Вселенная. Руководство по эксплуатации - Бломквист Джефф

Это главная тема в эволюции Вселенной. Сегодня в природе существует четыре различные силы, но это слишком много и довольно-таки запутанно.

В главе 4 мы отметили, что одна из главных надежд физики — сформулировать единую Теорию Всего, которая одним законом объединит все четыре силы. Эйнштейн посвятил большую часть последних лет своих ученых занятий попыткам унифицировать все фундаментальные силы, известные в его время (то есть только гравитацию и электромагнетизм), но у него практически ничего не вышло.

Мы располагаем отличной теорией, объединяющей электромагнетизм и слабое взаимодействие, однако когда мы пытаемся сочетать электрослабое взаимодействие с сильным, то ступаем на зыбкую почву. Нам не слишком много известно о том, как могла бы быть устроена «великая теория унификации», но мы предполагаем, что эти три силы, вероятно, были едины при гораздо более высоких энергиях, чем те, которыми располагала Вселенная в момент 10-12 секунд п. Б. в. Есть надежда, что Теория Всего объединит все четыре силы в более ранний период.

Поспешишь — людей насмешишь. Пока что мы можем только спросить, какой была Вселенная в тот момент, когда разделились электромагнетизм и слабое взаимодействие . Чтобы ответить на этот вопрос, нам придется разоблачить собственное вранье, точнее, умолчание. Мы говорили о том, что во Вселенной наличествовала асимметрия и что будто бы когда-то на каждый миллиард антипротонов приходился миллиард один протон.

Такого никогда не было.

Не было момента, когда протоны и нейтроны производились в колоссальных количествах. Когда Вселенной было от роду 10-12 секунд, она была совсем не такая, как сейчас. Кварки в то время были настолько энергичны, что их нельзя было удержать в рамках протонов и нейтронов. Так происходило до тех пор, пока Вселенной не исполнилось примерно миллионная доля секунды, — а тогда Вселенная остыла до такой степени, что кварки уже перестали встречаться вне протонов и нейтронов.

Все это означает, что в некоторой степени мы не о том беспокоились. Вместо того чтобы думать о том, почему на каждый миллиард антипротонов находился один лишний протон, стоило задуматься о том, почему на каждый миллиард антикварков находился один лишний кварк. И тогда мы будем отодвигать источник вопроса крошки Билли все раньше и раньше.

V. Существует ли где-нибудь в пространстве-времени твоя точная копия?Инфляция (1 = 10-35 секунд)

Время до наступления эпохи кварков было восхитительным, однако невероятно запутанным. Температура была так высока, что кварки, электроны и нейтрино легко и просто создавались из высокоэнергичных фотонов. Нам нет смысла задумываться о том, чем в то время была занята каждая разновидность частиц. Все они создавались и уничтожались с такой быстротой, что, в общем-то, и не отличались друг от друга. Первобытный бульон Вселенной был практически однородным, и говорить о нем вовсе не так уж интересно. Лучше попробуем разгадать несколько удивительных тайн.

Тайна N 1. Проблема горизонта

По большей части фоновое космическое излучение имеет примерно одинаковую температуру. Два участка на противоположных сторонах неба зачастую различаются по температуре всёго на одну стотысячную градуса. На первый взгляд это пустяк — однако увидеть, в чем тут проблема, вам, вероятно, поможет пикантная аналогия. Представьте себе, что капитан пиратского корабля готовится лечь в ванну. Предположим, он наполняет ее из двух кранов — по одному на противоположных концах ванны. Так получилось, что из крана по правому борту течет холодная вода, а из крана по левому борту — кипяток. Как вы думаете, когда капитан попробует воду и ляжет в ванну, будет ли он плескаться в равномерно теплой водичке? Нет. Голове будет горячо, а ногам — холодно. Вода мгновенно не перемешивается.

Все эти температурные вычисления основаны на простом предположении: когда Вселенная была вполовину меньше, чем сейчас, она была вдвое горячее — и так далее. Но это означает, что вначале температура везде была примерно одинакова. Если бы Вселенная, подобно ванне Кровавой Бороды, была разная в разных местах, температурам понадобилось бы некоторое время, чтобы перемешаться и выровняться. Самая быстрая скорость передачи тепла — скорость света, и на это бы попросту не хватило времени.

«Минуточку! — возразите вы.— У нас было почти 14 миллиардов лет! За такое время перемешается все что угодно!» Это так, но вы забыли об одной детали. Свет, попадающий на Северный полюс, и свет, попадающий на Южный полюс, исходят из участков пространства, крайне далеких друг от друга.

Предвидим следующее возражение: «В первые моменты после Большого взрыва все было очень близко друг от друга! И температуры в двух этих точках наверняка успели выровняться еще тогда! Или нет?»[95]

Нет — хотя ход вашей мысли нам нравится. Да, эти участки тогда были очень близки, однако Вселенная была так юна. И ее юность пересилила размеры. Мы понимаем, что интуитивно вам хочется просто предположить, будто температура «на старте» везде была одинаковой, но ведь это только потому, что вы привыкли, что любым событиям что-то предшествует, вот в чем дело. Большой взрыв — это вселенская отправная точка, поэтому попросту нет никаких причин для того, чтобы в самом начале все было однородно, а вы считаете, что Вселенная когда-то была маленьким шариком. Как мы видели в главе 6, расширение Вселенной идет по другому сценарию. В любое время после нуля все точки во Вселенной находились на каком-то расстоянии друг от друга.

Если пробиться сквозь вычисления, окажется, что время на перемешивание было лишь у тех участков неба, которые разделены углом примерно в один градус — около двух диаметров полной Луны. Поскольку большая часть Вселенной никогда не контактировала с остальной Вселенной, почему все выглядит примерно одинаково, куда ни посмотри? Почему галактики в Северном небесном полушарии такие же, как галактики в Южном?

Тайна N 2. Проблема плоского мира

В главе 6 мы столкнулись еще с одной большой загадкой, когда говорили о «форме» Вселенной. Мы отметили два факта.

1.   Судьбу и форму Вселенной определяет критическая плотность. Если сложить все, что составляет массу и энергию,— то есть темную материю, темную энергию, барионы и фотоны,— а затем разделить это на критическую плотность, то мы обнаружим, что отношение реальной плотности к критической — Ωтот — составляет 100% или по крайней мере настолько близка к 100%, насколько мы можем измерить. Это означает, что Вселенная плоская.

2.     Если бы Ωтот хоть немного отличалась от 100%, то по мере развития Вселенной плотность либо возрастала бы очень быстро и в конце концов пришла бы к коллапсу (если бы была больше 100%), либо сокращалась бы (если бы она была меньше 100%). Для наглядности: если Ωтот через одну секунду п. Б. в. равнялась 99,9999%, сегодня она составляла бы меньше одной миллиардной процента.

Итак, мы подошли ко второй тайне: почему Вселенная плоская, если, по всем нашим данным, она совершенно не обязана быть именно такой?

Решение всех проблем. Теория инфляции

В начале 1980-х годов многие исследователи пытались разобраться с этими вопросами, а также с вопросом о том, когда и как объединялись сильное и электрослабое взаимодействия. Физики надеялись, что чем выше энергии, тем больше похожи друг на друга все силы. Мы уже почти сумели достичь в наших ускорителях энергий, необходимых для унификации электромагнетизма и слабого взаимодействия, но еще не можем добыть никаких экспериментальных данных об объединении электрослабого и сильного взаимодействий. Даже БАК — самый мощный ускоритель, имеющийся в нашем распоряжении,— чтобы доказать великую теорию унификации, должен был бы вырабатывать энергии в триллионы раз больше предела своих нынешних возможностей.