Ткань космоса: Пространство, время и текстура реальности - Брайан Грин

Глава 11. Кванты на небе в алмазах

Инфляция, квантовая дрожь и стрела времени

Открытие механизма инфляции положило начало новой эре в космологических исследованиях, и за прошедшие десятилетия на эту тему были написаны многие тысячи статей. Учёные рассмотрели буквально каждый уголок и трещинку в теории, которую вы, вероятно, уже можете представить. В то время как многие из этих работ были сфокусированы на деталях технического характера, в других учёные шли дальше и показывали, как инфляция не только решает специфические космологические проблемы, недостижимые для стандартной модели Большого взрыва, но также обеспечивает мощные новые подходы к большому числу старых вопросов. Среди них выделяется три направления: вопросы, связанные с формированием компактных структур, таких как галактики; с количеством энергии, требующимся для рождения Вселенной, которую мы видим; и (что имеет первоочередную важность для нашего рассказа) с происхождением стрелы времени, — на которых инфляция привела к значительному и, как сказали бы многие, впечатляющему прогрессу.

Давайте посмотрим.

Квантовый скайрайтинг[213]

Решение проблем горизонта и плоскостности, предложенное инфляционной космологией, было её первым притязанием на славу, причём справедливым. Как мы видели, это было значительным успехом. Но за прошедшие с тех пор годы многие физики пришли к уверенности, что и другие достижения инфляционной теории разделяют высшую позицию в списке самых важных достижений теории.

Одно из важных достижений имеет отношение к проблеме, о которой я до сего момента не призывал вас задуматься: как получилось, что во Вселенной есть галактики, звёзды, планеты и другие массивные образования? Последние три главы я просил вас сосредоточиться на астрономически больших масштабах — масштабах, в которых Вселенная выглядит однородной, масштабах настолько больших, что целые галактики представляются как отдельные молекулы H2O, в то время как сама Вселенная подобна полному стакану воды. Но рано или поздно космологии приходится столкнуться с фактом, что когда вы изучаете космос на «более мелких» масштабах, вы обнаруживаете компактные структуры, такие как галактики. И здесь опять мы сталкиваемся с загадкой.

Если Вселенная на самом деле гладкая, однородная и одинаковая в больших масштабах — свойство, которое подтверждается наблюдениями и которое является сердцем всего космологического анализа, — то откуда взялись мелкомасштабные неоднородности? Непреклонный сторонник стандартной космологии Большого взрыва снова может уйти от вопроса, сославшись на в высшей степени благоприятные и непостижимо тонко настроенные условия в ранней Вселенной: «Возле самого начала, — как мог бы сказать этот сторонник, — всё было в общем и целом гладким и однородным, но не совершенно однородным. Почему условия сложились таким образом, я сказать не могу. Просто так тогда было. Со временем эти мелкие неоднородности росли, поскольку сгущение материи, будучи более плотным, чем его окружение, создаёт более значительное гравитационное притяжение и, следовательно, захватывает новый, находящийся по соседству материал, становясь ещё больше. В конечном счёте сгущения стали достаточно большими, чтобы сформировать звёзды и галактики». Это звучало бы убедительно, если бы не два недостатка: полное отсутствие объяснения как общей начальной однородности на больших масштабах, так и этих важных мелких неоднородностей. Вот где инфляционная космология обеспечивает прогресс, радующий глаз. Мы уже видели, что инфляция предлагает объяснение крупномасштабной однородности и, как мы сейчас узнаем, объяснительная сила теории распространяется ещё дальше. Замечательно, что в соответствии с инфляционной космологией начальные неоднородности, которые в конечном счёте привели к формированию звёзд и галактик, возникают из квантовой механики.

Эта впечатляющая идея возникает благодаря взаимодействию двух кажущихся несоизмеримыми областей физики: инфляционного расширения пространства и квантового принципа неопределённости. Принцип неопределённости говорит нам, что то, насколько точно в космосе могут быть определены различные взаимно дополнительные физические свойства, всегда определяется компромиссом. Наиболее знакомый пример (см. главу 4) связан с материей: чем точнее определено положение частицы, тем менее точно может быть определена её скорость. Но принцип неопределённости применим также и к полям. Следуя тем же рассуждениям, которые мы использовали применительно к частицам, принцип неопределённости означает, что чем точнее определена величина поля в данной точке пространства, тем менее точно может быть определена скорость изменения поля в этом же месте. (Положение частицы и темп изменения её положения — её скорость — играют в квантовой механике роль, аналогичную величине поля и скорости изменения величины поля в данном месте в пространстве).

Я бы суммировал содержание принципа неопределённости, сказав, что квантовая механика делает всё дрожащим и турбулентным. Если скорость частицы не может быть известна с абсолютной точностью, мы также не сможем описать, где частица будет располагаться даже через долю секунды, так как скорость сейчас определяет положение потом. В известном смысле частица свободна иметь ту или иную скорость или, более точно, принять смесь многих скоростей, а потому она безумно скачет, бессистемно двигаясь туда-сюда. Для полей ситуация аналогичная. Если скорость изменения поля не может быть определена с абсолютной точностью, тогда мы также не сможем определить, какой будет величина поля в некотором месте даже мгновением позже. В некотором смысле поле колеблется вверх-вниз с той или иной скоростью или, более точно, оно имеет странную смесь многих различных скоростей изменения, а потому его величина будет подвергаться неистовому, нечёткому, хаотичному дрожанию.

В повседневной жизни мы непосредственно не воспринимаем эти скачки, как в случае частиц, так и в случае полей, поскольку они происходят на субатомных масштабах. Но именно тут оказывается важна инфляция. Внезапный взрыв инфляционного расширения растягивает пространство в такой гигантской степени, что изначально бывшее микроскопическим вырастает до макроскопических масштабов. В качестве ключевого примера пионеры{214} инфляционной космологии обнаружили, что хаотические различия между квантовыми отклонениями полей в разных местах пространства могли бы сгенерировать небольшие неоднородности на микроскопических масштабах; вследствие беспорядочных квантовых возмущений количество энергии в одном месте могло бы чуть-чуть отличаться от количества в другом. Тогда, благодаря последующему инфляционному расширению пространства, эти ничтожные вариации могли бы быть растянуты до масштабов, намного больших, чем квантовая область, что создало бы небольшие неоднородности на макроскопических масштабах, примерно как мелкие закорючки, нарисованные на сдутом воздушном шаре фломастером, растянутся до хорошо видимых размеров, когда вы надуете шар. В этом, думают физики, и заключается происхождение неоднородностей, которые непоколебимые последователи стандартной модели Большого взрыва просто декларируют без объяснений: «так тогда было». Благодаря гигантскому растягиванию неустранимых квантовых флуктуаций инфляционная космология даёт объяснение: инфляционное расширение растягивает мелкую неоднородную квантовую рябь и делает её ясно видимой на небе.

В течение нескольких миллиардов лет, прошедших с окончания краткой инфляционной фазы, благодаря гравитационному притяжению эти мельчайшие сгущения материи продолжали расти. Точно так же, как в картине стандартного Большого взрыва, сгущения имеют немного более сильное гравитационное притяжение, чем их окружение, так что они притягивают к себе находящуюся рядом материю, вырастая всё больше. Со временем эти сгустки материи выросли до достаточно больших размеров, чтобы дать материал для формирования галактик и звёзд, их населяющих[215]. Определённо, имеется огромное количество шагов в детальной картине пути от маленьких неоднородностей к галактикам, и многие всё ещё требуют объяснения. Но общие рамки понятны: в квантовом мире ничего не бывает совершенно однородным из-за флуктуаций, присущих принципу неопределённости. И в квантовом мире, который пережил инфляционное расширение, такие неоднородности могли быть растянуты из микромасштабов до гораздо больших размеров, обеспечив семена для формирования больших астрофизических тел вроде галактик.

В этом состоит основная идея, так что можете свободно пропустить данный абзац. Но для тех, кому интересно, я хотел бы обсудить это более точно. Вспомним, что инфляционное расширение подходит к завершению, когда величина поля инфлатона соскальзывает на дно чаши потенциальной энергии и поле теряет всю содержащуюся в нём энергию и отрицательное давление. Мы описывали это как происходящее однородно во всём пространстве, — величина инфлатона здесь, там и везде переживала одну и ту же эволюцию, — как это естественно следует из уравнений, описывающих процесс. Однако это вполне верно, только если мы пренебрегаем эффектами квантовой механики. В среднем величина поля инфлатона действительно соскальзывает на дно чаши, как мы и ожидаем, думая о нём как о классическом объекте вроде твёрдого шарика, скатывающегося по наклонной плоскости. Но так же как лягушка, сползая на дно чаши, может прыгать и дёргаться по пути, квантовая механика говорит нам, что поле инфлатона тоже прыгает и дрожит. На своём пути на дно чаши энергии величина поля может внезапно подпрыгивать немного вверх или опуститься немного вниз. Из-за этого дрожания инфлатон достигнет величины, соответствующей минимуму энергии, в разных местах немного в разные моменты времени. Получается, что инфляционное расширение прекращается немного в разные моменты в разных точках пространства, так что и величина расширения пространства в разных местах будет немного разной, приводя к неоднородностям (ряби), сходным с теми неровностями, которые получаются, когда тесто для пиццы растягивают немного больше в одном месте, чем в другом. Теперь обычная интуиция говорит, что дрожания, возникающие благодаря квантовой механике, должны быть слишком малыми и не могут иметь какого-то отношения к астрофизическим расстояниям. Но при инфляции пространство расширяется с такой колоссальной скоростью, удваивая размер каждые 10−37 с, что даже малейшее отличие в продолжительности инфляции в соседних точках приводит к существенной ряби. Фактически, расчёты, проделанные для частных случаев инфляционной теории, показывают, что такие неоднородности имеют тенденцию становиться даже слишком большими; исследователям часто приходится подгонять детали в данной инфляционной модели (точную форму чаши потенциальной энергии поля инфлатона), чтобы квантовая дрожь не приводила к слишком неоднородной Вселенной. Итак, инфляционная космология даёт готовый механизм, который позволяет понять, как маломасштабные неоднородности могут отвечать за возникновение структур вроде звёзд и галактик во Вселенной, которая на самых больших масштабах выглядит совершенно однородной.