Страница 16 из 48
Но, несмотря на растущее напряжение, битва так и не состоялась. За несколько дней до своего доклада Стейнхардт и его сотрудники признали поражение. Они нашли ошибки в использованных аппроксимациях, и после исправления их результаты стали согласовываться с тем, к чему пришли другие участники соревнования. Доклад Гута прошел очень гладко: он повторил свои ранее полученные результаты. Таким образом, к концу симпозиума все четыре команды-участницы пришли к полному консенсусу.
Однако последний сюрприз этой удивительной гонки стал известен уже после завершения симпозиума. К своему полному смятению, бывшие участники состязаний обнаружили, что проблема возмущений плотности, вызванных квантовыми флуктуациями, над распутыванием которой они так тяжело трудились, уже была решена за целый год до того, как они скрестили свои мечи в Кембридже. Решение опубликовали двое российских ученых — Слава Муханов [38]и Геннадий Чибисов — из Физического института им. Лебедева в Москве. [39]Они рассчитали возмущения для инфляции по версии Старобинского, но выкладки были по сути такие же, как и в модели скалярного поля. Читая русские физические журналы, частенько можно откопать что-то интересное!
Конечным итогом вычислений стала формула для амплитуды возмущений плотности, порожденных квантовой дрожью скалярного поля в процессе скатывания вниз в ходе инфляции. Эта амплитуда зависит от формы энергетического ландшафта, а также от размеров области, в которой случается возмущение. Космические структуры охватывают большой диапазон линейных масштабов. Характерные размеры звезд много меньше, чем галактик, которые, в свою очередь, меньше скоплений галактик. Амплитуда возмущений на этих колоссально различающихся масштабах могла бы оказаться совсем разной. Однако полученная формула говорит, что все возмущения почти в точности одинаковы. Между наименьшими и наибольшими космическими структурами различия в амплитуде составляют не более 30%.
Это свойство масштабной независимости инфляционных возмущений нетрудно понять. Квантовые флуктуации первоначально воздействуют на скалярное поле в крошечной области пространства, но затем возникшее возмущение растягивается до значительно больших размеров экспоненциальным расширением Вселенной. Возмущения, появившиеся раньше, подвергаются растяжению дольше и охватывают большего размера области. Но их амплитуда задается исходными квантовыми флуктуациями, которые почти одинаковы на всех представляющих интерес масштабах. [40]
Масштабную независимость возмущений плотности можно использовать для предсказания вариаций по небу интенсивности космического микроволнового фона и в конечном счете — для проверки идеи инфляции. Тем самым, спекулятивная гипотеза о ранних моментах Вселенной превращается в проверяемую физическую теорию. Однако потребовалось еще десятилетие, прежде чем космологическая инфляция была подвергнута этой проверке.
Секрет быстрого успеха
На то, чтобы новая теория стала общепризнанной, обычно требуются годы, если не десятилетия. Физики могут восхищаться красотой идеи, но признают ее лишь тогда, когда предсказания теории подтверждаются экспериментами или астрономическими наблюдениями. Это вдвойне верно в отношении космологии, где наблюдателям всегда было тяжело угнаться за воображением теоретиков, и теория Большого взрыва иллюстрирует это не хуже других. Статьи Александра Фридмана при жизни оставались незамеченными, а работа Георгия Гамова едва ли не игнорировалась на протяжении более чем десятилетия. Какой контраст со встречей, оказанной теории инфляции!
Почти 40работ по новой теории было опубликовано в течение года после выхода первой статьи Гута. Еще через год их число выросло до 200и оставалось на уровне около 200статей в год в течение всего следующего десятилетия. Казалось, будто люди бросили все, чем они занимались, и принялись работать над инфляционной теорией.
С чем связан такой молниеносный успех? Отчасти его можно объяснить социологическими причинами. Физики, занимающиеся элементарными частицами, только что завершили разработку теорий сильного и электрослабого взаимодействий. И эта небольшая армия неожиданно обнаружила, что ей нечем заняться. Все новые идеи в физике частиц были связаны с чрезвычайно высокими энергиями. Не было никакой надежды проверить эти теории на существующих ускорителях, и прогресс застопорился. Единственным ускорителем, который мог разогнать частицы до требуемых энергий, оказался Большой взрыв, и физики элементарных частиц все чаще присматривались к космологии как к испытательному полигону для новых идей. В начале 1980-х годов начался массовый переход из физики элементарных частиц в космологию. Переведшие были новичками в этой сфере и искали интересные задачи для применения своих сил.
Именно на этом фоне Гут предложил свою идею инфляции и дал физикам в точности то, что они искали. Особенно помогла незавершенность его теории. Когда вы полностью решаете важную проблему, работа может вызывать восхищение, но индустрию на ней не построишь. Инфляция, напротив, была лишь наброском теории с многочисленными пробелами, которые предстояло заполнить. Она предлагала множество задач для работы и самим ученым, и их аспирантам.
Однако помимо социологии продолжительная популярность инфляции связана с привлекательностью и силой самой этой идеи. В каком-то смысле инфляция похожа на дарвиновскую теорию эволюции. Обе теории предлагали объяснение того, что прежде считалось необъяснимым. Сфера научного исследования, тем самым, значительно расширялась. В обоих случаях объяснение было чрезвычайно привлекательным, а убедительных альтернатив никто не предложил.
Другая параллель с Дарвином состоит в том, что в то время, когда Гут предложил идею инфляции, она уже носилась в воздухе. [41]Главное достижение Гута состояло в ясном понимании того, чем хороша инфляция, и, тем самым, в создании мотивации для решения проблемы изящного выхода и других трудностей инфляционного сценария.
Вселенная как бесплатный обед
До сих пор мы предполагали, что начальной точкой инфляции была маленькая замкнутая Вселенная со скалярным полем в состоянии ложного вакуума на вершине энергетического холма. Но эти предположения не являются обязательными. Вместо этого мы можем начать с небольшого кусочка ложного вакуума в бесконечной вселенной. Такое начало тоже приводит к инфляции, но несколько неожиданным способом.
Вспомните, ложный вакуум имеет огромное натяжение, которое вызывает его отталкивающую гравитацию. Если он заполняет все пространство, то натяжение повсюду одинаково и нет никаких физических проявлений, кроме гравитационных. Но если он окружен истинным вакуумом, натяжение внутри не уравновешивается никакой внешней силой и заставляет кусочек ложного вакуума сжиматься. Можно подумать, что натяжению противостоит отталкивающая гравитация, но на самом деле это не так.
Анализ, основанный на общей теории относительности Эйнштейна, показывает, что гравитационное отталкивание является чисто внутренним. Так что, если вы принесете кусочек ложного вакуума, чтобы продемонстрировать на лекции, предметы не будут отталкиваться от него, как на рисунке 1.1. Вместо этого они станут притягиваться. Снаружи от ложного вакуума сила гравитации проявляется как обычное тяготение. Результат зависит от размеров кусочка.
Если он меньше некоторой критической величины, побеждает натяжение, и кусочек съеживается, как растянутая резинка. Затем, после нескольких колебаний, он распадается на элементарные частицы. Если размер больше критического, побеждает отталкивающая гравитация, и тогда ложный вакуум начинает раздуваться. В ходе этого процесса он искривляет пространство наподобие воздушного шарика. Этот эффект проиллюстрирован на рисунке 6.7 для случая сферической области ложного вакуума. Показано только два пространственных измерения, так что сферическая граница области представлена окружностью. Натяжение влечет границу внутрь, к центру сферы, и это приводит к уменьшению объема ложного вакуума. Но это сокращение совершенно ничтожно по сравнению с экспоненциальным расширением внутренней части.
38
Муханов ныне работает в Максимилиановском университете в Мюнхене; см. рис. 6.5.
39
В истинно русском стиле Муханов и Чибисов написали свою статью "для Ландау", приведя в ней свой результат и минимум пояснений о том, как он был получен. Некоторые участники Наффилдовского симпозиума считают, что в этих выкладках могли быть пропущены важные шаги, и поэтому получение данного результата нельзя полностью отнести на счет Муханова и Чибисова. Я не буду пытаться разрешить здесь этот вопрос.
40
По мере того как скалярное поле медленно скатывается вниз по энергетическому склону, флуктуации становятся слабее, а вызываемые ими возмущения — меньше. Однако скатывание происходит так медленно, что положение не успевает значительно измениться за то время, пока генерируются возмущения для всех доступных астрофизике масштабов.
41
Эраст Глинер, Старобинский и Линде в СССР, Кацухико Сато (Katsuhiko Sato) в Японии и Роберт Брут (Robert Brout), Франсуа Энглер (Francois Englert) и Эдгар Гунзиг (Edgard Gunzig) в Бельгии — все они рассматривали возможность периода экспоненциального расширения в ранней Вселенной. Сато был также в курсе проблемы изящного выхода.