Ткань космоса. Пространство, время и текстура реальности

Стейнхардт и Тьюрок приспособили её для космологии.

Рис. 13.7. Две 3-браны, разделённые малым расстоянием

Точнее говоря, Стейнхардт и Тьюрок представили, что каждая из бран на рис. 13.7 имеет три пространственных измерения, а соединяющие их отрезки прямых линий представляют четвёртое измерение. Остальные шесть измерений свёрнуты в пространства Калаби–Яу (не отображены на рисунке), имеющие такую форму, чтобы колебательные моды струн соответствовали известным элементарным частицам.^{181} Вселенная, которую мы непосредственно осознаём, соответствует одной из этих 3-бран; если угодно, вы можете считать вторую 3-брану другой Вселенной, обитатели которой (если эту Вселенную вообще кто-либо населяет) ведают только о трёх пространственных измерениях, если их технологии не сильно превосходят наши. При таком устройстве другая 3-брана (другая Вселенная) находится прямо рядом с нами. Она парит не далее чем в миллиметре от нас (по четвёртому пространственному измерению, как на рис. 13.7), но из-за липкости нашей 3-браны и слабости испытываемой нами гравитации у нас нет никаких прямых свидетельств её существования, как и её гипотетические обитатели не подозревают о нашем существовании.

Однако согласно циклической космологической модели Стейнхардта и Тьюрока не всегда было или будет так, как представлено на рис. 13.7. В их модели две 3-браны притягиваются друг к другу (словно они соединены тончайшими резиновыми нитями), и это значит, что каждая из них определяет космологическую эволюцию другой: браны втянуты в нескончаемый цикл — столкновение, отскок, снова столкновение, — в котором вечно регенерируются расширяющиеся трёхмерные миры. Посмотрим на рис. 13.8, иллюстрирующий полный цикл.

Рис. 13.8. Различные стадии в циклической космологической модели мира на бране

На первой стадии две 3-браны только что столкнулись и теперь отскакивают друг от друга. Грандиозная энергия столкновения порождает значительную массу высокотемпературного излучения и материи на каждой из отскакивающих 3-бран, и (вот что самое главное) Стейнхардт и Тьюрок утверждают, что точные свойства этой материи и излучения имеют профиль, почти идентичный профилю, возникающему в инфляционной модели. Хотя ещё есть разногласия по этому вопросу, но Стейнхардт и Тьюрок твёрдо стоят на том, что столкновение между двумя 3-бранами приводит к физическим условиям, очень близким к тем, что возникают сразу после вспышки инфляционного расширения в более традиционном подходе, рассмотренном в главе 10. Поэтому не удивительно, что для гипотетического наблюдателя, находящегося в нашей 3-бране, следующие несколько стадий циклической космологической модели будут, по сути, такими же, как в стандартной модели, проиллюстрированной на рис. 9.2 (который теперь интерпретируется как эволюция одной из 3-бран). А именно, по мере своего отскока наша 3-брана расширяется и охлаждается, из первородной плазмы постепенно сгущаются космические структуры, такие как звёзды и галактики (вторая стадия). Затем, опираясь на недавние наблюдения за сверхновыми, обсуждавшиеся в главе 10, Стейнхардт и Турк подстроили свою модель так, что примерно за 7 млрд лет (третья стадия) энергия обычных материи и излучения становится достаточно «разреженной» из-за расширения браны, так что начинает преобладать тёмная энергия, которая посредством своего отрицательного давления приводит к эре ускоренного расширения. (Для этого требуется подбирать параметры модели, но, по мнению сторонников этой модели, такой произвол оправдан, поскольку позволяет добиться согласия с наблюдениями.) Спустя примерно 7 млрд лет на Земле появляются люди и начинают наблюдать ранние этапы фазы ускоренного расширения. Затем, за следующий примерно триллион лет, происходит не особенно много нового, помимо того что наша 3-брана продолжает своё ускоренное расширение. За этот период наше трёхмерное пространство растягивается настолько колоссально, что материя и излучение почти полностью «теряются» в пространстве, так что мир на бране выглядит почти совершенно пустым и почти полностью однородным (четвёртая стадия).

К этому моменту наша 3-брана завершает свой отскок и начинает снова приближаться ко второй 3- бране. По мере приближения к следующему столкновению квантовые флуктуации струн, прикреплённых к нашей бране, наполняют её однородную пустоту мельчайшей рябью (пятая стадия). Эти флуктуации продолжают расти, по мере того как наша брана набирает скорость; затем происходит катаклизм, когда наша брана ударяется о вторую 3-брану, затем она отскакивает, и цикл возобновляется. Квантовые флуктуации отпечатывают крохотные неоднородности на излучении и материи, возникающие в ходе столкновения, и, во многом подобно инфляционному сценарию, эти отклонения от совершенной однородности перерастают в сгущения материи, которые в конечном счёте образуют звёзды и галактики.

Таковы основные стадии циклической модели (её также ласково называют большим шлепком). Её основные идеи — сталкивающиеся миры на бранах — резко отличаются от основ инфляционной теории, но тем не менее в этих двух моделях есть общие важные положения. В обеих теориях считается, что изначальная неоднородность создаётся квантовыми возмущениями. В действительности, Стейнхардт и Тьюрок утверждают, что уравнения, описывающие квантовую рябь в циклической модели, почти идентичны уравнениям инфляционной теории, так что и неоднородности, предсказываемые двумя этими теориями, тоже почти идентичны.^{182} Более того, хотя в циклической модели нет стремительного инфляционного расширения, но его заменяет период в триллион лет (начиная с третьей стадии) более мягкого ускоренного расширения. Это всего лишь вопрос постановки вопроса; на то, что в инфляционной модели достигается за мгновение ока, в циклической модели уходит почти вечность. Поскольку в циклической модели столкновение не знаменует начало Вселенной, то можно неторопливо решить космологические проблемы (такие как проблема плоского пространства и проблема горизонта) за последние триллионы лет каждого предыдущего цикла. Эры мягкого, но постоянно ускоренного расширения в конце каждого цикла растягивают 3-брану, делая её плоской и вполне однородной, за исключением мельчайших, но важных квантовых флуктуаций. Так что долгая финальная стадия каждого цикла, за которой следует шлепок в начале следующего цикла, даёт среду, очень близкую к той, что возникает за кратчайший период расширения в инфляционной модели.

Беглая оценка

В настоящий момент как инфляционная, так и циклическая модели представляют собой глубокие космологические разработки, но ни одна из них не является законченной теорией. Незнание преобладающих условий в самые ранние моменты возникновения Вселенной вынуждает сторонников инфляционной космологии просто предположить, без теоретического обоснования, что в то время возникли условия, требующиеся для инфляции. Если они действительно возникали, то инфляционная теория решает многочисленные космологические загадки и объясняет стрелу времени. Но её успех в первую очередь зависит от того, что действительно происходило. Более того, инфляционная космология не была согласована с теорией струн и поэтому не разделяет успех теории струн в деле объединения квантовой механики и общей теории относительности.

В циклической модели есть свои недостатки. Как и в случае с моделью Толмена, соображения, связанные с накоплением энтропии (а также квантово-механические соображения^{183}), показывают, что циклы не могли идти вечно. Циклы должны были когда-то начаться в прошлом, и поэтому, как и в инфляционной модели, нужно объяснить, как всё началось. С этой оговоркой циклическая теория, подобно инфляционной теории, решает основные