Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее - Александр Потупа

Так вот, из G и с легко образовать новую константу:

LP = c5/2G » 1,8.1059 эрг/с = 1,8.1052 Ватт,

имеющую вполне ясный смысл мощности или светимости, причем, по-видимому, предельной мощности, с помощью которой можно передать информационный сигнал[115]. Важно, что она естественно входит в планковскую систему (как фундаментальная мощность), но не содержит постоянной Планка, то есть может быть замечена в классической теории.

Простой обзор светимостей звезд, галактик и квазаров говорит нам о том, что ни один из этих объектов и близко не подходит по светимости к пределу LP. Для типичной звезды Солнца L(~ 3,8.1033 эрг/с характерная светимость галактик и квазаров не превышает 1043–1045 эрг/с. Суммарную светимость всех галактик можно оценить величиной 1055–1056 эрг/с, что все еще в тысячи раз меньше LP. Иными словами, ограничительная роль новой константы выполняется с большим запасом.

Источник, обладающий светимостью LP, способен был бы генерировать за год целую большую галактику (массой около 6,4.1045 г), а за космологический период 15 миллиардов лет массу порядка 1056 г, что заметно превышает оценку суммарной массы галактик во Вселенной.

Ограничительная функция LP хорошо видна при оценке работы некоторого источника. Он излучает в общем случае за счет выгорания собственной массы. В процессе излучения его масса и физический радиус, разумеется, убывают, однако радиус не должен убывать быстрее, чем со скоростью света. С другой стороны, для любого наблюдаемого объекта физический радиус не может стать меньше так называемого гравитационного (Rg= 2GM/c2), который тоже убывает с досветовой скоростью. Последнее утверждение эквивалентно тому, что для светимости любого источника должно выполняться соотношение[116]: L b LP.

Ограничения на светимость исчезают в пределе LP " ∞ то есть при переходе к нерелятивистской теории (с " ∞), или при выключении гравитации (G " 0). He следует ли в связи с этим понимать тяготение как универсальный физический механизм ограничения мощности любых процессов?

Пока последовательного ответа на этот вопрос нет, не построен явный пример классической теории гравитации, которая исходила бы из ограничения L b LP столь же естественным образом, как специальная теория относительности исходит из ограничения v b с. Возможно, на пути к такой теории лежат какие-то неизвестные нам явления — все-таки пока мы наблюдаем очень малые по сравнению с LP светимости небесных тел. И это немного напоминает ситуацию перед созданием специальной теории относительности, когда в эксперименте наблюдались скорости объектов, существенно меньшие скорости света. Только открытие электронов, которые из-за очень малой массы легко поддаются ускорению до околосветовых скоростей, дало четкие экспериментальные указания на новые механические закономерности. Не предстоит ли классической теории тяготения пройти сквозь третье рождение в связи с исследованием объектов сопоставимых по светимости с LP?

Не исключен, конечно, и иной вариант, где роль фундаментальной светимости станет понятна лишь при учете квантовых явлений, то есть в рамках какой-то супертеории будущего, описывающей явления и в планковской области.

На пути к суперкосмологии

Завершая этот раздел, нельзя не остановиться на очень интересном прорыве к описанию самой ранней Вселенной, возникшей в последние два десятилетия. Этот прорыв сконцентрировал в себе практически все надежды предыдущих подходов к решению проблемы Сингулярности, а начинался он с, казалось бы, совершенно фантастической идеи ленинградского астрофизика Э. Б. Глинера, выдвинутой еще в конце 60-х годов.

Идея заключалась в том, что в некую эпоху вещество может находиться в своеобразном состоянии натяжения, которое характеризуется отрицательным давлением. И тогда, естественно, возникает стационарный режим расширения без всяких особых точек.

Итак, все дело в необычном состоянии вещества?

Это так, но не вполне, поскольку дальнейшие исследования выяснили, что речь идет скорее о состоянии вакуума, т. е. таком состоянии, где нет собственно вещества в виде элементарных частиц.

С точки зрения классической физики, пустой мир ничем не интересен, но квантовая физика подразумевает под вакуумом нечто весьма нетривиальное, обладающее энергией, способной проявляться вполне наблюдаемым образом. Квантовые закономерности позволяют частицам рождаться и тут же погибать, и в этом смысле пустое пространство оказывается как бы непрерывно бурлящим. На основе представлений постепенно сформировался весьма интересный сценарий Первовзрыва и того, что происходит непосредственно вслед за ним.

Исходное вакуумное состояние Вселенной обладает плотностью ρP. Предполагается, что при такой предельно высокой плотности действуют мощные силы отталкивания, т. е. в уравнениях Эйнштейна действительно нужно учитывать космологический член. Важно, однако, то, что он не вводится «искусственно», а возникает благодаря отрицательному давлению вакуума и, в конечном счете, выражается через постоянную плотность этого же вакуума (λ = 8πGρвак /c2 ~ 1066 см-2, причем ρ вакуума = ρP).

В результате действия сил отталкивания зародыш Вселенной стремительно расширяется, все расстояния растут экспоненциально (R = R0ехр((λ/3)1/2.ct)), плотность же экспоненциально падает (ρ ~ ρmaxехр(-4(λ/3)1/2.ct ), и никакой Сингулярности в решениях не видно.

Такая стадия получила название «инфляционного режима». Уже через несколько планковских мгновений (t ~ (3 ÷ 5) tP) плотность становится пренебрежимо малой по сравнению с вакуумной (ρ « ρвак). Примерно через миллиард планковских мгновений (t~10–35 сек) вакуумное состояние распадается, порождая обычную материю с обычным положительным давлением, после чего отталкивание исчезает, и дальнейшее расширение происходит в соответствии с горячей фридмановской (стандартной) моделью.

Инфляционная стадия действительно крайне необычна и заметно выбивается за рамки известных физических явлений, и это не так уж удивительно — ведь действие происходит при плотностях, которые на 70–80 порядков превышают известные из лабораторных экспериментов. Однако исследования этой стадии оказались важны не только в том плане, что позволили обсуждать рождение наблюдаемой Вселенной из чего-то более приемлемого, чем Сингулярность. Они позволили всерьез поставить вопрос о множественном рождении вселенных, точнее, о принадлежности нашего мира некоему обширному набору непрерывно творящихся миров, как это сделал советский теоретик А. Д. Линде в 1986 году.

В инфляционной модели благодаря экспоненциальному росту всех расстояний сразу бросается в глаза огромная скорость разбегания любой пары точек. Эта скорость очень быстро превосходит световую, т. е. точки теряют причинную связь. Поэтому, если рассмотреть какую-то относительно малую область, все точки которой первоначально причинно связаны (т. е. между ними можно осуществить обмен световыми сигналами), то по мере разбегания точек она фактически превратится в несколько независимо эволюционизирующих областей. Например, при увеличении всех расстояний в 2 раза из-за 8-кратного увеличения объема возникает 8 областей с размерами порядка исходного. В каждой из них по-прежнему будет существовать причинная связь, но между ними уже невозможен обмен информацией, так как новые области будут удаляться друг от друга со сверхсветовыми скоростями. Еще 2-кратное увеличение всех расстояний, и перед нами уже 64 независимых области, и т. д. Такие области иногда называют мини-вселенными, имея в виду, что в процессе инфляционного раздувания появляется множество фактически невзаимодействующих обособленных миров, лишь один из которых эволюционизирует в нашу Вселенную.

Получается картина некоего вечно пенящегося «планковского котла» основной процесс, идущий в такой Супервселенной связан с непрерывным размножением планкеонов, мини-вселенных с планковской плотностью. Но в силу квантовых флуктуации ρвак (оцененных на основе квантовой теории случайных отклонений плотности вакуума от среднего значения) в отдельных областях инфляция приводит к такому падению плотности, которое обеспечивает специфический фазовый переход — вакуум теряет устойчивость, распадаясь на обычную материю, а раздувание сменяется фридмановским расширением. Благодаря одной из таких случайностей возникла и наша Вселенная…

Приятно в связи с такими представлениями помечтать о временах, когда в рамках опытов с планкеонами, сжимая вещество до близких к ρP величин, мы сможем создавать миры, подобные нашему или даже нечто более интересное. На самом деле реализация этой сверхфантастической мечты может быть связана с такими интересными объектами, как черные дыры — темой, весьма близко примыкающей к космологическим проблемам. К рассказу о черных дырах и других экзотических явлениях, так или иначе связанных с космологией, мы и переходим.