Журнал «Компьютерра» №1-2 за 2006 год - Компьютерра (книги TXT) 📗
Однако вернемся к этапу инфляции. Когда интенсивность скалярного поля дошла до минимума и стабилизировалась, «устаканился» тот набор фундаментальных физических законов, которые до сих пор управляют поведением вещества и излучения. При подходе к минимуму скалярное поле быстро осциллировало, рождая элементарные частицы. В результате к концу инфляционной фазы Вселенная уже была наполнена горячей плазмой, состоящей из свободных кварков, глюонов, лептонов и высокоэнергетичных квантов электромагнитного излучения. Очень важно, что обычных (естественно, с нашей точки зрения) частиц было чуть больше, нежели античастиц. Эта разница была микроскопической, порядка стотысячных долей процента, но все же не нулевой. В результате, когда Вселенная охладилась настолько, что излучение перестало рождать новые частицы, вся антиматерия исчезла в процессе аннигиляции. Через тридцать микросекунд после Большого Взрыва кварки и глюоны сконденсировались в протоны и нейтроны, а где-то на десятой секунде наступила эра первичного нуклеосинтеза, то есть возникновения композитных ядер гелия, дейтерия и лития. Впрочем, это уже совсем другая история.
Даже адепты инфляционной космологии не берутся с уверенностью утверждать, какие физические факторы запустили экспоненциальное расширение и из-за чего оно закончилось. В литературе встречается больше полусотни объяснений этого процесса, и до консенсуса, судя по всему, еще далеко. Но именно потому, что теоретики пока не выяснили механизм инфляции, они не могут гарантировать, что он сработал лишь один раз и с тех пор навеки остановился. Иначе говоря, если уж инфляция однажды произошла, почему бы не предположить, что она может случаться многократно?
Именно так считает Андрей Линде. Выдвинутая им в середине 80-х годов теория вечной инфляции предполагает, что квантовые флуктуации, подобные тем, которым мы обязаны существованием нашего мира, могут возникать самопроизвольно и в любом количестве, если для этого есть подходящие условия. Они способны давать начало инфляционным процессам, в ходе которых рождаются все новые и новые вселенные. Не исключено, что и наше мироздание вышло из флуктуационной зоны, сформировавшейся в мире-предшественнике. Точно так же можно допустить, что когда-нибудь и где-нибудь в нашей собственной Вселенной возникнет флуктуация, которая «выдует» юную вселенную совсем другого рода, тоже способную к космологическому «деторождению». Можно даже пойти дальше и построить модель, в которой инфляционные вселенные возникают непрерывно, отпочковываясь от своих родительниц и находя для себя собственное место. Как говорится в одной из статей Линде, Космос «состоит из множества раздувающихся шаров, которые дают начало таким же шарам, а те, в свою очередь, рождают подобные шары в еще больших количествах, и так до бесконечности».
Но и это не все. Спонтанные флуктуации скалярного поля, запускающие инфляционный процесс, могут случаться в неодинаковых формах. Это означает, что «холодные» постинфляционные вселенные отнюдь не копируют друг друга. Речь идет даже не о том тривиальном различии, что они могут развиваться из разных начальных условий и потому эволюционировать по-разному. Вполне можно допустить, что в них устанавливаются различные физические законы (или, как частный случай, одни и те же законы, но с различными значениями фундаментальных констант – допустим, скорости света или постоянной тонкой структуры). Теория струн, речь о которой пойдет дальше, позволяет считать, что эти вселенные не обязательно обладают лишь тремя пространственными осями, число измерений может быть и другим.
Итак, вырисовывается следующий сценарий. Спонтанные квантовые флуктуации первичного скалярного поля приводят к возникновению исполинских регионов, которые в совокупности и составляют Мультивселенную. Флуктуация, которая рождает данный регион, выступает в качестве его «персонального» Большого Взрыва. Наша Вселенная принадлежит этой совокупности, но не имеет в ней никакого особого статуса. Отдельные вселенные «вложены» в единый пространственно-временной континуум, но разнесены в нем настолько, что не чувствуют присутствия друг друга.
Существование инфляционной Мультивселенной можно подкрепить и аргументами, выходящими за рамки собственно физики и космологии. Вероятно, самый известный на сегодня сторонник такого подхода – это Мартин Рис (Martin Rees), профессор космологии и астрофизики Кембриджского университета, ректор прославленного колледжа Троицы (Trinity College), сочленом которого когда-то был Исаак Ньютон. К слову, сэр Мартин занимает очень престижную должность Королевского астронома, учрежденную еще в 1675 году, при жизни Ньютона (первым ее обладателем был Джон Фламстид [John Flamsteed], для которого и была построена знаменитая Гринвичская обсерватория). Профессор Рис, получивший за научные заслуги титул барона Рис оф Ладлоу (Rees of Ludlow), помимо прочих многочисленных званий, является почетным членом Российской Академии наук, а с ноября 2005 года возглавляет Королевское Общество (Royal Society). В общем, человек весьма авторитетный.
Логика его рассуждений примерно такова. В нашей Вселенной безусловно существует жизнь, хотя бы только на одной планете. Однако вероятность ее зарождения априори настолько мала, что смахивает на чудо. Если не исходить из гипотезы Создателя, в которой, как сказал Наполеону Лаплас, астрономия не нуждается, то почему бы не предположить, что Природа случайным образом рождает множество параллельных миров, которые служат для нее, так сказать, полем для экспериментов по созданию жизни. Жизнь возникла на небольшой планете, обращающейся вокруг рядовой звезды одной из рядовых галактик именно нашего мира по той простой причине, что этому благоприятствовало его физическое устройство. Другие миры Мультивселенной в своем абсолютном большинстве для жизни приспособлены плохо и потому мертвы, если не пусты.
Рис для простоты предполагает, что в различных мирах действуют одни и те же физические законы, но значения основных констант в них не одинаковы. Он характеризует состояние каждой отдельной вселенной набором из шести параметров. Оказывается, что в нашей Вселенной их величины укладываются в чрезвычайно узкие границы, создающие коридор, который ведет к возникновению жизненных форм.
Первый параметр – это интенсивность ядерных сил в постинфляционную эпоху. Будь она чуть-чуть поменьше, композитные ядра просто не могли бы возникнуть; будь побольше – на стадии первичного нуклеосинтеза практически весь наличный водород пошел бы на образование гелия.
Второй параметр – гравитация. Если бы она была слабее, первичные газопылевые туманности не могли бы конденсироваться в плотные скопления вещества, дающие начало звездам; в противном случае звезды сгорали бы так быстро, что жизнь не успела бы возникнуть.
Третий параметр – Омега, отношение средней плотности вещества и энергии к тому значению, которое разделяет открытые и закрытые космологические модели. Для нашей Вселенной это значение с очень высокой степенью точности равно единице, причем таким оно было уже через секунду после Большого Взрыва (кстати, инфляционная теория это очень логично объясняет). Окажись оно тогда меньше на ничтожные доли процента, Вселенная бы слишком быстро раздулась и охладилась; окажись чуть больше, Вселенная давным-давно перестала бы расширяться и испытала гравитационный коллапс.
Четвертый параметр – Лямбда, космологическая постоянная, мера энергии физического вакуума. По неизвестным пока причинам семь миллиардов лет назад она сдвинулась от нуля к положительному значению, из-за чего Вселенная начала расширяться с возрастающей скоростью. С Лямбдой та же история, что с Омегой: чтобы дать жизни шанс, она не должна быть ни слишком большой, ни тем более отрицательной.
Пятый параметр – это средняя относительная амплитуда флуктуаций реликтового микроволнового излучения, равная всего лишь 10–5. Будь она немного ближе к нулю, Вселенная так бы и осталась безжизненной и бесформенной смесью газа и пыли, размазанной по космическому пространству. Обратный случай с нашей точки зрения ничем не лучше – материя быстро «склеилась» бы в компактные и массивные галактики, которые давным-давно сколлапсировали бы в черные дыры.
