Мир, рожденный из ничего: как возникла вселенная и что ждет ее в будущем

Модель «Мультивселенной»

Появление новых вселенных из «родительской Вселенной»

Гипотетическая модель Мультивселенной избегает недомолвок, связанных со снижением энтропии, как в случае с моделью «Большого отскока», и дает объяснение ее низкого уровня сегодня, говорит Кэрролл. Она берет свое начало из идеи об «инфляции» — хорошо принятой, но неполной модели Вселенной. Термин «инфляция» и первое объяснение этой модели были предложены 1981-м году физиком Аланом Гутом, в настоящий момент работающим в Массачусетском технологическом институте. Согласно данной модели, пространство после Большого взрыва резко расширилось. Настолько резко, что скорость этого расширения оказалась выше скорости света. Согласно квантовой механике, в космосе постоянно происходят случайные, едва заметные колебания энергии. В какой-то момент инфляционного периода пики этих колебаний достигли своего максимума и стали причиной появления галактик, пустот и крупномасштабных низкоэнтропийных структур, которые мы сегодня и наблюдаем во Вселенной.

Сама инфляционная модель была разработана на базе наблюдений за космическим реликтовым микроволновым излучением – самым древним типом излучения, появившимся спустя всего несколько сотен тысяч лет после Большого взрыва. Ученые считают, что инфляционная модель отлично предсказывает его существование.

Согласно одному из предположений, мультивселенная может являться результатом инфляции. В предположении говорится о том, что существует некая одна очень-очень большая Вселенная, время от времени порождающая более компактные вселенные. При этом никакая форма коммуникации между этими вселенными невозможна. Маркус Ву из PBS Nova объясняет:

Кэрроллу импонирует больше всего именно эта модель, хотя его собственная предложенная модель несколько отличается от того, что описано выше:

Согласно данной модели, до Большого взрыва было некое большое расширяющееся пространство, из которого родились наша и бесконечное множество других вселенных. Другие вселенные находятся за пределами наших возможностей их обнаружения и могли образоваться как до, так уже и после нашей Вселенной.

Следует отметить, что на данный момент это одна из самых популярных моделей. Тем не менее ученые, разумеется, по-разному ее воспринимают. Одни поддерживают эту идею, другие, наоборот, совершенно с ней не согласны. Но если брать в пример Питера Войта из Колумбийского университета, то теория Мультивселенной хоть и выглядит очень привлекательной с научно-популярной точки зрения, но способна сделать физиков ленивыми и заставить прекратить поиск ответов на самые базовые вопросы, например, — почему физические константы в нашей Вселенной именно такие, какие они есть, — списав все на вариативность.

Войт опасается, что однажды основным вопросом для науки в этой сфере станет рассуждение на тему «как нам повезло оказаться в этой случайной Вселенной, где все происходит так, а не по-другому, несмотря на бесконечное многообразие возможностей, поэтому давайте бросим эту затею с теориями».

Какой можно подвести итог? Многие физики получают деньги за то, что спорят и пишут книги, в которых стараются описать, как Большой взрыв и модель «предвзрывной» Вселенной способны объяснить то, что мы видим сегодня, хотя сами при этом не знают и на самом деле не могут знать, почему это так. Факт в том, что даже несмотря на серьезные упрощения как в математических моделях, так и объяснениях, мы не приблизились к верному ответу, и нам предстоит провести еще множество рассуждений на эту тему, пока не придем к нужному результату.

Планковская эпоха

Планковская эпоха считается самым ранним моментом Большого взрыва. Продолжительность этой эпохи не очень велика, она определяется временем от 0 до 10-43 секунд. Параметры вещества этой эпохи тоже имеют планковские значения: температура составляла 1032 К, а плотность – 1093 г/см3. Поскольку Вселенная в это время имела чрезвычайно малые размеры, миром правили квантовые эффекты. Все существующие силы были объединены, а гравитационное воздействие по величине было сравнимо с остальными фундаментальными силами. Невероятно высокие параметры температуры и плотности вещества делали его состояние неустойчивым. Произошло нарушение симметрии, и стали проявляться фундаментальные силы — гравитация отделилась от других взаимодействий. Это стало окончанием планковской эпохи.

Ответы на часто задаваемые вопросы

Какие методы исследования используются для подтверждения теории?

Для подтверждения используются различные методы и инструменты. Одним из ключевых подтверждений являются наблюдения космического микроволнового фона (CMB). Измерения анизотропий и флуктуаций в CMB предоставляют информацию о плотности и структуре Вселенной на ранних стадиях развития. Наблюдения галактик и их распределения также служат важным источником данных для подтверждения инфляционной модели формирования структуры Вселенной. Кроме того, численное моделирование и симуляции используются для проверки соответствия предсказаний инфляционной теории с реальными наблюдениями.

Какова природа инфлатона (это поле, вызывающее инфляцию)?

Инфлатон – это гипотетическое поле, играющее ключевую роль в инфляционной теории. Оно обладает особыми свойствами, которые вызывают быстрое расширение Вселенной во время инфляции. Однако наблюдения и эксперименты до сих пор не предоставили окончательных доказательств о конкретной природе инфлатона. Существует несколько предложенных моделей, таких как скалярное или струнное поле, которые могут быть кандидатами на роль инфлатона, но их точная природа остается предметом активных исследований.

Какая связь между инфляцией и теорией струн?

Инфляционная теория и теория струн являются двумя разными, но связанными областями физики. Теория струн скорее объединяющая, она описывает все фундаментальные взаимодействия во Вселенной, включая гравитацию. Некоторые инфляционные модели могут быть встроены в рамки теории струн и исследования в этой области помогают понять более фундаментальные принципы, которые могут объяснить физику инфляции. Это активная область исследований, где идеи и методы теории струн применяются для изучения инфляции и ее связи с другими физическими явлениями.

Может ли инфляционная теория объяснить происхождение темной материи?

Она не предлагает прямого объяснения происхождения темной материи. Однако некоторые модели инфляции могут предложить механизмы, которые вносят вклад в формирование темной материи. Например, в некоторых моделях суперсимметрии частицы нейтральныхино, являющиеся кандидатами на роль темной материи, могут быть произведены во время инфляции. Но чтобы полностью объяснить происхождение и свойства темной материи, требуются дополнительные исследования и экспериментальные данные.

Какова связь между инфляцией и большим взрывом?

Инфляционная теория не отрицает концепцию Большого Взрыва, а, наоборот, предлагает объяснение ранней стадии Вселенной перед ним. Согласно инфляционной теории, Вселенная находилась в состоянии экспоненциального расширения во время инфляции. Это дает объяснение гладкости, однородности и плоскости, которые наблюдаются в настоящее время. После инфляции Вселенная переходит в стадию горячего Большого Взрыва, где происходит дальнейшее расширение и развитие.

Инфляционное расширение на ранних стадиях эволюции Вселенной[]

Инфляционная модель предполагает замену степенного закона расширения R(t)∼t12{\displaystyle R(t)\sim t^{1/2}} на экспоненциальный закон:

R(t)∼eH(t)t{\displaystyle R(t)\sim e^{H(t)t}}, где H(t)=(1R)dRdt{\displaystyle \!H(t)=(1/R)dR/dt} — постоянная Хаббла инфляционной стадии, в общем виде зависящая от времени.

Значение постоянной Хаббла на стадии инфляции составляет 1042 сек−1 > H > 1036 сек−1, то есть гигантски превосходит её современное значение. Такой закон расширения может быть обеспечен состояниями физических полей («инфлатонного поля»), соответствующих уравнению состояния p=−ε{\displaystyle p=-\varepsilon }, то есть отрицательному давлению; эта стадия получила название инфляционной (лат. inflatio — раздувание), так как несмотря на увеличение масштабного фактора R(t), плотность энергии ε{\displaystyle \!\varepsilon } остаётся постоянной.

В ходе дальнейшего расширения энергия ε{\displaystyle \varepsilon } поля, обусловливающего инфляционную стадию расширения, превращается в энергию обычных частиц: большинство инфляционных моделей связывают такое преобразование с нарушениями симметрии, приводящими к образованию барионов. Вещество и излучение приобретают высокую температуру, и Вселенная переходит на радиационно-доминированный режим расширения R(t)∼t12{\displaystyle \!R(t)\sim t^{1/2}}.

Разрешение проблем модели горячей Вселенной в рамках инфляционной модели

Благодаря крайне высоким темпам расширения на инфляционной стадии разрешается проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной: весь наблюдаемый объём Вселенной оказывается результатом расширения единственной причинно-связанной области доинфляционной эпохи.
На инфляционной стадии радиус пространственной кривизны увеличивается настолько, что современное значение плотности ρ{\displaystyle \!\rho } автоматически оказывается весьма близким к критическому ρcrit{\displaystyle \!\rho _{\mathrm {crit} }}, то есть разрешается проблема плоской Вселенной.
В ходе инфляционного расширения должны возникать флуктуации плотности с такой амплитудой и формой спектра (т. н. плоский спектр возмущений), что в результате возможно последующее развитие флуктуаций в наблюдаемую структуру Вселенной при сохранении крупномасштабной однородности и изотропности, то есть разрешается проблема крупномасштабной структуры Вселенной.

Энергия вакуума — происхождение и последствия

Что же ждет нашу Вселенную в дальнейшем? Еще несколько лет назад у теоретиков в этой связи имелись всего две возможности. Если плотность энергии во Вселенной мала, то она будет вечно расширяться и постепенно остывать. Если же плотность энергии больше некоторого критического значения, то стадия расширения сменится стадией сжатия. Вселенная будет сжиматься в размерах и нагреваться. Значит, одним из ключевых параметров, определяющим развитие Вселенной, является средняя плотность энергии.

Так вот, астрофизические наблюдения, проводимые до 1998 года, говорили о том, что плотность энергии составляет примерно 30% от критического значения. А инфляционные модели предсказывали, что плотность энергии должна быть равна критической. Апологетов инфляционной теории это не очень смущало. Они отмахивались от оппонентов и говорили, что недостающие 70% «как-нибудь найдутся». И они действительно нашлись. Это большая победа теории инфляции, хотя найденная энергия оказалась такой странной, что вызвала больше вопросов, чем ответов. Похоже, что искомая темная энергия — это энергия самого вакуума.

Критика

Хотя инфляционная теория имеет множество достижений, она также сталкивается с некоторой критикой.

Альтернативные теории и модели

Существуют альтернативные теории, которые предлагают иные объяснения происхождения и развития Вселенной. Некоторые из них стремятся объяснить наблюдаемые явления без необходимости инфляционного расширения.

Нерешенные вопросы и проблемы

Инфляционная теория также сталкивается с нерешенными вопросами, такими как проблема «плоскости», которая объясняет, почему Вселенная имеет плоскую геометрию, и «проблема выбора начальных условий», связанная с выбором исходных параметров инфляционного периода.

Несмотря на вызовы, теория продолжает активно развиваться. Ученые проводят дополнительные эксперименты и наблюдения, а также разрабатывают новые модели и теории для более полного понимания ранней Вселенной и ее развития.

Космос и швейцарский сыр

Все эти идеи совместно показывают, что инфляционная космология значительно обновляет наше представление о реальном пространстве. Представьте вселенную в виде гигантского куска швейцарского сыра, в котором дырки соответствуют областям, где величина поля инфлатона мала, а в остальных местах, наоборот, велика. То есть дырки — это области, подобные нашей Вселенной, прошедшие стадию сверхбыстрого расширения, в процессе чего энергия поля инфлатона преобразовалась в частицы, которые со временем формируют галактики, звёзды и планеты. На более стандартном языке космологии каждая дырка называется пузырьком-вселенной.

Такое название может ввести в заблуждение. Наша вселенная огромна. То, что она может быть частью еще большей космической структуры лишь подтверждает фантастически огромные размеры, в рамках инфляционной парадигмы, космоса в целом.

Инфляционная стадия развития Вселенной

Считается, что спустя $t=10^{-42}$ с от рождения пространства – времени в нашей Вселенной наступает стадия инфляции.

Космология позаимствовала термин «инфляция» из экономики. Он обозначает рост масштабов с высокой скоростью. При этом скорость роста пропорциональна самой величине. Рост идет по экспоненте.

Стадии инфляции в космологии характерно предельно сильное отрицательное давление. При данном давлении изменяются сами законы классической теории гравитации. Вещество является не источником притяжения, а рассматривается как источник отталкивания.

Во время стадии инфляции:

объем Вселенной должен был вырасти на много порядков за короткий отрезок времени;
в результате процессов роста вся Вселенная оказалась в одной причинно- связанной области;
в результате кинетическая энергия роста становится равной ее потенциальной энергии;
в результате действия сил отталкивания Вселенная «разгоняется» и получает большую кинетическую энергию (эту энергию наблюдают как хаббловское расширение по инерции).

Замечание 1

Важной особенностью эпохи инфляции является то, что области Вселенной, которые находятся на расстояниях больших, чем размеры горизонта частиц, претерпевают эволюцию, которая не зависит от эволюции других объектов. Следствием является то, что наблюдатель способен видеть исключительно процессы, происходящие внутри области Вселенной, объем которой равен кубу размера горизонта

Следствием является то, что наблюдатель способен видеть исключительно процессы, происходящие внутри области Вселенной, объем которой равен кубу размера горизонта.

В эпоху инфляции процессы, которые происходят внутри одного домена, протекают не связано с процессами в соседних доменах. Например, расширение доменов, которые находятся на расстоянии порядка горизонта, не ведет к взаимному проникновению одной области на «территорию» другой области. Расширение каждого домена идет четко внутри объема, который допущен общей теорией относительности. Появляются неоднородности, масштабы которых больше, чем размер домена.

Реальность или фантастика?

Так как человечество находится в самом начале пути познания себя, а следом и Вселенной, мы должны проверять даже самые безумные теории. Все потому, что вопросов сегодня намного больше чем ответов, а истина зачастую скрывается там, куда мы боимся заглянуть. Вот почему научная фантастика является отличным мысленным экспериментом, который, возможно, поможет нам лучше понять Вселенную.

Выступая на Geek Picnic Online 2020 фантаст Йен Макдональд, автор таких произведений как «Бразилья», «Волчья Луна», «Дом дервиша» и др., рассказал о том, почему считает, что мы живем в Мультивселенной. По мнению писателя, сама идея Мультивселенной актуальна для мира, в котором мы живем сегодня. Слово «Мультивселенная» содержит в себе множество понятий и мы просто не можем выбрать все и сразу. Каждый, как утверждает Макдональд, выбирает для себя что-то определенное, например, спорт, научную фантастику или моду. И это одновременно хорошо и плохо.

На фото писатель-фантаст Иен Макдональд

Согласитесь, развивая мысль Макдональда мы рано или поздно придем к размышлениям физиков-теоретиков об устройстве Вселенной. А также, безусловно, и о нашем обществе, о чем себе вдоволь позволил поразмышлять Макдональд в своих произведениях.

Что касается теоретической физики, то в упоминающейся выше работе Хокинга и Хертога исследователи опираются на идею, разработанную еще в 1980-х, известную под названием «Голографическая Вселенная», которая предполагает, что Вселенную можно рассматривать как голограмму и что трехмерная реальность может быть математически свернута только в два измерения (указаны именно два измерения. Это сделано для того, чтобы облегчить вычисления). В результате исследователям удалось навести хоть какой-то порядок в обширной, непостижимой и не побоюсь этого слова безумной теории Мультивселенной.

Кипящие пузырьки о которых говорил Линде можно представить как карманные вселенные (о чем говорится в начале статье) с той лишь разницей, что в этой модели вселенных меньше и они обладают определенными фундаментальными качествами, что значительно облегчает их анализ

Важно понимать, что работа выдающегося британского физика-теоритика (речь о Стивене Хокинге) и его коллег не сводится к единой, уникальной Вселенной, однако их открытия предполагают значительное сокращение Мультивселенной до гораздо меньшего диапазона возможных вселенных. Это означает, что вместо 1000 конфет в воображаемом ящике, физики рассматривают 10

Возможно, существуют миры, в которых нас с вами не существует

Газета The Washington Post в статье посвященной работе Хокинга и Хертога приводит слова космолога из университета Северной Каролины Кэти Мак о том, что предложенная модель еще не полностью разработана. «Это скорее упрощенная версия чего-то, чтобы просто посмотреть и попытаться понять что происходит» – считает Мак. Выходит, совсем неудивительно, что последняя работа Хокинга зависит от концепций, до сих пор не получивших широкого признания и новейших математических инструментов.

Важно также понимать, что эта работа не является решением всех проблем во Вселенной. Безусловно, она интригует, захватывает и заставляет нас мыслить непривычными категориями

Теория Мультивселенной – это потенциальный путь, по которому можно идти даже несмотря на то, что ученые понятия не имеют, куда и к чему их это приведет. «Стивен Хокинг был человеком», — говорит Линде. «Он не был гением, который ежедневно говорит исключительно правильные вещи и боролся с теми же научными проблемами, с которыми борются все физики».

Ну а нам с вами остается попробовать хоть немного понять теорию Мультивселенной и ждать новых, революционных открытий в области теоретической физики. Надеюсь, это произойдет уже очень скоро. А вы?

Зарождение галактик

Сразу после рождения Вселенная проходила инфляционный период развития — все расстояния стремительно увеличивались (с точки зрения внутреннего наблюдателя). Однако плотность энергии в разных точках пространства не может быть в точности одинаковой — какие-то неоднородности всегда присутствуют.

Предположим, что в какой-то области энергия немного больше, чем в соседних. Но раз все размеры быстро растут, то и размер этой области тоже должен расти. После окончания инфляционного периода эта разросшаяся область будет иметь чуть больше частиц, чем окружающее ее пространство, да и ее температура будет немного выше.

Поняв неизбежность возникновения таких областей, сторонники инфляционной теории обратились к экспериментаторам: «необходимо обнаружить флуктуации температуры…» — констатировали они. И в 1992 году это пожелание было выполнено. Практически одновременно российский спутник «Реликт-1» и американский «COBE» обнаружили требуемые флуктуации температуры реликтового излучения.