Що лежить за межами теперішнього горизонту? Це питання хвилювало мене з перших днів інфляції. Якщо ми бачимо лише дуже маленьку частину Всесвіту, то яка загальна картина? Це схоже на зміну сприйняття Землі мандрівником, який залишає її на космічному кораблі.
Теорія збурень густини певною мірою дає ключ до розгадки цієї задачі. Згідно з цією теорією, розподіл галактик у просторі визначається квантовими поштовхами, яких скалярне поле зазнало під час інфляції. Це випадковий процес. Тому деякі області однакового розміру містять більше галактик, інші — менше. Чумацький Шлях розташований там, де ми перебуваємо, тому що скалярне поле в цьому місці зазнало невеликого поштовху від істинного вакууму, а тому скотилося з енергетичної гори дещо пізніше, ніж у сусідніх областях. Це призвело до невеликого збільшення густини, яке згодом еволюціонувало в нашу галактику. Подібні горби призвели до зародження Андромеди та величезної кількості інших галактик як усередині нашого горизонту, так і за його межами. Такий опис утворення структур передбачає, що віддалені частини Всесвіту виглядають так само, як і частина, що нас оточує. Але мені від самого початку здавалося, що в цій картині бракує чогось важливого.
Ефект квантових поштовхів дуже малий, оскільки вони значно слабші за сили, зумовлені нахилом енергетичної гори, які керують рухом скалярного поля вниз. Це пояснює, чому поле досягає дна всюди в один і той самий час і генеруються лише малі флуктуації густини. Я поставив собі таке запитання: що відбувається поблизу вершини гори, де нахил дуже малий? Можливо, там ми перебуваємо у владі квантових поштовхів, які випадковим чином спрямовують поле тим чи іншим шляхом. У такому разі Всесвіт, що зазнав інфляції, може бути значно більш випадковим, ніж здається на перший погляд.
Щоб зрозуміти поведінку скалярного поля поблизу вершини гори, скористаємося політично некоректною, але доречною аналогією — Mr. Field, який випив забагато. Він намагається втриматися у вертикальному положенні. Крок ліворуч або праворуч для нього абсолютно випадковий. Він починає прогулянку на вершині гори. Оскільки крок ліворуч і праворуч для нього рівноймовірний, він просувається повільно. Але після великої кількості кроків він дедалі віддалятиметься від вершини гори. Зрештою він потрапить на крутішу частину гори, де неминуче послизнеться, і решту подорожі ковзатиме схилом гори вниз.
Скалярне поле в процесі інфляції поводиться дуже подібно. Поле безцільно блукає поблизу вершини енергетичної гори, доки не досягне крутішої частини. Після цього воно скочується вниз у напрямку до завершення інфляції. На пласкій частині, поблизу вершини, зміна поля визначається квантовими поштовхами і є цілком випадковою, тоді як скочування схилом упорядковане й передбачуване, а квантові поштовхи відіграють роль малого збурення. Часовий інтервал між послідовними квантовими поштовхами, грубо кажучи, дорівнює періоду подвоєння під час інфляції (doubling time of inflation (DTI)). Це означає, що Mr. Field робить один крок за DTI. І оскільки він робить багато кроків поблизу вершини гори, хибному вакууму потрібно багато DTI, щоб розпастися.
Конкретна послідовність кроків Mr. Field від вершини гори до підніжжя являє собою одну можливу історію скалярного поля. Але квантові поштовхи, яких зазнає поле, відрізняються в різних точках, тому історії скалярного поля також будуть різними. Кожен квантовий поштовх охоплює малу область простору. Розмір цієї області — порядку відстані, яку проходить світло за час DTI. Називатимемо його kickspan. Ми можемо уявити групу джентльменів, які перебувають у тих самих умовах, що й Mr. Field. Кожен із них представляє поле в певній точці простору. Якщо дві точки перебувають у межах одного kickspan, вони зазнають однакових квантових поштовхів, тож відповідні джентльмени крокують синхронно, як пара танцюристів. Але точки швидко розходяться внаслідок інфляційного розширення Всесвіту. Коли відстань між ними перевищує kickspan, їхні рухи стають незалежними. Коли це відбувається, значення скалярного поля починають поступово розходитися, тоді як відстань між точками продовжує швидко збільшуватися внаслідок інфляції.
Малість збурень густини в нашій спостережуваній області свідчить, що всі точки цієї області перебували в межах kickspan, коли скалярне поле значно просунулося на шляху до підніжжя гори. Ось чому дія квантових поштовхів була дуже незначною і поле досягло дна всюди майже в один і той самий час. Але якби ми могли просунутися на значно більші відстані, далеко за межі нашого горизонту, ми побачили б області, які відокремилися від нашої компанії, коли поле все ще було поблизу вершини. Історія скалярного поля в таких областях може істотно відрізнятися від нашої. Я дуже хотів би знати, як виглядає Всесвіт у таких гігантських масштабах.
Уявімо собі велику групу захмелілих гуляк, які вирушають із вершини гори. Кожен гуляка представляє віддалену частину Всесвіту, тож усі вони гуляють незалежно. Якщо пласка частина гори становить $N$ кроків, то типовий гуляка пройде її за $N^2$ кроків (половина гуляк пройде її швидше, друга половина — повільніше). Наприклад, якщо дистанція становить 10 кроків, то випадковий гуляка перетне її за 100 кроків. Тому після перших 100 кроків половина компанії досягне кінцевої точки біля підніжжя гори, тоді як друга радітиме прогулянці. Після наступних 100 кроків кількість тих, хто гуляє, знову зменшиться вдвічі. Так триватиме, доки останній гуляка не скотиться вниз.
Але тепер існує принципова відмінність між гуляками та інфляційними областями, які вони представляють. Поки гуляки бешкетували на вершині, відповідні області зазнавали інфляційного розширення. Тому кількість областей, що еволюціонували незалежно, швидко множилася. Це відбувалося так, наче кількість гуляк теж множилася. У міру того як я розмірковував про це, картина потроху набувала форми.
Уривок із книги А. Віленкіна «Many Worlds in One: The Search for Other Universes»
Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.
Коментарі (1):
Интересно, а могут ли всё это множество Вселенных влиять друг на друга, на подобии эффекта Ааронова-Бома?