Ознакомительная версия. Доступно 24 страниц из 117
Я считаю, что проблема меры также потребует новых крупных идей, прежде чем мы сможем понять, как делать предсказания относительно Ландшафта. Если бы меня попросили сделать какие-либо предположения, я бы сказал, что тут должно иметь место что-то типа голографического принципа и что информация, находящаяся за границами нашего горизонта, содержится в реликтовом излучении в нашем собственном кармане. Но если бы я был противником населённого ландшафта, я бы избрал целью моей атаки именно эту концептуальную проблему вечной инфляции.
Помимо проблемы меры имеются ещё и очень серьёзные проблемы, связанные с практическими трудностями в получении предсказаний, которые можно было бы проверить путём эксперимента или наблюдений. Но я думаю, что тут ситуация далеко не безнадёжна. Существует несколько предсказаний, которые могут быть проверены в ближайшем будущем.
Начало инфляции
В главе 5 я объяснил, как на раннем этапе существования Вселенной (который наблюдается в виде реликтового излучения) на финальной стадии инфляции, которая завершала падение с обрыва в нашу долину, была достигнута чрезвычайно высокая однородность распределения вещества. Оставшиеся едва заметные неоднородности стали теми семенами, из которых выросли галактики. Мы наблюдаем комковатую структуру распределения вещества во Вселенной на всех масштабах, от крошечных космических пылинок до занимающих почти полнеба гигантских образований. Космические комки и возмущения, которые мы наблюдаем сейчас, являются ископаемыми остатками различных эпох. Важно помнить о простом правиле: чем больше масштаб неоднородности, тем от более ранней эпохи она осталась.
Если нам очень, очень повезло, то, возможно, самая крупная из наблюдаемых неоднородностей в распределении реликтового излучения несёт информацию о состоянии Вселенной непосредственно перед началом инфляционной фазы, иными словами, о том моменте, когда Вселенная зависла над инфляционным обрывом. Если это так, то самая крупная неоднородность должна быть чуть менее комковатой, чем более мелкие неоднородности, которые возникли, когда инфляция уже продолжалась какое-то время. И похоже, что действительно есть наблюдательные данные, свидетельствующие, что наиболее крупные неоднородности являются более гладкими, чем остальные. Будет совсем смело предположить, что эти самые крупномасштабные неоднородности могут нести информацию о формировании нашего пузыря в эпоху с большей, чем сейчас, космологической постоянной.
Если же нам повезло настолько, что инфляция не продолжалась слишком долго, чтобы уничтожить доказательства первоначальной кривизны пространства, то наш пузырь должен нести следы той эпохи. Если наша карманная вселенная родилась в процессе пузырьковой нуклеации, то её кривизна должна быть отрицательной – сумма углов космического треугольника всегда должна быть 180 градусов.
На сегодняшнем уровне точности наших наблюдений нам пока не удаётся найти никаких свидетельств отрицательной кривизны нашей Вселенной. С одной стороны, если инфляционная фаза продолжалась очень долго, то мы и не обнаружим никакой отрицательной кривизны. Но с другой стороны, если мы обнаружим отрицательную кривизну, то это будет неоспоримым доказательством того, что наша Вселенная родилась в форме крошечного пузырька в вакууме с большей, чем нынешняя, космологической постоянной.
Суперструны в небесах
Мы исчерпали далеко не все наши возможности исследования Вселенной. Возможно ли реально обнаружить суперструны? Очевидно, что они слишком малы для наших экспериментальных методов. Но ведь то же самое можно было сказать и о микроскопических квантовых флуктуациях, происходивших во время инфляционной фазы, однако в главе 5 мы увидели, что расширение Вселенной и гравитация удивительным образом превращают эти микроскопические возмущения во вполне наблюдаемые эффекты, проявляющиеся в неравномерности распределения фона реликтового излучения, и в конце концов именно они приводят к появлению видимых сегодня на небе галактик и звёзд. Сегодня мы наблюдаем последствия микроскопических квантовых флуктуаций в виде гигантского расширяющегося небесного свода, расписанного безумным художником-пуантилистом, и это – поистине невероятный факт, ставший полной неожиданностью для большинства физиков, привыкших воспринимать квантовые эффекты как нечто, присущее исключительно микромиру. Так что, наверное, не следует с порога отвергать мысль о том, что такие мелкие объекты, как суперструны, не способны произвести что-либо подобное, – скажем, превратить небосвод в гигантский холст Джексона Поллока.
Опираясь на работы Тибо Дамура, Александра Виленкина, Джо Полчински и других, теоретики принялись исследовать новые, чрезвычайно захватывающие явления, связанные с инфляционной фазой. Причиной инфляции является энергия вакуума, предшествовавшего нынешнему. Эта энергия никуда не исчезла после того, как Вселенная упала с потенциального обрыва в нашу сегодняшнюю долину Ландшафта, а преобразовалась в более простые формы энергии – в излучение и вещество, из которых состоит наша Вселенная.
Но энергия может существовать и в других формах. Часть энергии могла преобразоваться в потенциальную энергию чрезвычайно запутанного клубка струн, напоминающего моток шерсти, после того как тот попал в лапы коту. Этот клубок может содержать не только обычные струны теории струн, но и D-струны, разработанные Полчински.
Если такой клубок возник в ранней Вселенной, то в процессе последующего расширения он тоже раздуется до огромных масштабов: крошечные микроскопические петли и узелки разрастутся до размеров в сотни миллионов световых лет. Но какая-то часть струн сохранится до настоящего времени, полощась, как гигантские бельевые верёвки на ветру, на просторах Вселенной. Эти струны не будут наблюдаться в оптические или радиотелескопы, но, к счастью, есть ещё один способ их обнаружить. Дамур и Виленкин показали, что такие космические струны будет излучать гравитационные волны (волноподобные возмущения гравитационного поля), которые, возможно, удастся зафиксировать уже в следующем десятилетии.
Обнаружение таких струн среди звёзд стало бы триумфом теории струн.
Изучая эти космические суперструны, если они действительно существуют, мы могли бы очень многое сказать если не обо всём Ландшафте, то, по крайней мере, о нашей ближайшей его окрестности. Полчински с коллегами тщательно изучили условия, при которых клубок струн превращается во вселенскую сеть. Эти условия очень чувствительны к таким вещам, как размерность Ландшафта, наличие бран и потоков в компактифицированных измерениях и т. п. Возможно, вместо того чтобы строить всё более гигантские ускорители элементарных частиц, нужно просто внимательнее присмотреться к звёздному небу над головой?
Высокоэнергетическая физика
Астрономические и космологические наблюдения, вероятно, – дело будущего, а сегодня мы ещё не достигли пределов наших возможностей в лабораторных экспериментах. Самые большие надежды на получение в краткосрочной перспективе новых революционных сведений о Законах Физики всегда возлагались на высокоэнергетическую физику и её ускорители элементарных частиц. Возможно, мы уже приближаемся к пределу наших возможностей, но нет никаких сомнений в том, что мы сумеем раздвинуть границы наших знаний ещё по крайней мере на один порядок. Крупнейший в мире ускоритель и, вероятно, единственный достаточно большой, чтобы добыть для нас много новой информации, находится вблизи Женевы в Швейцария, в CERN’е (Европейский центр ядерных исследований). Он называется Большим адронным коллайдером, или БАК. Изначально он был задуман с целью изучения бозона Хиггса, но он также представляет собой идеальную машину для обнаружения суперсимметричных близнецов элементарных частиц.
Ознакомительная версия. Доступно 24 страниц из 117
