Страница 93 из 151
В повседневной жизни мы непосредственно не воспринимаем эти скачки, как в случае частиц, так и в случае полей, поскольку они происходят на субатомных масштабах. Но именно тут оказывается важна инфляция. Внезапный взрыв инфляционного расширения растягивает пространство в такой гигантской степени, что изначально бывшее микроскопическим вырастает до макроскопических масштабов. В качестве ключевого примера пионеры{214} инфляционной космологии обнаружили, что хаотические различия между квантовыми отклонениями полей в разных местах пространства могли бы сгенерировать небольшие неоднородности на микроскопических масштабах; вследствие беспорядочных квантовых возмущений количество энергии в одном месте могло бы чуть-чуть отличаться от количества в другом. Тогда, благодаря последующему инфляционному расширению пространства, эти ничтожные вариации могли бы быть растянуты до масштабов, намного больших, чем квантовая область, что создало бы небольшие неоднородности на макроскопических масштабах, примерно как мелкие закорючки, нарисованные на сдутом воздушном шаре фломастером, растянутся до хорошо видимых размеров, когда вы надуете шар. В этом, думают физики, и заключается происхождение неоднородностей, которые непоколебимые последователи стандартной модели Большого взрыва просто декларируют без объяснений: «так тогда было». Благодаря гигантскому растягиванию неустранимых квантовых флуктуаций инфляционная космология даёт объяснение: инфляционное расширение растягивает мелкую неоднородную квантовую рябь и делает её ясно видимой на небе.
В течение нескольких миллиардов лет, прошедших с окончания краткой инфляционной фазы, благодаря гравитационному притяжению эти мельчайшие сгущения материи продолжали расти. Точно так же, как в картине стандартного Большого взрыва, сгущения имеют немного более сильное гравитационное притяжение, чем их окружение, так что они притягивают к себе находящуюся рядом материю, вырастая всё больше. Со временем эти сгустки материи выросли до достаточно больших размеров, чтобы дать материал для формирования галактик и звёзд, их населяющих.[215] Определённо, имеется огромное количество шагов в детальной картине пути от маленьких неоднородностей к галактикам, и многие всё ещё требуют объяснения. Но общие рамки понятны: в квантовом мире ничего не бывает совершенно однородным из-за флуктуаций, присущих принципу неопределённости. И в квантовом мире, который пережил инфляционное расширение, такие неоднородности могли быть растянуты из микромасштабов до гораздо больших размеров, обеспечив семена для формирования больших астрофизических тел вроде галактик.
В этом состоит основная идея, так что можете свободно пропустить данный абзац. Но для тех, кому интересно, я хотел бы обсудить это более точно. Вспомним, что инфляционное расширение подходит к завершению, когда величина поля инфлатона соскальзывает на дно чаши потенциальной энергии и поле теряет всю содержащуюся в нём энергию и отрицательное давление. Мы описывали это как происходящее однородно во всём пространстве, — величина инфлатона здесь, там и везде переживала одну и ту же эволюцию, — как это естественно следует из уравнений, описывающих процесс. Однако это вполне верно, только если мы пренебрегаем эффектами квантовой механики. В среднем величина поля инфлатона действительно соскальзывает на дно чаши, как мы и ожидаем, думая о нём как о классическом объекте вроде твёрдого шарика, скатывающегося по наклонной плоскости. Но так же как лягушка, сползая на дно чаши, может прыгать и дёргаться по пути, квантовая механика говорит нам, что поле инфлатона тоже прыгает и дрожит. На своём пути на дно чаши энергии величина поля может внезапно подпрыгивать немного вверх или опуститься немного вниз. Из-за этого дрожания инфлатон достигнет величины, соответствующей минимуму энергии, в разных местах немного в разные моменты времени. Получается, что инфляционное расширение прекращается немного в разные моменты в разных точках пространства, так что и величина расширения пространства в разных местах будет немного разной, приводя к неоднородностям (ряби), сходным с теми неровностями, которые получаются, когда тесто для пиццы растягивают немного больше в одном месте, чем в другом. Теперь обычная интуиция говорит, что дрожания, возникающие благодаря квантовой механике, должны быть слишком малыми и не могут иметь какого-то отношения к астрофизическим расстояниям. Но при инфляции пространство расширяется с такой колоссальной скоростью, удваивая размер каждые 10−37 с, что даже малейшее отличие в продолжительности инфляции в соседних точках приводит к существенной ряби. Фактически, расчёты, проделанные для частных случаев инфляционной теории, показывают, что такие неоднородности имеют тенденцию становиться даже слишком большими; исследователям часто приходится подгонять детали в данной инфляционной модели (точную форму чаши потенциальной энергии поля инфлатона), чтобы квантовая дрожь не приводила к слишком неоднородной Вселенной. Итак, инфляционная космология даёт готовый механизм, который позволяет понять, как маломасштабные неоднородности могут отвечать за возникновение структур вроде звёзд и галактик во Вселенной, которая на самых больших масштабах выглядит совершенно однородной.
Согласно инфляционной теории более чем 100 млрд галактик, сияющих в пространстве как небесные бриллианты, являются не чем иным, как росписью квантовой механики. По моему мнению, осознание этого является одним из величайших чудес современной научной эпохи.
Золотой век космологии
Впечатляющее доказательство этих идей исходит из прецизионных спутниковых наблюдений температуры микроволнового фонового излучения. Я неоднократно подчёркивал, что температура излучения в одной части неба совпадает с температурой в другой части с высокой точностью. Но сейчас я хочу отметить, что в четвёртом знаке после запятой температура различных областей является разной. Точные измерения, впервые[216] выполненные в 1992 г. на спутнике COBE (the COsmic Background Explorer — исследователь космического фона) и совсем недавно на спутнике WMAP (Wilkinson Microwave Anisotopy Probe — зонд для изучения реликтового излучения имени Вилкинсона), показали, что в то время как в одной области пространства температура может быть 2,7249 K, в другой области она может быть 2,7250 K, а в третьей — 2,7251 K.
Самым удивительным является то, что эти крайне малые температурные вариации следуют закону, который может быть объяснён, если связать его с тем же механизмом, который был предложен для объяснения начала формирования галактик: с квантовыми флуктуациями, сильно растянутыми за счёт инфляции. Грубо говоря, идея состоит в том, что когда мельчайшая квантовая дрожь размазывается по огромным пространствам, получается, что она делает его немного теплее в одной области и немного холоднее в другой (фотоны, полученные из чуть более плотной области, тратят больше энергии, преодолевая немного более сильное гравитационное поле, а потому их энергия и температура немного меньше, чем у фотонов, полученных из менее плотной области). Физики провели точные вычисления, основанные на этом предположении, и получили предсказание того, как температура микроволнового излучения должна была бы меняться от места к месту на небе. Это показано на рис. 11.1а. (Хотя детали не существенны, всё же укажем, что горизонтальная ось связана с угловым расстоянием между двумя точками на небе, а вертикальная ось связана с соответствующим различием температур). На рис. 11.1б эти предсказания сравниваются со спутниковыми наблюдениями, представленными маленькими ромбиками, и, как вы можете видеть, имеется блестящее совпадение.
{214}
Среди лидеров в описании того, как квантовые флуктуации могли бы приводить к неоднородностям, в ранние 1980-е гг. были Стивен Хокинг, Алексей Старобинский, Алан Гут, Co-Юнг Пи, Джеймс Бардин, Пол Стейнхардт, Майкл Тернер, Вячеслав Муханов и Геннадий Чибисов.
[215]
По современным представлениям, первые звёзды сформировались раньше, чем оформились первые галактики. Такие звёзды называются звёздным населением III типа (см., например: Coppi P. S., Bromm V., Larson R. B. Towards Population III: The Collapse and Fragmentation of Primordial Gas // arXiv:astro-ph/0103382). (Прим. ред.)
[216]
Раньше, чем по измерениям, выполненным на спутнике COBE, анизотропия реликтового излучения была обнаружена по измерениям на борту советского спутника серии «Прогноз» в эксперименте под названием «Реликт» по руководством И. А. Струкова. В отличие от эксперимента на COBE измерения в эксперименте «Реликт» проводились только на одной частоте, поэтому обработка данных оказалась очень сложной. Первые положительные результаты об обнаружении анизотропии были доложены А. А. Брюхановым в январе 1992 г. на семинаре в Государственном астрономическом институте им. Штернберга (ГАИШ) и в это же время посланы статьи в научные журналы. Первое сообщение о результатах COBE было сделано Дж. Смутом в конце апреля 1992 г. В 2006 г. Дж. Смут за открытие анизотропии реликтового излучения получил Нобелевскую премию. (Прим. ред.)