Ткань космоса. Пространство, время и текстура реальности

смотрите всё дальше вглубь времени, пространство сжимается; по мере того как вы продвигаетесь в прошлое на рис. 8.11б, галактики становятся всё ближе и ближе друг к другу. Однако общий размер пространства остаётся неизменным. Почему? Дело в том, что бесконечность — забавная вещь. Если пространство бесконечно, и вы сокращаете все расстояния в два раза, размер пространства становится равным половине от бесконечности, и это всё ещё бесконечность. Так что хотя, по мере того как вы уходите всё дальше в прошлое, вещи сближаются друг с другом и плотности становятся всё выше, но общий размер Вселенной остаётся бесконечным; плотность растёт везде на протяжении всего бесконечного пространства. Это даёт весьма отличающуюся картину Большого взрыва.

Рис. 8.11. (а) Схематическое изображение бесконечного пространства, заполненного галактиками. (б) Пространство всё более сжимается по мере перехода к более ранним временам, так что галактики становятся всё ближе друг к другу и всё более плотно упакованными, — но общий размер бесконечного пространства остаётся бесконечным. Наше неведение относительно того, что происходило в самые ранние времена, опять обозначено размытостью, но здесь размытость распространена по всей бесконечной протяжённости пространства

Обычно мы считаем, что Вселенная начинается с точки, примерно как на рис. 8.10, когда внешнее пространство или время отсутствуют. Затем, в результате некоторого взрыва, пространство и время развёртываются из своей сжатой формы, и расширяющаяся Вселенная начинает полёт. Но если Вселенная пространственно бесконечна, значит, в момент Большого взрыва уже имеется бесконечная протяжённость пространства. В этот начальный момент возникает огромная плотность энергии и достигаются несравнимые ни с чем температуры, однако эти экстремальные условия существуют везде, а не только в одной отдельной точке. В таком случае Большой взрыв не имеет места в одной точке; напротив, Большой взрыв происходит везде на бесконечности. По сравнению с обычным началом в точке, это похоже на множество Больших взрывов в каждой точке бесконечной пространственной протяжённости. После Взрыва пространство расширялось, но его общий размер не возрастал, поскольку нечто, уже бесконечное, не может стать ещё больше. Что возрастало, так это расстояния между объектами вроде галактик (как только они сформировались), как вы можете проследить слева направо на рис. 8.11б. Наблюдатель вроде вас или меня, посмотрев наружу из одной галактики или из другой, увидит все окружающие галактики разбегающимися прочь, точно так, как это и обнаружил Хаббл.

Обратите внимание, что этот пример бесконечного плоского пространства далеко не чисто академический. Мы увидим, что имеются веские основания считать общую форму пространства не искривлённой, а поскольку до сих пор нет оснований считать, что пространство имеет форму экрана видеоигры, плоская бесконечно большая пространственная форма является главным претендентом на роль крупномасштабной структуры пространства-времени.

Космология и симметрия

Симметрийный подход был явно необходим для разработки современной космологической теории. Понятие времени, его применимость ко Вселенной как целому, общая форма пространства и даже лежащая в основе общая теория относительности — все они опираются на фундамент симметрии. Несмотря на это, идеи симметрии связаны с эволюционирующим космосом ещё одним способом. В ходе истории Вселенной её температура изменялась в огромном диапазоне от нескольких невыносимо горячих моментов сразу после Взрыва до нескольких градусов выше абсолютного нуля в глубоком космосе сегодня. И, как мы увидим в следующей главе, вследствие критической взаимосвязи между симметрией и теплом то, что мы видим сегодня, является, судя по всему, холодным остатком намного более богатой симметрии, которая формировала раннюю Вселенную и предопределила некоторые из самых привычных и существенных особенностей космоса.

Глава 9. Испарение вакуума Теплота, ничто и объединение

В течение 95% истории Вселенной космический корреспондент, интересующийся общей, нарисованной широкими мазками формой Вселенной, сообщал бы одно и то же: Вселенная продолжает расширяться. Материя продолжает рассеиваться вследствие расширения. Плотность Вселенной продолжает уменьшаться. Температура продолжает падать. В самых больших масштабах Вселенная сохраняет симметричный однородный вид. Но не всегда можно было описывать космос так легко. Самые ранние этапы потребовали бы чрезвычайно интенсивного репортажа, поскольку в те начальные моменты времени Вселенная испытывала быстрые изменения. Теперь мы знаем — то, что происходило тогда, сыграло определяющую роль в том, что мы наблюдаем сегодня.

В этой главе мы сфокусируемся на критических моментах в первые доли секунды после Большого взрыва, когда, как мы думаем, количество симметрии, заключённой во Вселенной, неожиданно менялось, причём с каждым изменением начинались совершенно различные эпохи в космической истории. В то время как сейчас корреспондент может неспешно передавать несколько одинаковых строчек каждые несколько миллиардов лет, в те ранние моменты быстрых изменений симметрии его работа должна была быть значительно более напряжённой, поскольку основная структура материи и сил, отвечающих за её поведение, была совершенно необычной. Причина связана с взаимосвязью между теплотой и симметрией и требует полного переосмысления понятия пустого пространства и понятия «ничто». Как мы увидим, такое переосмысление не только существенно обогащает наше понимание Вселенной в первые моменты, но и подводит на шаг ближе к осуществлению мечты, которая восходит к Ньютону, Максвеллу и в особенности к Эйнштейну, — мечты обунификации. Также важно, что эти разработки знаменуют начало нового, самого современного этапа космологических исследований — инфляционной космологии, подхода, который даёт ответы на некоторые наиболее животрепещущие вопросы и наиболее трудные загадки, по поводу которых стандартная модель Большого взрыва молчит.

Теплота и симметрия

Когда предметы становятся очень горячими или очень холодными, они иногда изменяются. И иногда изменения столь вопиющие, что вы даже не можете распознать предмет, с которого начинали. Так как мы имеем очень высокую температуру Вселенной сразу после Большого взрыва и последовавшее вслед за ним быстрое падение температуры, по мере того как пространство расширялось и охлаждалось, поэтому понимание последствий изменения температуры играет ключевую роль в попытках разобраться с ранней историей Вселенной. Но начнём с более простого. Начнём со льда.

Если вы нагреваете очень холодный кусочек льда, ничего особенного поначалу не происходит. Хотя его температура растёт, его внешний вид остаётся почти неизменным. Но если вы доведёте его температуру до нуля градусов по Цельсию и продолжите подводить тепло, внезапно произойдёт нечто неожиданное. Твёрдый лёд начнёт таять и превратится в жидкую воду. Пусть привычность этой