Всего шесть чисел. Главные силы, формирующие Вселенную

В 1950-х и 1960-х гг. было открыто так много новых частиц (добавившихся к хорошо знакомым электронам, нейтронам и протонам), что казалось: ученые, занимающиеся физикой частиц, рискуют превратиться в «коллекционеров марок». Но в череде этих частиц обнаружилась система; субатомные частицы можно было объединять в «семьи», подобно тому как атомы в периодической таблице Менделеева подразделяются на периоды и группы. В 1964 г. Мюррей Гелл-Ман и Джордж Цвейг, два американских физика-теоретика, предложили «кварковую модель». Кварки имеют заряд, составляющий 1/3 или 2/3 от заряда электрона. Экспериментальную поддержку теории обеспечили Джером Фридман, Генри Кендалл и Ричард Тейлор, которые использовали новейший линейный ускоритель в Стэнфорде, чтобы бомбардировать протоны электронами. Ученые обнаружили, что электроны рассеиваются так, будто каждый протон состоит из трех «точечных зарядов», содержащих соответственно 2/3, 2/3 и – 1/3 общего заряда. Тем не менее один из неожиданных аспектов «кварковой модели» состоит в том, что отдельный кварк вычленить никак нельзя, хотя внутри протона кварки ведут себя как свободные частицы. (Все попытки обнаружить частично заряженные частицы провалились.) В конце 1970-х гг. бо́льшая часть «зоопарка частиц» была объяснена в категориях 9 типов кварков.

Так называемая «стандартная модель», которая появилась в 1970-х гг., внесла в микромир потрясающий порядок. Электромагнитная сила и слабое взаимодействие были объединены, а сильные или ядерные силы были интерпретированы с точки зрения кварков, которые скрепляет вместе еще одна частица под названием «глюон». Но никто не считал, что последнее слово в этой области сказано: количество элементарных частиц остается обескураживающе большим, а уравнения все еще включают числа, которые были определены экспериментальным путем и пока не подтверждены теорией. В частности, объяснение на основе глюонов не связано с конкретным значением силы ядерного взаимодействия, которое решающим образом проявляет себя в нашем основном числе ε = 0,007.

После объединения электромагнитной силы и слабого взаимодействия следующей целью стало добавить ядерную силу и таким образом добиться так называемой «теории великого объединения» всех сил, управляющих физикой микромира (хотя все эти теории пока что недостаточно «велики», чтобы включить в себя тяготение, это по-прежнему трудная задача). Камень преткновения в том, что великое объединение, как полагают, имеет место при температуре 10²⁸ градусов. Это в миллион миллионов раз выше, чем можно достичь в процессе современных экспериментов, а чтобы добиться требуемой энергии, потребуется ускоритель размером больше Солнечной системы. Поэтому на Земле эти теории проверить очень трудно.

Их специфическое влияние на мир низких энергий имеет зачаточный характер: например, протоны, главные составляющие всех звезд и планет, распадаются очень медленно – этот эффект будет важен в отдаленном будущем, но сейчас не имеет значения. Тем не менее все было горячее 10²⁸ градусов в первые 10^–35 секунд после Большого взрыва. Возможно, ранняя Вселенная была единственным местом, где была возможна температура, требуемая для объединения сил. Этот «эксперимент» кончился более 10 млрд лет назад, но оставил ли он во Вселенной какие-то следы, наподобие того как гелий остался от первых нескольких минут ее существования? По всей видимости, да: перевес вещества над антивеществом (который мы обсуждали в главе 6), возможно, был запечатлен на этой ультраранней стадии. Что куда более важно, огромный масштаб Вселенной и тот факт, что она вообще расширяется, может быть, был предопределен тем, что случилось в эти краткие первые мгновения.

ПОНЯТИЕ «ИНФЛЯЦИИ»

Два фундаментальных вопроса, связанных со Вселенной, звучат так: «Почему она расширяется?» и «Почему она такая большая?» Мы можем проследить, что происходит во время расширения, и экстраполировать процессы на несколько самых первых секунд (и подтвердить наши гипотезы распространенностью гелия и дейтерия). Но теория Большого взрыва в действительности является описанием (и достаточно успешным) того, что происходило после Большого взрыва, она ничего не говорит о том, что же положило начало расширению вообще. Другую загадку можно сформулировать так: «Почему наша Вселенная в целом однородна (что делает космологические данные легко поддающимися обработке), но в то же время позволяет образовываться галактикам, скоплениям и сверхскоплениям?» И, если продолжать дальше: «Что предопределило сами физические законы?»

Наша главная загадка (которую мы обсуждали в главе 6) – почему Вселенная расширяется спустя 10 млрд лет, притом что значение числа Ω все еще не слишком отличается от единицы. Наша Вселенная не «схлопнулась» много лет назад и не расширяется настолько быстро, чтобы ее кинетическая энергия значительно преодолела эффект тяготения. Это требует, чтобы число Ω в ранней Вселенной было удивительно близко к единице. Что же заставило все вокруг расширяться таким особенным образом? Почему, когда мы наблюдаем отдаленные районы Вселенной в разных направлениях, они выглядят такими похожими? Или почему температура реликтового излучения практически одна и та же на всем небе?

Эти вопросы имеют ответ, если допустить, что все части нашей сегодняшней Вселенной были синхронизированы друг с другом на очень раннем этапе, а потом развивались по отдельности. Это является ключевым постулатом теории «инфляционной Вселенной»[36]. В 1981 г. тогда еще молодой американский физик Алан Гут выдвинул эту идею. Как часто случается в науке, у него было несколько предшественников – физики-теоретики Алексей Старобинский и Андрей Линде из СССР и Кацумото Сато из Японии, но Гут сделал положения теории достаточно ясными, чтобы убедить большинство специалистов в том, что эта теория была революционным прозрением. В своей книге «Инфляционная Вселенная»{19} Гут вспоминает момент, когда его осенила эта идея, а также то, как живо обсуждали ее физики-теоретики и как развили дальше. (Гут также осуществил «социологический прорыв» в американскую академическую науку с точки зрения молодого исследователя, ищущего свою нишу в переполненной области.)

Согласно теории инфляционной Вселенной, причина того, почему Вселенная столь велика и почему тяготение и расширение так четко уравновешены, лежит в каком-то значительном событии, которое произошло очень рано, когда вся наша наблюдаемая Вселенная была буквально микроскопических размеров. При колоссальной плотности той эпохи в игру вступило некое «космическое отталкивание», похожее на невообразимо сильное число λ. Именно оно взяло верх над обычным тяготением. Расширение «рвануло на верхней передаче», что привело к неудержимому ускорению, позволившему зародышу Вселенной раздуться, гомогенизироваться и установить «хорошо настроенное» равновесие между тяготением и кинетической энергией.

Предполагается, что все это произошло в пределах всего лишь первых 10^–35 секунд Большого взрыва! Условия, которые существовали тогда, очень далеки от тех, которые мы можем проверить экспериментально, поэтому о деталях можно говорить только умозрительно. Тем не менее мы можем строить предположения, согласующиеся с другими физическими теориями и с тем, что мы знаем о более поздней Вселенной.

Идея, стоящая за инфляционной теорией, чрезвычайно привлекательна, потому что она, по-видимому, показывает, как целая вселенная могла развиться из крошечного «зернышка». Мы считаем, что это произошло, поскольку расширение идет по экспоненте: оно удваивается, снова удваивается, затем удваивается еще раз… Математические формулы (если только они не очень длинные и в самом деле сложные) обычно не оперируют огромными числами. Единственный естественный путь для «скромного» числа – создать гигантское – такое, как 10⁷⁸, общее число атомов в наблюдаемой Вселенной, – если оно является показателем экспоненциальной зависимости (так можно сказать, если использовать математические термины), т. е. оно говорит нам, сколько раз параметр удваивается. Каждый раз, когда радиус сферы увеличивается вдвое, ее объем возрастает в восемь раз (в обычном евклидовом пространстве). Для того чтобы достичь такого числа, как 10⁷⁸, потребуется лишь сотня подобных удвоений.

Именно это, предположительно, и происходило во время инфляционной фазы эволюции нашей Вселенной. Неистовое отталкивание, управлявшее раздуванием, должно было «выключиться», позволив Вселенной, которая к тому времени достаточно увеличилась, чтобы вместить в себя все, что мы сейчас видим, перейти к более ленивому и спокойному расширению. Этот переход превратил огромную энергию, скрытую в первоначальном «вакууме», в обычную энергию, являющуюся источником тепла в огненном шаре, и начал более привычный процесс расширения, который и сделал нашу Вселенную такой, какой мы ее видим сегодня.

Понятие «инфляция» эмоционально обсуждалось с тех пор, как впервые было выдвинуто десятки лет назад. Оно прошло через множество вариантов, основанных на разных предположениях о том, как давление, плотность и т. д. вели себя при условиях, очень далеких от того, что мы можем изучать напрямую. Но сама идея в целом, разумеется, будет сохранять свою популярность, пока не появится теория получше. В настоящий момент только инфляционная теория дает достоверное объяснение того, почему наша Вселенная так велика и так единообразна. Она предлагает объяснение того, почему Вселенная расширяется с такой кажущейся хорошо настроенной скоростью, что смогла растянуть себя во всех направлениях на 10 млрд св. лет.

МОЖЕМ ЛИ МЫ ПРОВЕРИТЬ ИНФЛЯЦИОННУЮ ТЕОРИЮ?

Если сморщенную поверхность растягивать во много раз, неровности будут уменьшаться и поверхность станет гладкой. Аналогией «гладкости» в космологии является точное равновесие между (отрицательной) энергией тяготения и (положительной) энергией расширения. Это самое надежное обобщенное предсказание инфляционной теории. Выполняется ли оно? Простейшая плоская вселенная – это как раз та самая, где число Ω равно точно единице. Доказательства, приведенные в главе 5, говорят о том, что атомы и темная материя составляют только 0,3 критической плотности, и это на первый взгляд говорит о неудаче. Вследствие этого физики-теоретики с энтузиазмом ухватились за утверждение о том, что расширение ускоряется, потому что к нему добавляется энергия, связанная с числом λ. Наша Вселенная и в самом деле кажется «плоской» (хотя самые осторожные среди нас могут сказать, что «присяжные все еще не собрались», и будут избегать окончательного вердикта еще несколько лет)[37]. «Смесь» того, что составляет критическую плотность Вселенной, всего на 4 % состоит из атомов и на 25 % – из темной материи. Все остальное – сам «вакуум».

Доказательство «плоскостности» несколько воодушевляет. По крайней мере оно поощряет нас проводить дальнейшие опыты, особенно «диагностику», которая может выявить детали того, что происходило во время быстрого расширения. Большинство обстоятельных идей об ультраранней Вселенной имеют очень короткий срок годности. По поводу первых 10^–35 секунд сегодняшние физики испытывают такую же неуверенность, какую испытывали по поводу первой секунды после Большого взрыва, когда Гамов и другие исследователи начали изучать космологическое происхождение элементов. Их первичные идеи были неверными во многих отношениях, но они были исправлены и твердо встали на ноги за следующие 10–20 лет. Возможно, мы можем питать такие же надежды по поводу союза физики сверхвысоких энергий и космологии в ближайшее десятилетие.

Образование гелия в первые несколько минут Большого взрыва было связано с ядерными реакциями и столкновениями атомов, которые можно воспроизвести экспериментально. Напротив, процессы в инфляционную эпоху, которые определяют такие фундаментальные космические числа, как Q, слишком экстремальны, чтобы имитировать их на Земле, даже в ускорителях. Это усложняет задачу. С другой стороны, сам факт мотивирует к изучению очень ранней Вселенной, которое может обеспечить надежную проверку новых теорий объединения, потому что это единственный момент, когда энергии были достаточно высоки, чтобы продемонстрировать явные практические следствия этих теорий. Когда астрономы пытаются понять космические феномены, они обычно пользуются результатами тех открытий, которые физики делают в лабораториях. Возможно, сейчас у астрономов появился шанс «отплатить услугой за услугу», открыв новые фундаментальные физические принципы. Есть и другие примеры подобного – скажем, нейтронные звезды расширили наши знания о материи с высокой плотностью и большой силе тяготения. Но самым показательным был сам Большой взрыв. В 1950-х гг. космология находилась вне основного русла физики – только несколько «оригиналов» вроде Гамова обращали на нее какое-то внимание. Напротив, в настоящее время проблемы космологии вызывают интерес многих ведущих физиков-теоретиков. И это, разумеется, дает нам поводы для оптимизма.

Микроскопические «вибрации», появившиеся, когда наша Вселенная была меньше мяча для гольфа, теперь растягиваются через всю Вселенную. В них содержатся неоднородности, из которых рождаются галактики и скопления галактик. Теоретики все еще не доказали, могут ли инфляционные модели «естественным образом» давать объяснение числу Q, равному 10^–5 и характеризующему уровень этой неоднородности. Это зависит от некоторых физических свойств, которые все еще «не проверены в бою». Но мы можем узнать какие-нибудь детали и исключить какие-то варианты, потому что отдельные версии инфляции дают совершенно отличные друг от друга предсказания. Измерения, сделанные космическими аппаратами WMAP и Planck, и наблюдения за тем, как галактики объединяются в скопления, дают ключи к инфляционной эпохе и некоторые сведения о «физике великого объединения», которая не может быть напрямую выведена из экспериментов на уровне «обычных» энергий.

Наряду с флуктуациями, которые развиваются в галактиках и их скоплениях, раздувание, как считается, создает «гравитационные волны» – колебания в самой ткани пространства, пересекающие Вселенную со скоростью света. Объекты, попавшие под такую волну, испытывают на себе силу притяжения, которая вначале тянет их в одну сторону, а потом – в другую; в результате они слегка «трясутся». Этот эффект очень мал, и его обнаружение действительно представляет собой огромную техническую трудность. В рамках проекта LISA Европейского космического агентства планируется запустить на орбиту вокруг Солнца три космических аппарата, разделенных миллионами километров. Расстояния между ними будут измеряться лазерными лучами с точностью до миллионных долей метра.

Но даже аппараты LISA могут оказаться недостаточно чувствительными для того, чтобы поймать эти первозданные вибрации. Тогда их разработчиков успокоит то, что гораздо легче будет обнаружить другие сигналы. Например, интенсивный всплеск гравитационных волн создается, когда две черные дыры сталкиваются и сливаются. Мы ожидаем, что такие события время от времени случаются[38]. В центре большинства галактик имеется черная дыра, по массе равная миллионам звезд. Пары галактик часто сталкиваются и смешиваются (мы наблюдаем, как происходит множество таких событий). Когда это случается, черные дыры в центре обеих галактик сливаются.