необязательно формулировать новые законы для сингулярностей, потому что в квантовой теории можно обойтись без сингулярностей.
Полная и непротиворечивая теория, которая бы объединяла квантовую механику и гравитацию, пока еще не создана. Но мы уже знаем некоторые свойства, которыми она должна обладать. В частности, это применимость предложенной Фейнманом формулировки квантовой теории через суммы по траекториям. Этот подход предполагает, что у частицы не одна-единственная траектория в пространстве-времени – как в случае классической, неквантовой теории: частица, напротив, движется в пространстве-времени всеми возможными путями, и каждый ее путь определяется парой чисел – амплитудой, то есть размахом волны, и положением волны в цикле (фазой). Вероятность, что частица пройдет через заданную точку, рассчитывается суммированием волн, соответствующих всем проходящим через эту точку траекториям. Правда, реальные попытки вычислить суммы связаны с серьезными техническими проблемами. Единственный способ обойти их состоит в следующем: нужно суммировать волны, связанные с траекториями частицы, не в действительном, реальном времени, которое ощущаем мы с вами, а в так называемом мнимом времени. Мнимое время может показаться чем-то фантастическим, но в действительности это строгое математическое понятие. Если умножить обычное (действительное) число само на себя, мы получим положительное число (например, 2 × 2 = 4 и –2 × –2 = 4). Однако есть особые числа (называемые мнимыми), которые при умножении на себя дают отрицательное число. (Так, число i, умноженное на себя, равно –1, число 2i, умноженное на себя, равно –4 и т. д.).
Действительные и мнимые числа можно вообразить себе следующим образом. Действительные числа представлены линией, идущей слева направо: нуль расположен в середине; отрицательные числа, вроде –1, –2 и т. д., – слева; а положительные числа, такие как 1, 2 и т. д., – справа. Мнимые числа представлены линией, идущей снизу вверх, и числа i, 2i и т. д. расположены выше середины, а числа – i, – 2i и т. д. – ниже середины. Таким образом, мнимые числа можно рассматривать как действительные числа, повернутые на прямой угол.
Во избежание технических проблем с фейнмановским суммированием по траекториям следует использовать мнимое время, то есть прибегнуть при расчетах времени ко мнимым, а не действительным числам. При переходе к мнимому времени наблюдается интересный эффект – в пространстве-времени полностью стирается различие между временем и пространством. Пространство-время, в котором событиям соответствуют мнимые величины на оси времени, называется евклидовым – в честь древнегреческого математика Евклида, создателя геометрии двумерных поверхностей. То, что мы сейчас называем евклидовым пространством-временем, – это примерно то же самое, только измерений теперь не два, а четыре. В евклидовом пространстве-времени нет различия между направлением во времени и направлениями в пространстве. С другой стороны, в действительном пространстве-времени, где все события задаются обычными, действительными числами на оси времени, различие очевидно: временнóе направление во всех точках лежит внутри светового конуса, а пространственные направления – вне его. В любом случае, если речь идет об обычной квантовой механике, использование мнимого времени и евклидова пространства-времени можно рассматривать как математический трюк при расчетах в действительном пространстве-времени[39].
Второе свойство, которое, как мы полагаем, должно отличать искомую теорию, – согласованность с представлением Эйнштейна о гравитационном поле как искривленном пространстве-времени: частицы стремятся двигаться вдоль аналогов прямых траекторий в искривленном пространстве, но, поскольку пространство-время не плоское, траектории частиц оказываются искривленными, как если бы частицы находились под воздействием гравитационного поля. Если применить фейнмановский метод суммирования по траекториям к эйнштейновской теории тяготения, аналогом траектории частицы является все искривленное пространство-время, представляющее историю всей Вселенной. Чтобы справиться с техническими сложностями при суммировании по траекториям, эти искривленные пространственно-временные структуры следует рассматривать как евклидовы. То есть время является мнимым и не отличается от пространственных измерений. Для расчета вероятности обнаружения действительного пространства-времени, обладающего некоторым свойством, – например, имеющего одинаковый вид в любой точке и в любом направлении, – следует сложить волны, связанные со всеми траекториями, обладающими этим свойством.