Мир в ореховой скорлупе - Стивен Хокинг

Простейшая история Вселенной в мнимом времени — это сфера, подобная поверхности Земли, но с двумя дополнительными измерениями (рис. 3.13). Она задает в действительном времени, которое является предметом нашего опыта, такую историю, в которой Вселенная одинакова во всех точках пространства и расширяется во времени. В этом отношении она похожа на Вселенную, в которой мы живем. Однако скорость расширения получается очень большой и продолжает увеличиваться. Такое ускоряющееся расширение называют инфляцией, поскольку оно напоминает, как в постоянно ускоряющемся темпе растут цены.

Инфляция цен обычно считается негативным явлением, но в случае Вселенной она очень выгодна. Сильная инфляция сглаживает любые комки материи, которые могли образоваться в ранней Вселенной. По мере расширения Вселенная заимствует энергию у гравитационного поля, чтобы создать больше вещества. Положительная энергия вещества в точности уравновешивается отрицательной гравитационной энергией, так что полный энергетический баланс равен нулю. Когда Вселенная удваивает свой размер, энергии вещества и гравитации тоже становится вдвое больше — но дважды ноль по-прежнему ноль. Если бы только банковский мир был таким простым (рис. 3.14)!

Рис. 3.15. Инфляционная вселенная

В модели горячего Большого взрыва на ранних стадиях развития Вселенной времени было недостаточно для того, чтобы тепловая энергия перетекла из одного региона Вселенной в другой. Тем не менее мы наблюдаем, что во всех направлениях температура микроволнового фонового излучения одинакова. Это означает, что в начальном состоянии Вселенная должна была повсеместно иметь в точности одинаковую температуру.

В попытках найти модель, где множество различных начальных конфигураций могли бы эволюционировать в нечто похожее на современную Вселенную, было выдвинуто предположение, что ранняя Вселенная прошла через эпоху очень быстрого расширения. Это расширение называют инфляционным, подразумевая, что оно происходит во все возрастающем темпе, а не с замедлением, как расширение, наблюдаемое сегодня. Существование такой фазы инфляции способно объяснить, почему Вселенная выглядит одинаково во всех направлениях, поскольку в ранней Вселенной свет успевал пройти из одного района Вселенной в другой.

История в мнимом времени для Вселенной, которая вечно продолжает расширяться в инфляционном режиме, представляет собой идеальную сферу. Однако в нашей собственной Вселенной инфляционное расширение спустя долю секунды затормозилось и начали формироваться галактики. В мнимом времени это означает, что история нашей Вселенной представляет собой сферу, слегка сплюснутую у южного полюса.

В случае, когда история Вселенной в мнимом времени является идеальной сферой, в действительном времени ей соответствует история Вселенной, которая вечно продолжает раздуваться в инфляционном режиме. Пока она раздувается, вещество не может сгущаться и образовывать галактики, звезды и жизнь, не говоря уже о развитии разумных существ вроде нас. Поэтому хотя идеально сферические истории Вселенной в мнимом времени допускаются представлением о множественности историй, они не представляют большого интереса. Гораздо больше подходят нам истории в мнимом времени, которые слегка сплющены у южного полюса сферы (рис. 3.15).

В этом случае соответствующая история в реальном времени будет расширяться в ускоренном инфляционном режиме только вначале. А потом расширение начнет замедляться и смогут образоваться галактики. Чтобы могла появиться разумная жизнь, приплюснутость на южном полюсе должна быть очень слабой. Это будет означать, что первоначально Вселенная расширится до чудовищной величины. Рекордный уровень денежной инфляции имел место в Германии между двумя мировыми войнами, когда цены выросли в миллиарды раз, однако масштаб инфляции, которую должна была испытать Вселенная по крайней мере в миллиард миллиардов миллиардов раз больше (рис. 3.16).

ИНФЛЯЦИЯ МОЖЕТ БЫТЬ ЗАКОНОМ ПРИРОДЫ

Инфляция в Германии началась после окончания Первой мировой войны, и к февралю 1920 г. уровень цен поднялся в 5 раз по сравнению с 1918 г. После июля 1922 г. наступила фаза гиперинфляции. Всякое доверие к деньгам исчезло, и в течение 15 месяцев индекс цен рос все быстрее и быстрее, превосходя возможности печатных станков, которые не успевали печатать деньги с той же скоростью, с какой они обесценивались. К концу 1923 г. 300 бумажных фабрик работали на полную мощность, а в 150 типографиях 2 тысячи печатных станков круглосуточно производили банкноты.

Рис. 3.17 Вероятные и невероятные истории

Гладкие истории наподобие а наиболее вероятны, но их существует лишь небольшое число.

Хотя любая слегка неправильной формы история вроде Ь или с сама по себе менее вероятна, число их столь велико, что, скорее всего, история Вселенной обнаружит небольшие отклонения от гладкости.

Вследствие принципа неопределенности у Вселенной не должно быть только одной истории, содержащей разумную жизнь. Напротив, множество историй в мнимом времени образует целое семейство слегка деформированных сфер, каждой из которых соответствует история в действительном времени, с долгим, но не бесконечным инфляционным раздуванием Вселенной. Можно поинтересоваться: какая из таких допустимых историй наиболее вероятна? Оказывается, она не идеально ровная, а представляет собой поверхность с крошечными поднятиями и впадинами (рис. 3.17). Правда, эта рябь на самой вероятной истории едва заметна. Отклонения от ровной поверхности составляют по порядку величины один к ста тысячам. Тем не менее, хотя они и крайне малы, мы можем наблюдать их как небольшие вариации в микровол-новом излучении, которое приходит с разных направлении в космосе. Спутник Cosmic Background Explorer (СОВЕ), запущенный в 1989 г., построил карту неба в микроволновом диапазоне.

Цветом обозначены различия в температуре, причем весь диапазон от красного до голубого соответствует разбросу всего в одну десятитысячную долю градуса — этих различий между областями ранней Вселенной достаточно, чтобы избыточное тяготение в более плотных областях остановило их бесконечное расширение и вызвало сжатие под действием самогравитации, ведущее к образованию галактик и звезд. Так что карта СОВЕ, в принципе, является ни больше ни меньше как чертежом всех структур во Вселенной.

Каким окажется будущее для наиболее вероятных историй Вселенной, совместимых с появлением разумных существ? Тут видятся разные варианты в зависимости от количества вещества во Вселенной. Если его больше некоторого критического значения, гравитационное притяжение между галактиками замедлит и в конце концов остановит их разлет. Затем они начнут падать друг к другу и сойдутся в Большом сжатии, которое станет концом истории Вселенной в реальном времени (рис. 3.18).

Если плотность Вселенной ниже критического значения, гравитация слишком слаба, чтобы предотвратить вечное разлетание галактик. Все звезды прогорят, и Вселенная будет становиться все более пустой и холодной. Так что и тут все придет к концу, хотя и не столь драматичному. В любом случае Вселенная просуществует еще немало миллиардов лет (рис. 3.19).

Карта всего неба, полученная инструментом DMR на спутнике СОВЕ, говорит в пользу существования складок времени

Рис. 3.18 (вверху)

Один из возможных сценариев конца Вселенной — Большое сжатие, гигантский катаклизм, когда вся материя будет всосана в гравитационный колодец.

Рис. 3.19 (справа)

Долгий холодный вой, в котором все замирает и гаснут последние звезды, исчерпывая свои запасы топлива.

Наряду с веществом Вселенная может содержать так называемую энергию вакуума, которая присутствует даже в пустом, казалось бы, пространстве. По знаменитому уравнению Эйнштейна £ = тс2 энергия вакуума имеет массу. Это означает, что она оказывает гравитационное влияние на расширение Вселенной. Однако весьма примечательно, что воздействие энергии вакуума противоположно влиянию обычной материи. Вещество замедляет расширение и может в итоге остановить и обратить его вспять. Энергия вакуума, напротив, уско

ряет расширение, как при инфляции. Фактически она действует в точности как космологическая постоянная, которую, как говорилось в главе 1, Эйнштейн добавил в свои первоначальные уравнения в 1917 г., когда понял, что они не допускают решения, соответствующего стационарной Вселенной. После открытия Хабблом расширения Вселенной основания для добавления в уравнения космологической постоянной исчезли, и Эйнштейн отбросил ее, как ошибку.