Мир физики и физика мира. Простые законы мироздания - Джим Аль-Халили
Шрифт:
Интервал:
Закладка:
Еще несколько лет назад я бы сказал, что о темной энергии мы знаем меньше, чем о темной материи, но теперь ситуация начинает меняться. В эйнштейновских уравнениях общей теории относительности есть некая величина, известная как космологическая константа (обозначается греческой буквой Λ, или «лямбда»). То, что мы называем темной энергией, скорее всего, является энергией самого пустого пространства – того, что называется квантовым вакуумом. Мы уже знаем, что все в конце концов сводится к теории квантовых полей. Самые различные частицы, образующие материю, будь то кварки, электроны, фотоны или бозоны Хиггса, можно рассматривать как локализованное возбуждение этих квантовых полей, подобно волнам на поверхности океана. Но если бы нам пришлось убрать все частицы из некоего объема, это не привело бы к исчезновению поля. В этом случае мы говорим, что наш объем перешел в свое базовое, или вакуумное, состояние, однако все равно виртуальные частицы в этом вакуумном объеме будут все время то появляться, то исчезать, заимствуя для этого энергию из окружающей среды, но тут же отдавая ее по мере своего исчезновения. Так что сказать, что квантовый вакуум пустого пространства обладает нулевой энергией, – это то же самое, что утверждать, что океан в спокойном состоянии не имеет глубины. Эквивалентом воды под поверхностью океана и является эта темная энергия – космологическая константа.
Однако то, что у нас есть математический символ для темной энергии, еще не значит, что мы полностью понимаем ее природу. Результаты астрономических измерений заставляют предположить, что космологическая константа имеет определенное цифровое значение, но, как и для массы бозона Хиггса в Стандартной модели, мы не знаем, почему она имеет это значение. Это застарелая и наболевшая проблема в физике, которую называют проблемой тонкой настройки. На самом деле все еще хуже, чем кажется. Расхождение между расчетной квантовой энергией, полученной исходя из квантовой теории относительности, и квантовой энергией, полученной на основании космологических измерений, настолько значительно, что стало одной из самых позорных и непонятных проблем физики. Расчетное значение на 120 порядков больше, чем наблюдаемое.
Космологическая модель (эквивалент Стандартной модели в физике частиц), которая объединяет все, что мы сейчас знаем о темной материи и темной энергии, называется моделью ΛCDM (Lambda-Cold Dark Matter, Лямбда-модель холодной темной материи). Подобно тому как самые серьезные квантовые теории поля стали основой для не слишком сплоченного союза, представленного Стандартной моделью физики частиц, общая теория относительности лежит в основе космологической модели ΛCDM.
Есть еще один важный элемент модели ΛCDM, который, как утверждает большинство космологов (но, конечно, не все), нужен для объяснения характеристик наблюдаемой нами Вселенной. Он называется космической инфляцией и дает возможный ответ на вечный вопрос: каково происхождение Вселенной, а также содержащейся в ней материи и энергии?
Инфляция и мультивселенные
Как я упоминал в самом начале книги, на заре своей истории мы уже создавали мифы о происхождении Вселенной. Сегодня физика сорвала покров тайны с этого вопроса. Но была ли какая-то причина, вызвавшая Большой взрыв? Существовал ли какой-то фактор, послуживший спусковым крючком для рождения нашей Вселенной?
Самый простой ответ состоит в том, что до Большого взрыва ничего не было, поскольку именно он и отметил рождение пространства и времени. Стивен Хокинг и Джеймс Хартл выдвинули гипотезу об отсутствии границ, согласно которой по мере нашего продвижения назад, в сторону Большого взрыва, время будет терять свой смысл и превращаться во что-то похожее на пространственное измерение. Таким образом, в точке начала Вселенной мы получаем гладкое четырехмерное пространство. Поэтому бессмысленно спрашивать, что произошло до Большого взрыва, точно так же, как бессмысленно спрашивать, какая точка на поверхности Земли лежит южнее Южного полюса.
Одной модели Большого взрыва недостаточно, чтобы объяснить структуру Вселенной, как мы ее видим сегодня. В частности, полвека назад космологи столкнулись с двумя озадачившими их проблемами. Первую назвали проблемой плоского пространства-времени. Это еще один вопрос тонкой настройки, относящийся к плотности материи и энергии во Вселенной, которая, видимо, имеет как раз нужное значение, чтобы сделать пространство почти совершенно плоским[32].Вторую называют проблемой горизонта. То, что мы можем рассмотреть в космосе, составляет, вероятно, лишь крошечную долю всей Вселенной, поскольку существует горизонт, за который нам не заглянуть. Этот горизонт является границей того, что известно как видимая Вселенная. Он существует потому, что Вселенная не вечна, а свету нужно время, чтобы до нас добраться. Дополнительная трудность в том, что Вселенная расширяется, и на определенном удалении пространство расширяется быстрее, чем проходящий через него свет (это как подниматься наверх по быстро движущемуся вниз эскалатору).
Представьте себе галактику на одном краю видимой Вселенной и другую галактику – на противоположном краю. Из-за расширения Вселенной ни одно мыслящее существо, живущее в любой из этих галактик, не имеет ни малейшего понятия о существовании другой, поскольку свет от одной еще не достиг другой галактики, да и никогда до нее не дойдет. По сути, те области пространства, в которых находятся наши две галактики, никогда не смогут вступить в контакт или обмениваться информацией. Но почему это проблема? Потому, что, куда бы мы ни посмотрели и как бы далеко ни заглянули, Вселенная везде одинакова. Обе галактики кажутся одинаковыми – во всяком случае, нам, находящимся между ними, – с точки зрения их физических характеристик, состава и структуры материи. Как же так может быть, если в прошлом они никогда не контактировали между собой?
Чтобы найти решение этих двух проблем – плоского пространства-времени и горизонта, 40 лет назад была выдвинута концепция космической инфляции. Вот ее суть: когда от момента рождения Вселенной прошли какие-то доли секунды, она испытала короткий период экспоненциального расширения, обусловленного еще одним квантовым полем – инфляционным. В течение
