От космической инфляции к мультивселенной

Два месяца назад российский ученый Алексей Старобинский стал лауреатом престижной премии Кавли за «новаторскую теорию космической инфляции». Представляем вам  интервью академика Старобинского, которое было опубликовано в журнале Naked Science . В нем профессор поведал о том, как родилась Вселенная и когда она погибнет, откуда появились атомы и звезды, и зачем нужна темная энергия.

Алексей СтаробинскийАлексей Старобинский
©Михаэль Иванов-Шувалов

Почему на больших масштабах Вселенная однородна – совершенно одинакова, куда бы мы ни посмотрели? И откуда в ней, все-таки, берутся локальные неоднородности, например, галактики, звезды, планеты и мы с вами?..

Занимаясь этими увлекательными вопросами, российские физики-теоретики Вячеслав Муханов и Алексей Старобинский получили недавно самую престижную награду в области космологии – Премию Грубера – и по 500 тысяч долларов денежного приза. О сути новых теорий мы побеседовали с одним из их создателей, академиком Алексеем Старобинским.

– Алексей Александрович, хотелось бы начать с азов. Что изучает космология, и как развивались ее теории?

– Космология – это наука обо всей окружающей нас час­ти материального мира, обо всем, что можем видеть мы, и смогут увидеть наши далекие потомки. Любой объект можно изучать либо таким, каков он сейчас, либо смотреть на то, каково его прошлое, из чего он возник. Соответственно, в космологии есть область, которая изучает современную Вселенную, в ней можно выделить такие интересные современные темы, как темная материя и темная энергия. Но то, за что мы получили премию – это другая область, это история Вселенной.

В этом направлении за последние 35 лет наблюдался большой прогресс. Если описывать все довольно грубо, в крупных временных отрезках, то раньше считалось, что этих эпох в истории Вселенной было два, а сейчас их предполагается уже четыре. Все это время Вселенная расширялась. Причем на двух этапах, о которых говорили раньше, расширение постепенно замедлялось – так происходит с автомобилем, у которого заглушили мотор.

Но теперь в этой картине появились новые эпохи, во время которых расширение происходит с ускорением. Это – инфляционная эпоха, существование которой мы в некотором смысле доказали, и последняя эпоха, в которой мы сейчас живем. И тогда, и сейчас Вселенная расширяется все быстрее и быстрее.

Что нужно, чтобы Вселенная расширялась ускоренно? Ведь, как известно, обычная гравитация притягивает, и она должна замедлять расширение. Чтобы придать ускорение, во Вселенной должно присутствовать нечто, противодействующее гравитации. Это нечто обладает отрицательным давлением и действует во всех направлениях – эта концепция получила название «темной энергии».

 Соответственно, и в инфляционную эпоху должно было иметься нечто с отрицательным давлением. Нечто похожее на нынешнюю темную энергию. Но в то время плотность энергии во Вселенной была на много порядков больше, чем сегодня, и та «темная энергия» должна была быть нестабильной и распадаться. Распадалась она на обычные, привычные для нас частицы, в том числе протоны, нейтроны и электроны.

Алексей Старобинский Алексей Старобинский
©Flickr/Gareth Marlow

 Итак, первичная темная энергия создавала ускоренное расширение, которое мы назвали инфляционной стадией. В процессе ее распада во Вселенной появилась материя и антиматерия. Тогда ее заполняла ультрагорячая плазма, температура которой постепенно падала. На этой стадии начался нуклеосинтез с образованием первых элементов – водорода и гелия. Все более сложные элементы возникли совсем недавно, после вспышек первых звезд и сверхновых.

Наконец, начинается третья стадия – Эра вещества. Это вещество в квантовом пространстве, которое описывается ньютоновской механикой. При этом, то вещество, с которым мы привыкли иметь дело, является лишь пятой частью всего, что существует. Есть, скажем, темная материя. Ничего страшного и «темного» в этой темной материи нет – просто свет через нее проходит свободно, и она сама свет не испускает. Более точно ее можно было бы называть прозрачной, или невидимой материей.

Сейчас происходит переход на очередную стадию, который начался примерно пять миллиардов лет назад. На этом этапе во Вселенной начинает доминировать темная энергия. Пока что она еще не стала «совсем главной», ее примерно 70% от общей массы. Кстати, из оставшихся 30% лишь 5% приходится на обычную материю, а 25% – это частицы той самой темной материи, которые еще не обнаружены в экспериментах.

Мы получили премию за доказательство существования той далекой начальной стадии инфляции. Но вообще, гипотезы о том, что эта стадия была, существовали и раньше. Это как в археологии: до того, как были раскопаны многие свидетельства древних эпох, были лишь упоминания в мифах и легендах. Так было и в космологии.

– Как же удалось превратить эту гипотезу в теорию, которая подтверждается наблюдениями?

 – Если и дальше следовать археологическим аналогиям, то можно сказать, что первые черепки были раскопаны 20 лет назад, в ходе эксперимента COBE (американский спутник для исследования реликтового фона Вселенной – NS). Сейчас же мы, уже в рамках устоявшейся теории, предсказали, что на черепках должны быть специфические украшения и надписи. И недавно, в ходе работы спутника Planck, результаты которой были опубликованы буквально несколько месяцев назад, мы их действительно обнаружили.

Карта анизотропии реликтового излучения по данным COBE Карта анизотропии реликтового излучения по данным COBE
©NASA, DMR, COBE Project

 Какие же артефакты остались от сверхранних этапов существования Вселенной? Это – остаток той эпохи, когда в ней доминировало излучение, и еще не произошел нуклеосинтез – это было реликтовое излучение с температурой примерно 2,7 К.

В первом приближении наша Вселенная однородна и изотропна, ее физические свойства не зависят от направления. И расширяется она во все стороны одинаково, и температура реликтового излучения во всех направлениях одна и та же. Но во втором приближении этот фон сохраняет некоторые неоднородности, скачки в пределах десятитысячных долей Кельвина, которые являются «черепками» – свидетельствами первичных неоднородностей самой далекой эпохи.

Но такие неоднородности возникают не только в излучении, они заметны и в распределении вещества. Вместе с расширением Вселенной они начинают расти, и в итоге образуются все компактные объекты во Вселенной – галактики, звезды, планеты… и, в конечном счете, образуемся мы.

Первая эпоха существования Вселенной, по сути, задает условия для всей ее дальнейшей эволюции. Она почти максимально симметрична – это был аналог трехмерного гиперболоида, только в четырехмерном пространстве-времени. Частиц еще не было, и симметричность нарушалась лишь квантовыми флуктуациями вакуума. Вопрос в том, могли ли эти малые неоднородности, в конечном итоге, породить всю современную структуру Вселенной? В «старой» космологии этих флуктуаций было слишком мало.

Скачок произошел с моей работой в 1979 году. Мне удалось объединить две гипотезы, каждая из которых рассматривалась по отдельности и раньше. Первая предполагала, что вся современная структура происходит из этих минимально возможных флуктуаций вакуума, а вторая – что Вселенная пережила стадию экспоненциального расширения, инфляцию.

Оказалось, что если эти две гипотезы объединить, то естественным образом оказывается, что квантовых флуктуаций оказывается в разы больше, причем именно столько, сколько необходимо, чтобы образовалась вся нынешняя структура Вселенной.

Чтобы доказать существование инфляционной стадии, нужно было построить для нее внутренне согласованную, последовательную теорию. Нужна была непротиворечивая математическая модель первичной темной энергии. Потом нужно было обеспечить, чтобы первичная темная энергия правильным образом распадалась на известные нам частицы. Затем – рассчитать и сделать предсказания о том, какие результаты будут возникать из начальной неоднородности распределения вещества и излучения. В 1981 году, развивая мою работу, Чибисов и Муханов построили модель для таких расчетов.

 В конечном счете, наши выкладки были подтверждены в эксперименте COBE. Чтобы проверить эти наши предсказания, потребовался прибор, очень чувствительный приемник радиоволн (поскольку длина волны реликтового излучения соответствует именно радиодиапазону, от миллиметров до сантиметров). Эту работу и проделал Planck.

Трехмерная карта части Вселенной, показывающая  распределение темного веществаТрехмерная карта части Вселенной, показывающая  распределение темного вещества
©NASA, ESA and R. Massey (California Institute of Technology)

 – Что же будет с нашим миром дальше?

– Не верьте тем, кто говорит, что Вселенная будет вечно расширяться ускоренно: этого мы не знаем. Наоборот, естественно думать, что нынешняя темная энергия неустойчива, и она снова будет распадаться. На что конкретно она распадается – сказать пока нельзя, поскольку не найдено никаких конкретных каналов ее распада, но можно сказать, что этот процесс не будет превалировать в течение еще долгого срока, в несколько раз превышающего нынешний возраст Вселенной.

Иначе говоря, в ближайшие 50-100 миллиардов лет с нашей Вселенной ничего не случится. Но сделать предсказания на более далекий период нельзя, поскольку мы не располагаем данными о возможных путях распада темной энергии.

Сегодняшняя космология занята изучением Вселенной, но говорит уже о том, что она является лишь частью мультивселенной: скорее всего, есть некие другие вселенные, которых мы не видим, и видеть не можем. В связи с этим, некоторые в принципе отказываются обсуждать гипотезу мультивселенной. Но с тем же успехом мы не можем видеть ничего, что происходит внутри черных дыр, за горизонтом событий, однако это не мешает нам стараться понять то, что там происходит.

Источник: naked-science.ru

Метки , . Закладка постоянная ссылка.

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *