Элегантная Вселенная. Суперструны, скрытые размерности и поиски окончательной теории - Грин Брайан

Итак, согласно современной теории, эволюция Вселенной на временном интервале от момента сразу за планковским временем до настоящего времени выглядит так, как показано на рис. 14.1.

Рис. 14.1.Временная шкала эволюции и ключевые моменты в истории Вселенной

Космология и теория суперструн

Нам осталось выяснить, что происходит на коротком отрезке времени от момента Большого взрыва до планковского времени на рис. 14.1. Если непосредственно применять уравнения общей теории относительности к этой области, они будут свидетельствовать о том, что по мере приближения к моменту Большого взрыва Вселенная продолжает сжиматься, а её температура и плотность продолжают увеличиваться. В нулевой момент времени размер Вселенной становится равным нулю, а температура и плотность обращаются в бесконечность, и это явный признак того, что данная теоретическая модель Вселенной, прочно базирующаяся на классическом описании гравитации в общей теории относительности, теряет всякий смысл.

Природа настойчиво указывает, что при таких условиях мы должны объединить общую теорию относительности с квантовой теорией, другими словами, использовать теорию струн. В настоящее время космологические исследования в рамках теории струн находятся на раннем этапе развития. Методы теории возмущений могут, в лучшем случае, дать самое смутное представление о происходящем, так как анализ экстремальных энергий, температур и плотностей требует большей точности. И хотя в ходе второй революции в теории суперструн были предложены методы, позволяющие обойти теорию возмущений, пройдёт некоторое время до того, как эти методы будут достаточно развиты, и их можно будет применять к расчётам космологических эффектов. Однако, как мы сейчас обсудим, в последнее десятилетие физики уже сделали первые шаги к пониманию струнной космологии. Вот что они обнаружили.

Оказывается, есть три важнейших пункта, в которых теория струн модифицирует стандартную космологическую модель. Во-первых, в духе современных исследований, всё более проясняющих ситуацию, из теории струн следует, что Вселенная должна иметь минимально допустимый размер. Этот вывод оказывает огромное влияние на наше понимание структуры Вселенной в сам момент Большого взрыва, для которого в стандартной модели получается нулевой размер Вселенной. Во-вторых, понятие дуальности малых и больших радиусов (в его тесной связи с существованием минимального размера) в теории струн, как мы вскоре увидим, крайне важно и в космологии. И, наконец, число пространственно-временных измерений в теории струн больше четырёх, поэтому космология должна описывать эволюцию всех этих измерений. Обсудим эти три пункта более подробно.

В начале был комок планковских размеров

В конце 1980-х гг. Роберт Бранденбергер и Кумрун Вафа сделали первые важные шаги к пониманию того, к каким изменениям в следствиях из стандартной космологической модели приведёт использование теории струн. Они пришли к двум важным выводам. Во-первых, по мере движения назад к моменту Большого взрыва температура продолжает расти до момента, когда размеры Вселенной по всем направлениям сравняются с планковской длиной. Но в этот момент температура достигнет максимума и начнёт уменьшаться. На интуитивном уровне нетрудно понять причину этого явления. Предположим для простоты (следуя Бранденбергеру и Вафе), что все пространственные измерения Вселенной циклические. При движении назад во времени радиус каждой окружности сокращается, а температура Вселенной увеличивается. Но из теории струн мы знаем, что сокращение радиусов сначала до и затем ниже значений планковской длины физически эквивалентно уменьшению радиусов до планковской длины, сменяющемуся затем их последующим увеличением. А так как температура при расширении Вселенной падает, то безрезультатные попытки сжать Вселенную до размеров, меньших планковской длины, приведут к прекращению роста температуры и её дальнейшему снижению. Подробные вычисления Бранденбергера и Вафы подтверждают, что так оно и происходит на самом деле.

В результате Бранденбергер и Вафа пришли к следующей космологической картине: сначала все пространственные измерения в теории струн плотно свёрнуты до минимальных размеров, грубо говоря, до планковской длины. Температура и энергия высоки, но не бесконечны: парадоксы начальной точки нулевого размера в теории струн решены. В начальный момент существования Вселенной все пространственные измерения теории струн совершенно равноправны и полностью симметричны: все они свёрнуты в многомерный комок планковских размеров. Далее, согласно Бранденбергеру и Вафе, Вселенная проходит первую стадию понижения симметрии, когда в планковский момент времени три пространственных измерения отбираются для последующего расширения, а остальные сохраняют исходный планковский размер. Затем эти три измерения отождествляются с измерениями в сценарии инфляционной космологии и в процессе эволюции, изображённой на рис. 14.1, принимают наблюдаемую ныне форму.

Почему три?

Здесь сразу же возникает вопрос: в чём причина того, что при понижении симметрии для расширения отбираются ровно три пространственных измерения? Иными словами, кроме имеющегося экспериментального факта, что лишь три пространственных измерения расширились до наблюдаемого огромного размера, есть ли в теории струн фундаментальный принцип, объясняющий почему не расширилось никакое другое число измерений (четыре, пять, шесть и т. д.) или даже, что более симметрично, всё пространство? Бранденбергер и Вафа предложили возможное объяснение. Вспомним, что дуальность больших и малых радиусов в теории струн основана на том, что если измерение является циклическим, на него может наматываться струна. Бранденбергер и Вафа осознали, что такие намотанные струны могут сдерживать расширение измерений, на которые они намотаны, подобно резиновым лентам, обёрнутым вокруг велосипедной камеры. С первого взгляда может показаться, что в результате все измерения будут скованы, так как струны могут наматываться, и наматываются, на любое из них. Но тут есть лазейка: если намотанная струна вдруг встретит своего анти-струнного партнёра (грубо говоря, струну, намотанную в другом направлении), обе струны моментально аннигилируют и образуют ненамотаннуюструну. Если этот процесс будет достаточно активным, то будет уничтожено достаточно много «резиновой ленты», и измерения смогут расширяться. Бранденбергер и Вафа предположили, что снижение сдерживающего действия намотанных струн может иметь место лишь в случае трёх пространственных измерений. И вот почему.

Представим себе две частицы, которые катятся по одномерной линии, подобной пространственному измерению Линляндии. За исключением случая, когда их скорости равны, рано или поздно одна из частиц догонит другую, и они столкнутся. Заметим, однако, что если те же точечные частицы будут двигаться по двумерной поверхности, весьма вероятно, что столкновение никогда не произойдёт. Второе пространственное измерение открывает окно в новый мир траекторий каждой частицы, и большинство траекторий двух миров не пересекаются в одной и той же точке в один момент времени. В трёх, четырёх или большем числе измерений становится всё менее вероятно, что частицы когда-либо столкнутся. Бранденбергер и Вафа поняли, что аналогичное утверждение справедливо, если заменить точечные частицы струнными петлями, намотанными вокруг пространственных измерений. И хотя их вывод гораздо сложнее представить себе наглядно, но в трёх(или менее) циклических пространственных измерениях две намотанные струны, скорее всего, столкнутся, как две точечные частицы в одном измерении. Но в четырёх и в большем числе измерений вероятность столкновения двух намотанных струн уменьшается, как и в случае частиц в двух и большем числе измерений. {131}