Текст книги "Мир многих миров. Физики в поисках иных вселенных."
Автор книги: Александр Виленкин
Жанр:
Физика
сообщить о нарушении
Текущая страница: 5 (всего у книги 17 страниц) [доступный отрывок для чтения: 7 страниц]
Что бы случилось, если бы в далеком прошлом пространство Вселенной находилось в состоянии ложного вакуума? Если плотность материи в ту эпоху была меньше, чем требуется для уравновешивания Вселенной, тогда доминировала бы отталкивающая гравитация. Это вызвало бы расширение Вселенной, даже если бы первоначально она не расширялась.
Чтобы сделать наши представления более определенными, будем считать, что Вселенная замкнута. Тогда она раздувается подобно воздушному шару на рисунке 3.1. С ростом объема Вселенной материя разрежается, и ее плотность падает. Однако плотность массы ложного вакуума является фиксированной константой; она всегда остается одинаковой. Так что очень быстро плотность материи становится пренебрежимо малой, мы остаемся с однородным расширяющимся морем ложного вакуума.
Расширение вызывается натяжением ложного вакуума, превосходящим притяжение, связанное с плотностью его массы. Поскольку ни одна из этих величин не меняется со временем, темп расширенияостается с высокой точностью постоянным. Этот темп характеризуют пропорцией, в которой Вселенная расширяется за единицу времени (скажем, за одну секунду). По смыслу эта величина очень похожа на темп инфляции в экономике – процентное увеличение цен за год. В 1980 году, когда Гут вел семинар в Гарварде, уровень инфляции в США составлял 14%. Если бы это значение оставалось неизменным, цены удваивались бы каждые 5,3года. Аналогично, постоянный темп расширения Вселенной подразумевает, что существует фиксированный интервал времени, на протяжении которого размер Вселенной увеличивается вдвое.
Рис. 5.2.Алан Гут в своем кабинете в Массачусетском технологическом институте. Гут – гордый победитель конкурса на самый захламленный кабинет, организованный в 1995 году газетой Boston Globe.
Рост, который характеризуется постоянным временем удвоения, называют экспоненциальным. Известно, что он очень быстро приводит к гигантским числам. Если сегодня кусок пиццы стоит 1доллар, то через 10циклов удвоения ( 53года в нашем примере) его цена составит 1024доллара, а через 330циклов достигнет 10 100долларов. Это колоссальное число, единица, за которой следует 100нулей, имеет специальное название – гугол. Гут предложил использовать в космологии термин инфляциядля описания экспоненциального расширения Вселенной.
Время удвоения для вселенной, заполненной ложным вакуумом, невероятно короткое. И чем выше энергия вакуума, тем оно короче. В случае электрослабого вакуума вселенная расширится в гугол раз за одну тридцатую микросекунды, а в присутствии вакуума Великого объединения это случится в 10 26раз быстрее. За столь короткую долю секунды область размером с атом раздуется до размеров, намного превосходящих всю наблюдаемую сегодня Вселенную.
Поскольку ложный вакуум нестабилен, он в конце концов распадается, и его энергия зажигает огненный шар из частиц. Это событие обозначает конец инфляции и начало обычной космологической эволюции. Тем самым, из крошечного исходного зародыша мы получаем громадных размеров горячую расширяющуюся Вселенную. А в качестве дополнительного бонуса в этом сценарии удивительным образом исчезают проблемы горизонта и плоской геометрии, характерные для космологии Большого взрыва.
Суть проблемы горизонта состоит в том, что расстояния между некоторыми частями наблюдаемой Вселенной таковы, что они, по-видимому, всегда были больше расстояния, пройденного светом с момента Большого взрыва. Это предполагает, что они никогда не взаимодействовали друг с другом, а тогда трудно объяснить, как они достигли почти точного равенства температур и плотностей. В стандартной теории Большого взрыва путь, пройденный светом, растет пропорционально возрасту Вселенной, тогда как расстояние между областями увеличивается медленнее, поскольку космическое расширение замедляется гравитацией. Области, которые не могут взаимодействовать сегодня, смогут влиять друг на друга в будущем, когда свет покроет наконец разделяющее их расстояние. Но в прошлом пройденное светом расстояние становится еще короче, чем надо, так что, если области не могут взаимодействовать сегодня, они тем более не были способны к этому раньше. Корень проблемы, таким образом, связан с притягивающей природой гравитации, из-за которой расширение постепенно замедляется.
Однако во вселенной с ложным вакуумом гравитация отталкивающая, и вместо того, чтобы замедлять расширение, она ускоряет его. При этом положение меняется на противоположное: области, которые могут обмениваться световыми сигналами, в будущем потеряют эту возможность. И, что более важно, те области, которые сегодня недосягаемы друг для друга, должны были взаимодействовать в прошлом. Проблема горизонта исчезает!
Проблема плоского пространства разрешается столь же легко. Оказывается, что Вселенная удаляется от критической плотности, только если ее расширение замедляется. В случае ускоренного инфляционного расширения все обстоит наоборот: Вселенная приближаетсяк критической плотности, а значит, становится более плоской. Поскольку инфляция увеличивает Вселенную в колоссальное число раз, нам видна лишь крошечная ее часть. Эта наблюдаемая область выглядит плоской подобно нашей Земле, которая тоже кажется плоской, если смотреть на нее, находясь вблизи поверхности.
Итак, короткий период инфляции делает Вселенную большой, горячей, однородной и плоской, создавая как раз такие начальные условия, которые требуются для стандартной космологии Большого взрыва.
Теория инфляции начала покорять мир. Что же касается самого Гута, то его пребывание в статусе постдока закончилось. Он принял предложение от своей альма-матер, Массачусетского технологического института, где и продолжает работать поныне.
Это могло бы стать счастливым финалом для теории инфляции, если бы не одна серьезная неприятность: теория не работала.
Глава 6
Слишком хорошо, чтобы быть ошибкой
Истина возникает из ошибки гораздо охотнее, чем из беспорядка.
Фрэнсис Бэкон (1561-1626)
Проблема изящного выхода
Каждый физик знаком с тяжелым чувством, следующим за обнаружением фатальной ошибки в красивой теории, придуманной несколько дней назад. Увы, такова судьба большинства красивых теорий. Не обошла она и теорию инфляции. Как обычно, дьявол таился в деталях. При более внимательном анализе выяснилось, что ложный вакуум распадается не так гладко, как ожидалось.
Процесс распада вакуума похож на кипение воды. Посреди ложного вакуума случайным образом появляются маленькие пузырьки вакуума истинного (рис. 6.1). Внутренние области растущих пузырьков остаются пустыми, а вся энергия, выделяющаяся при переходе ложного вакуума в истинный, сконцентрирована в расширяющихся стенках пузырьков. Когда пузырьки сталкиваются и сливаются, их стенки распадаются на элементарные частицы. Конечным результатом становится истинный вакуум, заполненный плотной горячей материей.
Рис. 6.1.Маленькие пузырьки истинного вакуума случайно возникают и расширяются. Пузырьки, которые образовались раньше, вырастают до большего размера.
Именно так происходит, если пузырьки возникают в бешеном темпе и весь процесс распада завершается меньше чем за один период удвоения. Это означает, однако, что инфляция заканчивается слишком быстро, намного раньше, чем вселенная становится однородной и плоской. Нас же интересует противоположный случай, когда темп формирования пузырьков низкий, так что вселенная может расшириться во много раз, прежде чем пузыри начнут сталкиваться. Но, как любил говорить швейцарский физик Пауль Эренфест, здесь-то лягушка и прыгает в воду.
Трудность состоит в том, что пространство между пузырьками заполнено ложным вакуумом, а значит, быстро расширяется. Пузырьки растут очень быстро, со скоростью, близкой к скорости света, но это не сравнится с экспоненциальным расширением ложного вакуума. Если пузырьки не столкнутся в течение одного периода удвоения от момента возникновения, то в дальнейшем расстояние между ними будет только расти, так что они уже никогда не столкнутся.
Выходит, инфляция может никогда не закончиться. Пузыри неограниченно растут в размерах, а в промежутках между ними все продолжают появляться новые. В результате замечательная однородность, порожденная инфляцией, полностью разрушается. Отсутствие подходящего финала для инфляционного расширения стали называть проблемой изящного выхода.
Гут осознал эту проблему спустя несколько месяцев после того, как представил свою новую теорию публике. К тому времени его статья об инфляции еще не была написана, причем по очень простой причине: Алан Гут – самый большой в мире любитель откладывать дела на потом. (Я убедился в этом лично, работая с ним в ряде исследовательских проектов.) Он, конечно, был разочарован, обнаружив в теории серьезный прокол, однако продолжал считать, что идея слишком удачна, чтобы быть ошибочной. Дописав наконец к августу 1980 года свою статью, Гут закончил ее словами: "Я публикую эту статью в надежде, что она... побудит других найти способ обойти нежелательные особенности инфляционного сценария". [34]34
A. Guth, «The inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems» («Инфляционная Вселенная: возможное решение проблемы горизонта и плоской геометрии»), Physical Review, vol. D23, p. 347 (1981).
[Закрыть]
Чтобы разобраться в истоках проблемы, давайте подробнее обсудим ложный вакуум. Процесс его распада был изучен гарвардским физиком Сиднеем Коулманом (Sidney Coleman), который описал его в терминах так называемых скалярных полей.
Поле– это количественная характеристика, имеющая определенное значение в каждой точке пространства. Его значения могут меняться от точки к точке, а также во времени. Простым примером поля является температура. Северный полюс, мыс Кейп-Код, центр Солнца – все это точки Вселенной, имеющие определенную температуру. Другой знакомый пример – магнитное поле. В дополнение к величине оно обладает также и направлением. Мы не ощущаем магнитного поля, но его присутствие обнаруживается, если взглянуть на компас. Стрелка указывает направление поля, а его напряженность можно определить по тому, насколько сильно оно действует на стрелку, заставляя принять это направление.
Поля, подобно температуре не имеющие направления, называются скалярными. Они описываются одним числом: величиной. Скалярные поля играют важную роль в физике элементарных частиц. Согласно современным теориям, пространство Вселенной заполнено рядом скалярных полей, величины которых определяют энергию вакуума, а также массы частиц и их взаимодействия. Другими словами, эти поля задают вакуум, в котором мы живем. В настоящее время значения скалярных полей соответствуют истинному вакууму, но в прошлом они могли быть иными.
Чтобы проиллюстрировать физику распада вакуума, рассмотрим единственное скалярное поле и сконцентрируемся на том, как оно влияет на энергию вакуума. Каждый кубический сантиметр пространства содержит энергию, которая зависит от величины поля. Точный характер зависимости пока неизвестен, однако в общих чертах он напоминает холмистый ландшафт, как на рисунке 6.2, с максимумами на одних значениях и минимумами на других. Поведение скалярного поля очень похоже на поведение шарика, катящегося по поверхности с рельефом, подобным этому энергетическому ландшафту. В зависимости от начального положения шарик скатится в тот или иной энергетический минимум. Самый нижний минимум имеет почти нулевую плотность энергии; он отвечает истинному вакууму. Более высокий минимум соответствует высокоэнергичному ложному вакууму.
Рис. 6.2.Энергетический ландшафт скалярного поля с ложным и истинным вакуумом. Поле может туннелировать сквозь барьер, разделяющий два вакуума.
Допустим, мы начинаем с ложного вакуума во всех точках пространства. Это соответствует шарику, покоящемуся в верхнем минимуме. Он будет лежать там очень долго, пока что-нибудь не подтолкнет его вверх, сообщив энергию, необходимую для того, чтобы преодолеть барьер и попасть в нижний минимум. Однако, согласно квантовой теории, объект может «туннелировать» сквозь энергетический барьер. Когда вы наблюдаете такое событие, то видите, как шарик исчезает и мгновенно материализуется по другую сторону барьера.
Квантовое туннелирование – вероятностный процесс. Нельзя точно предсказать, когда оно произойдет, но можно вычислить вероятность, с которой оно случится в заданный отрезок времени. Для макроскопических объектов вроде шарика вероятность туннелирования чрезвычайно мала. Если, к примеру, вы хотите, чтобы банка колы туннелировала к вам из торгового автомата, время ожидания намного превысит современный возраст Вселенной. Однако в микроскопическом мире элементарных частиц квантовое туннелирование распространено гораздо шире. Я уже упоминал в главе 4, что Георгий Гамов использовал туннельный эффект для объяснения распада радиоактивных атомных ядер. В случае ложного вакуума вероятность того, что большая область пространства туннелирует в состояние истинного вакуума, совершенно ничтожна. Туннелирование происходит в крошечных, микроскопических областях, приводя к появлению маленьких участков истинного вакуума. Это и есть процесс образования пузырьков, который обсуждался в предыдущей главе. Вероятность туннелирования может быть выше или ниже в зависимости от формы энергетической функции. (Она выше для низких и узких энергетических барьеров.)
Несмотря на сходство между туннелированием шарика и скалярного поля, между ними есть важное различие. Мяч туннелирует между двумя разными точками в пространстве, тогда как скалярное поле – между различными значениями поля в одном и том же месте.
Из нашего анализа следует, что, если между двумя вакуумами имеется энергетический барьер, распад вакуума может происходить только через квантовое туннелирование. Его результатом становятся случайным образом разбросанные пузырьки, которые никогда не сливаются, так что процесс распада никогда не завершается. Но что случится, если мы удалим барьер?
Тише едешь – дальше будешьМолодой российский космолог Андрей Линде был первым, кто рассмотрел необщепринятые модели скалярного поля без барьера между истинным и ложным вакуумами.
Как и прежде, предположим, что все начинается с маленькой замкнутой вселенной и скалярного поля в состоянии ложного вакуума. Если барьера нет, шарик, представляющий попе, просто скатывается вниз в сторону истинного вакуума (рис. 6.3). Нет никаких пузырьков, а поле, катясь вниз, остается однородным во всем пространстве. Достигнув нижней точки, оно начинает колебаться вверх и вниз. Энергия этих колебаний быстро рассеивается, порождая огненный шар частиц, а поле успокаивается на минимальной энергии.
Рис. 6.3.Энергетический ландшафт без барьера. Скалярное поле быстро скатывается к истинному вакууму.
Трудность, однако, состоит в том, что в отсутствие барьера поле будет скатываться вниз очень быстро, и инфляция прекратится слишком рано. Понимая эту опасность, Линде сделал принципиальный шаг: он предположил, что график энергетической функции напоминает по форме холм с очень пологим склоном, как на рисунке 6.4. Плоский участок наверху холма играет роль ложного вакуума. Если поместить шарик где-то на этом участке, он начнет катиться крайнемедленно. При этом он будет оставаться практически на одной и той же высоте, поскольку склон очень пологий. Теперь вспомните, что высота на рисунке соответствует плотности энергии скалярного поля, а ее постоянство – все, что требуется для поддержания неизменного темпа инфляции.
Рис. 6.4.Энергетический ландшафт «сплющенного холма». Пока скалярное поле медленно скатывается вниз, инфляция продолжается.
Ключевая идея Линде состояла в том, что вблизи вершины холма скалярное поле катится очень медленно, и потому пройдет много времени, прежде чем оно пересечет эту область. Между тем вселенная продолжает расширяться, колоссальным образом вырастая в размерах. Попав на крутую часть энергетического склона, поле начинает катиться быстрее, а достигнув наконец минимума, осциллирует и расходует свою энергию на порождение горячей смеси частиц. В этот момент мы получаем горячую расширяющуюся вселенную, которая к тому же является однородной и почти плоской. Проблема изящного выхода решена!
Все, что нужно, – это скалярное поле, энергетическая функция которого имеет функцию приплюснутого холма, как на рисунке 6.4. Вы может спросить: а как скалярное поле в самом начале оказалось на вершине холма? Хороший вопрос. Однако отложим его до главы 17.
Статья Линде появилась в феврале 1982 года, и ту же по сути идею независимо опубликовали американские физики Андреас Олбрехт (Andreas Albrecht) и Пол Стейнхардт (Paul Steinhardt). Теория инфляции была спасена.
Рис. 6.5.Андрей Линде (слева) со Славой Мухановым (из Максимилиановского университета в Мюнхене).
Другой важный вопрос – действительно ли подобное скалярное поле существует в природе. К сожалению, этого мы не знаем. Нет никаких прямых свидетельств его существования. Скалярные поля, появляющиеся в простейших теориях электрослабого взаимодействия и Великого объединения, обладают энергетическими функциями, слишком крутыми для инфляционной теории. Однако существует класс так называемых супер-симметричных теорий, включающих множество скалярных полей с плоской энергетической функцией. Теория суперструн, которая на сегодня является основным кандидатом на роль самой фундаментальной теории природы, принадлежит как раз к этому классу. (Мы еще поговорим о суперструнах в главе 15.)
Наффилдовский симпозиумСледующий акт драмы развернулся в средневековом университетском Кембридже. Летом 1982 года сюда по приглашению Стивена Хокинга съехались около тридцати космологов со всего мира. Они собрались на трехнедельный симпозиум по очень ранней Вселенной, который проводился на средства Фонда Наффилда. Я был очень рад оказаться в числе его участников: Хокинг попросил меня сделать доклад о моих последних работах по космическим струнам.
Я сразу влюбился в Кембридж. Поднимаясь рано утром, я прогуливался по территории колледжа. Готические часовни, колокольни, аскетичные обнесенные стенами дворики с идеально прямоугольными газонами и яркими пятнами цветов – все это были остатки другого, более расположенного к созерцанию века. К девяти часам я возвращался в наше время, ожидая в конференц-зале начала выступлений. К счастью, в день было только по два доклада – один утром, другой после обеда, – так что оставалась масса времени для неформальных дискуссий. Британская кухня едва ли могла послужить гвоздем программы, но вот местное пиво – это другое дело, так что я провел немало вечеров, разговаривая о физике и других предметах за пинтой лагера.
Программа встречи была специально сориентирована на последние достижения космологии, и теория инфляции закономерно оказалась в центре всеобщего внимания. Проблема изящного выхода была уже снята с повестки дня, но оставались и другие серьезные вопросы.
Инфляция и вправду делает вселенную плоской и однородной, но, возможно, она слишком хорошо справляется со своей работой. В идеально однородной вселенной никогда не возникло бы ни галактик, ни звезд. Как уже обсуждалось в главе 4, галактики развиваются из небольших вариаций плотности. Происхождение этих первичных неоднородностей, или возмущений плотности, стало центральным вопросом симпозиума.
Незадолго до его начала Хокинг написал статью, в которой высказал очень интересную идею. Согласно квантовой теории, эволюция всех физических систем не полностью детерминирована, а подвержена непредсказуемым квантовым подергиваниям. Так что, скатываясь вниз, скалярное поле испытывает случайные толчки то вперед, то назад. Направления этих толчков неодинаковы в разных областях Вселенной, и в результате в разных местах скалярное поле не в точности одновременно достигает подножия холма. В областях, где инфляция длилась чуть дольше, плотность вещества оказывалась немного выше. [35]35
По окончании инфляции плотность вещества постоянно снижается вместе с расширением Вселенной, а значит, области пространства, которые поторопились закончить инфляцию, будут уже немного разреженными к тому времени, когда другие, более медлительные регионы наконец завершат инфляционное расширение.
[Закрыть]Идея Хокинга состояла в том, что возникающие в результате этого небольшие неоднородности приведут к образованию галактик и их скоплений. Его правота в этом вопросе означала бы, что квантовые эффекты, обычно имеющие значение только на крошечных субатомных масштабах, оказались бы причиной существования самых крупных образований во Вселенной!
Естественно, Гут был очень взволнован такой возможностью. Ведь она не только разрешала трудности теории, но и открывала заманчивую перспективу проверить инфляцию наблюдениями. Возмущения плотности можно наблюдать посредством космических микроволн, а затем сравнивать с предсказаниями теории. Это было чрезвычайно важно!
Расчет плотности образующихся в ходе инфляции неоднородностей – технически очень сложная задача. Статья Хокинга содержала очень мало подробностей, и ее идеи было трудно развивать. Так что Гут объединил усилия с физиком корейского происхождения Со-Янгом Пи (So-Young Pi) чтобы рассчитать возмущения, используя метод, понятный им обоим. К моменту, когда Гут отправился на симпозиум, работа была еще не вполне закончена, и он завершил вычисления в первые дни пребывания в Кембридже. К его удивлению, полученный результат сильно отличался от хокинговского. Оба они нашли, что возмущения зависят от формы энергетического ландшафта скалярного поля, но эта зависимость получалась разной, и результат Гута давал значительно большую величину возмущений.
Хокинг настаивал на своем результате. Когда Гут рассказывал мне об их беседе за ланчем, он выглядел озадаченным. Он не был уверен в правильности своего ответа и сказал, что собирается проверить несколько моментов в расчетах.
Дополнительную неразбериху вносило то, что была еще третья группа, работавшая над той же проблемой. Пол Стейнхардт занимался расчетом неоднородностей в сотрудничестве с двумя другими американскими космологами – Джимом Бардиным (Jim Bardeen) и Майклом Тернером (Michael Turner). Они тоже были не согласны с Хокингом, но их ответ был значительно меньше! Наконец, на симпозиуме присутствовал еще и российский физик Алексей Старобинский, также приглашенный выступить по вопросу о возмущениях плотности, однако он пока отмалчивался, и никто не знал, какие он представит результаты.
Старобинский не был новичком в космологии. Среди прочего он был известен тем, что придумал вариант инфляции примерно на год раньше Гута. Правда, сделано это было по ошибке. Он полагал, что его модель позволит избавиться от начальной сингулярности, что на самом деле было в ней невозможно. Однако он не распознал, что она может решить проблемы горизонта и плоской геометрии. Без этой ключевой идеи на модель в то время не обратили большого внимания, но теперь она рассматривалась как реальная альтернатива моделям со скалярным полем Линде, Олбрехта и Стейнхардта. [36]36
Модель Старобинского основывается на модифицированных уравнениях гравитации Эйнштейна. Данная модификация становится существенной только при очень высокой кривизне пространства-времени. Величина этой кривизны играет в данной теории роль скалярного поля.
[Закрыть]
По расписанию Старобинский выступал первым. Стиль его доклада был типичен для русской физической школы и восходил к одному из ее создателей, нобелевскому лауреату Льву Ландау. На знаменитых еженедельных семинарах Ландау предполагалось, что докладчик – идиот, и ему давался лишь крошечный шанс объяснить другим свою позицию в самом начале выступления. Поэтому семинары проводились главным образом "для Ландау" – именно его необходимо было убедить в том, что докладчик знает, о чем говорит. При этом никого особо не беспокоило то обстоятельство, что сказанное оставалось непонятным большинству других собравшихся. Добавьте к этому русский акцент и сильное заикание, и вас уже не удивит, что понять доклад Старобинского было непросто. И все же к моменту его завершения одна вещь была ясна: он пришел к выводу, что неоднородности окажутся крупными, как и в расчетах Гута.
На следующий день пришла очередь выступать Хокингу. Легендарный физик страдает болезнью Лу Герига [37]37
Официальное название заболевания – боковой амиотрофический склероз.
[Закрыть]и с начала 1970-х годов прикован к инвалидному креслу. Сегодня он общается при помощи голосового синтезатора, выбирая слова одно за другим в меню на компьютерном экране. Когда проводился симпозиум, он еще мог говорить, хотя и с трудом. Лекция Хокинга воспроизводила аргументацию в его статье, но в конце был припасен сюрприз. Последний шаг вычислений теперь был изменен, и результат согласовывался с тем, что получили Гут и Старобинский! После разговора с Гутом и доклада Старобинского Хокинг, должно быть, нашел ошибку в своих выкладках, хотя никогда не упоминал, что исправил ошибку в своей статье или что его новый результат был получен с учетом работ Старобинского и Гута.
Большинство дискуссий Наффилдовского симпозиума вертелось вокруг вопроса об инфляции, и хотя новая теория будоражила умы, ее было заведомо многовато. Доклады по другим темам, касающимся ранней Вселенной, дарили долгожданное облегчение – это ощущение я постарался выразить на первом слайде своего доклада, посвященного космическим струнам (рис. 6.6). Струны – это линейно протяженные остатки горячей высокоэнергичной эпохи ранней Вселенной. Они представляют собой тонкие трубки ложного вакуума, существование которых предсказывается некоторыми моделями в физике элементарных частиц. В моем докладе обсуждались образование струн и их возможные астрофизические проявления. Доклад был хорошо принят, и теперь я мог сесть, расслабиться и спокойно наблюдать последние рывки в гонке за определением формы возмущений плотности.
Рис. 6.6.Передозировка инфляции – открывающий слайд моего доклада.
Стейнхардт с друзьями все еще продолжали стоять на своем. Беспокоясь о некоторых слабых местах в своих вычислениях, они продолжали интенсивно работать, чтобы их прояснить. Однако ответ, который они получали, по-прежнему оставался меньше исходного хокинговского результата.
Выступление Гута было запланировано на третью неделю симпозиума. Он волновался, как бы Стейнхардт с компанией не поймали его врасплох, и потому при любой возможности скрывался у себя в номере, чтобы перепроверить различные моменты своих выкладок. Позже даже оказалось, что, готовясь к своему выступлению, он пропустил состоявшийся на симпозиуме банкет.
Но, несмотря на растущее напряжение, битва так и не состоялась. За несколько дней до своего доклада Стейнхардт и его сотрудники признали поражение. Они нашли ошибки в использованных аппроксимациях, и после исправления их результаты стали согласовываться с тем, к чему пришли другие участники соревнования. Доклад Гута прошел очень гладко: он повторил свои ранее полученные результаты. Таким образом, к концу симпозиума все четыре команды-участницы пришли к полному консенсусу.
Однако последний сюрприз этой удивительной гонки стал известен уже после завершения симпозиума. К своему полному смятению, бывшие участники состязаний обнаружили, что проблема возмущений плотности, вызванных квантовыми флуктуациями, над распутыванием которой они так тяжело трудились, уже была решена за целый год до того, как они скрестили свои мечи в Кембридже. Решение опубликовали двое российских ученых – Слава Муханов [38]38
Муханов ныне работает в Максимилиановском университете в Мюнхене; см. рис. 6.5.
[Закрыть]и Геннадий Чибисов – из Физического института им. Лебедева в Москве. [39]39
В истинно русском стиле Муханов и Чибисов написали свою статью «для Ландау», приведя в ней свой результат и минимум пояснений о том, как он был получен. Некоторые участники Наффилдовского симпозиума считают, что в этих выкладках могли быть пропущены важные шаги, и поэтому получение данного результата нельзя полностью отнести на счет Муханова и Чибисова. Я не буду пытаться разрешить здесь этот вопрос.
[Закрыть]Они рассчитали возмущения для инфляции по версии Старобинского, но выкладки были по сути такие же, как и в модели скалярного поля. Читая русские физические журналы, частенько можно откопать что-то интересное!
Конечным итогом вычислений стала формула для амплитуды возмущений плотности, порожденных квантовой дрожью скалярного поля в процессе скатывания вниз в ходе инфляции. Эта амплитуда зависит от формы энергетического ландшафта, а также от размеров области, в которой случается возмущение. Космические структуры охватывают большой диапазон линейных масштабов. Характерные размеры звезд много меньше, чем галактик, которые, в свою очередь, меньше скоплений галактик. Амплитуда возмущений на этих колоссально различающихся масштабах могла бы оказаться совсем разной. Однако полученная формула говорит, что все возмущения почти в точности одинаковы. Между наименьшими и наибольшими космическими структурами различия в амплитуде составляют не более 30%.
Это свойство масштабной независимости инфляционных возмущений нетрудно понять. Квантовые флуктуации первоначально воздействуют на скалярное поле в крошечной области пространства, но затем возникшее возмущение растягивается до значительно больших размеров экспоненциальным расширением Вселенной. Возмущения, появившиеся раньше, подвергаются растяжению дольше и охватывают большего размера области. Но их амплитуда задается исходными квантовыми флуктуациями, которые почти одинаковы на всех представляющих интерес масштабах. [40]40
По мере того как скалярное поле медленно скатывается вниз по энергетическому склону, флуктуации становятся слабее, а вызываемые ими возмущения – меньше. Однако скатывание происходит так медленно, что положение не успевает значительно измениться за то время, пока генерируются возмущения для всех доступных астрофизике масштабов.
[Закрыть]
Масштабную независимость возмущений плотности можно использовать для предсказания вариаций по небу интенсивности космического микроволнового фона и в конечном счете – для проверки идеи инфляции. Тем самым, спекулятивная гипотеза о ранних моментах Вселенной превращается в проверяемую физическую теорию. Однако потребовалось еще десятилетие, прежде чем космологическая инфляция была подвергнута этой проверке.
