Брайан Грин. Ткань космоса: Пространство, время и структура реальности - Брайан Грин

Таким образом инфляционная космология объяснила однородность микроволнового фонового излучения, заполняющего пространство, которая в ином случае загадочна.

Инфляция и проблема плоскостности

Вторая проблема, адресуемая инфляционной космологии, имеет дело с формой пространства. В Главе 8 мы установили критерии однородной пространственной симметрии и нашли три способа, которыми ткань пространства может изгибаться. Обращаясь к нашей двумерной визуализации, имеются возможности положительной кривизны (форма подобная поверхности шара), отрицательной кривизны (седловая форма) и нулевой кривизны (форма подобная бесконечной плоской поверхности стола или экрану видеоигры конечных размеров). С ранних дней ОТО физики осознавали, что полная материя и энергия в каждом объеме пространства – плотность материи/энергии – определяет кривизну пространства. Если плотность материи/энергии высока, пространство свернется в форму сферы; это значит, что будет положительная кривизна. Если плотность материи/энергии низка, пространство будет расширятся вовне как седло; это значит, будет отрицательная кривизна. Или, как отмечалось в последней главе, для очень специального количества плотности материи/энергии – критической плотности, равной массе около пяти атомов водорода (около 10–23 грамм) в каждом кубическом метре, – пространство будет лежать точно между этими двумя экстремумами и будет совершенно плоским; это значит, что кривизны не будет.

Теперь о загадке.

Уравнения ОТО, которые лежат в основе стандартной модели Большого взрыва, показывают, что если плотность материи/энергии в начале была в точности равна критической плотности, то она останется равной критической плотности, когда пространство расширяется.[17] Но если плотность материи/энергии была хотя бы чуть-чуть больше или чуть-чуть меньше, чем критическая плотность, последующее расширение уведет ее очень и очень далеко от критической плотности. Чтобы прямо почувствовать числовые величины, отметим, что если через секунду после Большого Взрыва вселенная не дотягивала до критической плотности, имея 99,99 процента от нее, расчеты показывают, что сегодня ее плотность была бы в любом случае уведена вниз до величины 0,00000000001 от критической плотности. Эта разновидность ситуации подобна той, с которой столкнулся скалолаз, который прогуливается по тонкому как бритва уступу с крутым склоном с каждой стороны. Если его шаг направлен прямо по грани, он сможет пересечь уступ. Но даже малейший ошибочный шаг, сделанный чуть слишком влево или вправо, приведет к существенно иному исходу. (И с риском получить одну из слишком далеко идущих аналогий, это свойство стандартной модели Большого Взрыва также напоминает мне душевую много лет назад в студенческом общежитии колледжа: если вы сможете установить кран абсолютно точно, вы сможете получить комфортабельную температуру воды. Но если вы отклонитесь на йоту туда или сюда, вода будет или обжигающая или замораживающая. Некоторые студенты просто прекращали мыться совсем).

Десятилетия физики пытались измерить плотность материи/энергии во вселенной. В 1980е, хотя измерения были далеки от завершения, одна вещь стала определенной: плотность материи/энергии вселенной не является в тысячи и тысячи раз меньше или больше, чем критическая плотность; эквивалентно, пространство искривлено несущественно, или положительно или отрицательно. Это осознание бросило неудобный свет на стандартную модель Большого взрыва. Оно подразумевало, что для соответствия стандартного Большого взрыва наблюдениям некоторый механизм – один из тех, которые никто не может объяснить или идентифицировать, – должен был тонко настроить плотность материи/энергии ранней вселенной экстраординарно близко к критической плотности. Например, расчеты показывают, что через одну секунду после Большого взрыва плотность материи/энергии вселенной должна была находиться в пределах миллионной от миллионой доли процента от критической плотности; если бы материя/энергия отклонилась от критической величины на любое, большее этого мизерного ограничения значение, стандартная модель Большого взрыва предсказала бы плотность материи/энергии сегодня, которая чрезвычайно отличалась бы от того, что мы наблюдаем. Тогда в соответствии со стандартной моделью Большого взрыва, ранняя вселенная была бы сильно похожа на скалолаза, покачивающегося вдоль экстремально узкого склона. Малейшее отклонение в условиях миллиарды лет назад должно было бы привести к сегодняшней вселенной, сильно отличающейся от показанных астрономами измерений. Это известно как проблема плоскостности.

Хотя мы охватили существенные идеи, важно понять смысл, в котором проблема плоскостности является проблемой. Проблема плоскостности ни в каком смысле не показывает, что стандартная модель Большого взрыва не верна. Стойкий последователь прореагирует на проблему плоскостности пожиманием плечами и лаконичной репликой: "Это просто так, как это было тогда давно", приняв тонко настроенную плотность материи/энергии ранней вселенной, – которую стандартная модель Большого взрыва требует, чтобы дать предсказания, которые находятся в одном и том же диапазоне, что и наблюдения, – как необъяснимую данность. Но этот ответ вызовет отвращение у большинства физиков. Физики чувствуют, что теория чрезвычайно неестественна, если ее успехи зависят от экстремально точной настройки свойств, для которого вы не имеете фундаментального объяснения. Без предложения причин, почему плотность материи/энергии ранней вселенной должна была бы быть так тонко настроена на приемлемую величину, многие физики нашли стандартную модель Большого взрыва слишком придуманной. Так что проблема плоскостности высвечивает экстремальную чувствительность стандартной модели Большого взрыва к условиям в удаленном прошлом, о которых мы знаем очень мало; это показывает, как теория для своей работоспособности должна предполагать, какой была вселенная.

Напротив, физики испытывают потребность в теориях, чьи предсказания нечувствительны к неизвестным величинам, вроде того, каковы были вещи в далеком прошлом. Такие теории кажутся крепкими и естественными, поскольку их предсказания не зависят чувствительно от деталей, которые тяжело или даже вообще невозможно определить напрямую. Этот вид теории обеспечивается инфляционной космологией, и предлагаемое ей решение проблемы плоскостности иллюстрирует, почему это так.

Существенное наблюдение заключается в том, что, в то время как притягивающая гравитация увеличивает любое отклонение от критической плотности материи/энергии, отталкивающая гравитация инфляционной теории действует противоположно: она уменьшает любое отклонение от критической плотности. Чтобы почувствовать, почему это так, самое простое использовать тесную связь между плотностью материи/энергии вселенной и ее кривизной из геометрических соображений. В особенности отметим, что даже если форма ранней вселенной была существенно искривленной, после инфляционного расширения часть пространства, достаточно большая для включения в себя наблюдаемой сегодня вселенной, выглядит очень близко к плоской. Это свойство геометрии, о котором мы все осведомлены: поверхность баскетбольного мяча, очевидно, искривлена, но потребовалось много времени и мыслителей с нахальством, прежде чем каждый согласился, что поверхность Земли также искривлена. Причина в том, что при прочих равных условиях чем большие размеры имеет что-то, тем более постепенно оно искривляется и тем более плоским кажется кусок заданного размера на его поверхности. Если вы накинете штат Небраска на сферу только в несколько сотен миль в диаметре, как на Рис 10.4а, он будет выглядеть искривленным, но на земной поверхности, с чем согласны все жители Небраски, он выглядит плоским. Если вы расположите Небраску на сферу в миллиард раз больше Земли, она будет выглядеть еще более плоской. В инфляционной космологии пространство растягивается на такой колоссальный фактор, что наблюдаемая вселенная, та часть, которую мы можем видеть, является всего лишь малым кусочком в гигантском космосе. Так что, подобно Небраске, расположенной на гигантской сфере, как на Рис 10.4d, даже если вся вселенная искривлена, наблюдаемая вселенная будет очень близка к плоской.[18]

(а) (b) (c) (d)

Рис 10.4 Форма фиксированного размера, такая как штат Небраска, кажется все более и более плоской, когда она располагается на все более и более больших сферах. В этой аналогии сфера представляет всю вселенную, тогда как Небраска представляет наблюдаемую вселенную – часть внутри нашего космического горизонта.

Это похоже на противоположно ориентированные магниты, вставленные в ботинки скалолаза, если они достаточно сильные, и толщину склона, который он пересекает. Даже если его шаг пытается несколько отклониться от рубежа, сильное притяжение между магнитами обеспечивает, что его ноги останутся прямо на склоне. Аналогично, даже если ранняя вселенная отклонилась на значительную величину от критической плотности материи/энергии и потому была далека от плоской, инфляционное расширение обеспечит, что часть пространства, к которому мы имеем доступ, будет приведена к плоской форме, а плотность материи/энергии, к которой мы имеем доступ, будет приведена к критической величине.