Научный вопрос, послуживший движущей силой для выдуманного Адамсом ресторана, звучал так: «Как закончится Вселенная?» Вероятно, не рок-концертом космологических масштабов, как считал он. Возможно, человечество и заслужило такой конец, но, может быть, все же не стоило бы навлекать такую страшную кару на другие цивилизации, которые могут оказаться рядом.
Возможно, Вселенная вообще никогда не закончится. Она могла бы расширяться вечно. Но в этом случае все постепенно сойдет на нет, галактики будут отдаляться друг от друга до тех пор, пока свет не потеряет способность преодолевать расстояние между ними, и тогда мы останемся одни в холоде и темноте. Впрочем, по мнению Фримена Дайсона, сложная «жизнь» могла бы продолжить существование, несмотря на так называемую «тепловую смерть» Вселенной. Но это была бы очень медленная жизнь.
В менее печальном для поклонников фантастики варианте Вселенная могла бы коллапсировать, повторив в обратном порядке процесс Большого взрыва и расширения. Она могла бы даже коллапсировать обратно в точку. Или ее конец мог бы оказаться более удручающим — Большим разрывом, при котором материя распадается, по мере того как темная энергия рвет ткань пространства-времени.
Это может оказаться окончательным Концом. Но можно допустить также, что после коллапса Вселенная могла бы возродиться вновь. Это уже теория осциллирующей Вселенной. Джеймс Блиш использовал ее в финале повести «Триумф времени». Возможно, фундаментальные физические константы после сжатия и начала нового цикла окажутся чуть другими; некоторые физики думают именно так. Другие так не считают. Может быть, от нашей Вселенной отпочкуются детки, во всем похожие на свою мать или совершенно иные. А может, и нет.
Математика позволяет нам исследовать все эти возможности, а однажды, может быть, поможет выбрать одну из них. До тех пор мы можем только рассуждать о конце всех вещей — или не всех, как вполне может оказаться.
17. Большое раздувание
Если бы я присутствовал при акте творения, я дал бы несколько полезных советов о том, как лучше организовать Вселенную.
Несколько лет назад теория возникновения Вселенной в результате Большого взрыва соответствовала всем существенным наблюдениям. С одной стороны, она предсказала температуру реликтового микроволнового излучения — этот ранний успех внес серьезный вклад в то, что теория была в конечном итоге принята[87]. С другой стороны, наблюдений было мало, а интервалы между ними были большие. По мере того как астрономы, пытаясь понять, что еще предсказывает теория Большого взрыва, получали более подробные измерения и проводили более обширные расчеты, начали появляться нестыковки.
В главе 15 мы видели, что в сегодняшней Вселенной имеется большое количество крупномасштабных структур; длинные волокна и целые обширные «стены» галактик окружают еще более обширные войды. Все вместе сильно напоминает пену в стакане с пивом, причем галактики там располагаются на поверхности пузырьков, а войды соответствуют воздуху внутри их. Расчеты показывают, что современная оценка возраста Вселенной — 13,8 миллиарда лет — не дает веществу достаточно времени, чтобы стать настолько комковатым. Кроме того, возраст Вселенной слишком мал, чтобы объяснить нынешнюю плоскую геометрию пространства. Согласовать то и другое проблематично, потому что, чем более плоским вы сделаете пространство, тем менее комковатым, скорее всего, станет вещество, и наоборот: чем более комковато вещество, тем более искривлено пространство.
Преобладающая космологическая мудрость предлагает постулировать Еще Больший взрыв, иначе известный как инфляция. В критический момент, в самом начале своего существования, нарождающаяся Вселенная расширилась до громадных размеров за необычайно короткое время.
Другие недостатки оригинальной теории Большого взрыва привели к тому, что космологи «прикрутили» к ней еще два априорных допущения: скрытая масса, или темная материя, — некая форма вещества, совершенно отличная от обычного его состояния, и темная энергия — некая форма энергии, заставляющая процесс расширения Вселенной ускоряться. В данной главе я расскажу об инфляции и о темной энергии. Скрытую массу я оставлю до следующей главы, поскольку сказать о ней можно много.
Космологи весьма уверены в истинности нынешней теории, известной как модель ΛCDM (Lambda-Cold Dark Matter) c Λ-членом и холодной темной материей или как стандартная модель космологии. (Напомню, что Λ — это обозначение космологической постоянной Эйнштейна.) Они уверены, потому что такая комбинация классического Большого взрыва, инфляции, скрытой массы и темной энергии согласуется с большинством наблюдений, причем со значительной степенью детализации. Однако с каждым из трех дополнительных компонент имеются значительные проблемы, и не исключено, что кое-что необходимо переосмыслить.
В этой и следующей главах я собираюсь сначала рассказать традиционный вариант теории, с кратким изложением тех наблюдений, которые и дали начало этим трем «подпоркам», и описанием того, как они объясняют эти наблюдения. Затем я взгляну на получившуюся в результате стандартную модель космологии критически и изложу некоторые проблемы, которые не снимаются этими подпорками. Наконец, опишу некоторые из предложенных альтернатив стандартной модели и расскажу, как они, в свою очередь, справляются с проблемами.
В главе 16 описывалось основное свидетельство в пользу Большого взрыва со всеми добавками: это структура реликтового фонового излучения. Последние измерения, проведенные аппаратом WMAP, показывают, что реликтовое излучение почти однородно и по температуре отклоняется от среднего значения не более чем на 200 миллионных долей кельвина. Небольшие флуктуации — это именно то, что предсказывает теория Большого взрыва, но эти отклонения слишком малы — настолько малы, что, судя по ним, для развития нынешней комковатости у Вселенной просто было недостаточно времени. Это утверждение основано на компьютерном прогоне математических моделей эволюции Вселенной, упомянутых в главе 15.
Один из способов разрешить эту проблему состоит в том, чтобы модифицировать теорию и сказать, что ранняя Вселенная с самого начала была более комковатой[88]. Но эта идея сталкивается с другой сложностью, едва ли не противоположного характера. Хотя материя на сегодняшний день слишком комковата для стандартной теории Большого взрыва, пространство-время, напротив, комковато недостаточно. Оно почти плоское.
Космологов беспокоил также более глубокий вопрос — проблема горизонта, на которую указал Миснер в 1960-е годы. Стандартная теория Большого взрыва предсказывает, что части Вселенной, расположенные слишком далеко друг от друга для того, чтобы между ними были причинно-следственные связи, должны тем не менее иметь схожее распределение вещества и схожую температуру реликтового излучения. Более того, это должно быть очевидным для наблюдателя, потому что космологический горизонт — то, насколько далеко можно видеть, — расширяется со временем. Значит, области, которые прежде не были причинно связанными, могут позднее сделаться таковыми. Проблема: как эти области могут «знать», какое распределение и какую температуру им положено иметь? Так что дело не только в том, что пространство-время слишком плоское: оно, кроме того, однородно плоское на масштабах, которые слишком велики, чтобы «общаться» друг с другом.
В 1979 году Алан Гут выдвинул остроумную идею, помогающую разобраться с обоими этими вопросами. Новая теория делает пространство-время плоским и в то же время позволяет веществу оставаться комковатым; кроме того, она решает проблему горизонта. Чтобы описать эту идею, нам нужно знать кое-что об энергии вакуума.
В сегодняшней физике вакуум — это не пустое пространство, а бурлящий котел виртуальных квантовых частиц, которые появляются из ничего парами и затем аннигилируют друг с другом раньше, чем кто-либо успевает их увидеть. Это возможно в квантовой механике благодаря принципу неопределенности Гейзенберга, который гласит, что невозможно определить энергию частицы в конкретный момент времени. Либо энергия, либо временной интервал должны сохранять неопределенность. Если «размыто» значение энергии, то она не обязана сохраняться в любой отдельно взятый момент. Частицы могут занимать ее на какое-то время, а потом возвращать, и на этом коротком интервале времени энергия не сохраняется. Если неопределенным оказывается интервал времени, это останется незамеченным.
Этот процесс — или что-то другое, физики не могут сказать точно — порождает пузырящееся поле фоновой энергии, пронизывающее всю Вселенную. Это слабое поле — примерно одна миллиардная доля джоуля на кубический метр. Достаточно, чтобы питать одну секцию электронагревателя на протяжении одной триллионной доли секунды.
Инфляция говорит, что разделенные большим расстоянием области пространства-времени имеют сходное распределение вещества и температуру, потому что в прошлом они могли поддерживать связь друг с другом. Предположим, что далекие теперь области Вселенной когда-то были достаточно близки, чтобы взаимодействовать. Предположим также, что в то время энергия вакуума была больше, чем теперь. В таком состоянии доступный для наблюдения горизонт не увеличивается; он остается постоянным. Если затем Вселенная подвергается стремительному расширению, то близкие наблюдатели быстро оказываются разделены и все становится однородным. Важно, что любые локальные комки[89] и пустоты, существовавшие еще до начала инфляции, внезапно распределяются по поистине гигантскому объему пространства-времени. Это как положить кусочек масла на маленький тост — а затем заставить этот тост внезапно увеличиться до необычайных размеров. Масло расширится вместе с ним, и вы получите тонкий, почти однородный слой.