Кожен фізик знайомий із важким почуттям, що виникає після виявлення фатальної помилки в красивій теорії, придуманій кілька днів тому. На жаль, така доля більшості красивих теорій. Не оминула вона й теорію інфляції. Як завжди, диявол крився в деталях. При уважнішому аналізі з’ясувалося, що хибний вакуум розпадається не так гладко, як очікувалося. Ця нотатка є продовженням статті Космічна інфляція: ненав’язливий вступ
Процес розпаду вакууму схожий на кипіння води. Посеред хибного вакууму випадковим чином з’являються маленькі бульбашки істинного вакууму (рис. 6.1). Внутрішні області бульбашок, що ростуть, залишаються порожніми, а вся енергія, яка виділяється під час переходу хибного вакууму в істинний, зосереджена в стінках бульбашок, що розширюються. Коли бульбашки стикаються і зливаються, їхні стінки розпадаються на елементарні частинки. Кінцевим результатом стає істинний вакуум, заповнений щільною гарячою матерією.
Саме так відбувається, якщо бульбашки виникають у шаленому темпі й увесь процес розпаду завершується менш ніж за один період подвоєння. Це означає, однак, що інфляція закінчується надто швидко, набагато раніше, ніж Всесвіт стає однорідним і плоским. Нас же цікавить протилежний випадок, коли темп утворення бульбашок низький, так що Всесвіт може розширитися в багато разів, перш ніж бульбашки почнуть стикатися. Але, як любив казати швейцарський фізик Пауль Еренфест, тут і криється головна заковика.
Трудність полягає в тому, що простір між бульбашками заповнений хибним вакуумом, а отже, швидко розширюється. Бульбашки ростуть дуже швидко, зі швидкістю, близькою до швидкості світла, але це не зрівняється з експоненціальним розширенням хибного вакууму. Якщо бульбашки не зіткнуться протягом одного періоду подвоєння з моменту виникнення, то надалі відстань між ними тільки зростатиме, так що вони вже ніколи не зіткнуться.
Виходить, інфляція може ніколи не закінчитися. Бульбашки необмежено збільшуються в розмірах, а в проміжках між ними все продовжують з’являтися нові. У результаті чудова однорідність, породжена інфляцією, повністю руйнується. Відсутність відповідного завершення інфляційного розширення стали називати проблемою витонченого виходу.
Фазові переходи
Космологічне значення порушення симетрії зумовлене тим фактом, що симетрії відновлюються за високих температур (точнісінько як це відбувається з рідкою водою, коли тане лід). За надзвичайно високих температур у ранньому Всесвіті ми досягнемо навіть стану великого об’єднання G. Якщо розглядати Всесвіт від моменту його виникнення й далі, він пройде через послідовність фазових переходів, у яких виокремляться сильна ядерна взаємодія, а потім слабка ядерна взаємодія та електромагнетизм.Фазові переходи можуть мати широкий спектр важливих наслідків, зокрема утворення топологічних дефектів — космічних струн, доменних стінок, монополів і текстур (які будуть докладно описані в майбутніх статтях), або вони можуть навіть включати період експоненціального розширення (інфляції). Наше обговорення цих ефектів зосередиться на дуже ранньому періоді Всесвіту, тобто на найперших митях протягом першої однієї сотої секунди після Великого вибуху.
Фазові переходи можуть бути або драматичними — першого роду, або гладкими — другого роду:
Фазові переходи першого роду (проілюстровані нижче) відбуваються шляхом утворення бульбашок нової фази в масі старої фази; ці бульбашки потім розширюються і стикаються, доки стара фаза повністю не зникне і фазовий перехід не завершиться.
Фазові переходи другого роду, натомість, відбуваються гладко. Попередня фаза сама перетворюється на нову
фазу безперервним чином.
Гут усвідомив цю проблему через кілька місяців після того, як представив свою нову теорію публіці. На той час його стаття про інфляцію ще не була написана, причому з дуже простої причини: Алан Гут — найбільший у світі любитель відкладати справи на потім. (Я переконався в цьому особисто, працюючи з ним у низці дослідницьких проєктів.) Він, звичайно, був розчарований, виявивши в теорії серйозний недолік, однак продовжував вважати, що ідея надто вдала, щоб бути помилковою. Дописавши нарешті до серпня 1980 року свою статтю, Гут закінчив її словами: "Я публікую цю статтю в надії, що вона... спонукає інших знайти спосіб обійти небажані особливості інфляційного сценарію".
Скалярне поле
Щоб розібратися у витоках проблеми, обговорімо докладніше хибний вакуум. Процес його розпаду вивчив гарвардський фізик Сідней Коулман (Sidney Coleman), який описав його в термінах так званих скалярних полів.
Поле — це кількісна характеристика, яка має певне значення в кожній точці простору. Її значення можуть змінюватися від точки до точки, а також із часом. Простим прикладом поля є температура. Північний полюс, мис Кейп-Код, центр Сонця — усе це точки Всесвіту, що мають певну температуру. Інший знайомий приклад — магнітне поле. Крім величини, воно має також напрямок. Ми не відчуваємо магнітного поля, але його присутність виявляється, якщо поглянути на компас. Стрілка вказує напрямок поля, а його напруженість можна визначити за тим, наскільки сильно воно діє на стрілку, змушуючи її прийняти цей напрямок.
Поля, які, подібно до температури, не мають напрямку, називаються скалярними. Вони описуються одним числом: величиною. Скалярні поля відіграють важливу роль у фізиці елементарних частинок. Згідно із сучасними теоріями, простір Всесвіту заповнений низкою скалярних полів, величини яких визначають енергію вакууму, а також маси частинок та їхні взаємодії. Інакше кажучи, ці поля задають вакуум, у якому ми живемо. Нині значення скалярних полів відповідають істинному вакууму, але в минулому вони могли бути іншими.
Щоб проілюструвати фізику розпаду вакууму, розгляньмо єдине скалярне поле і зосередьмося на тому, як воно впливає на енергію вакууму. Кожен кубічний сантиметр простору містить енергію, яка залежить від величини поля. Точний характер цієї залежності поки що невідомий, однак загалом він нагадує горбистий ландшафт, як на рисунку 6.2, з максимумами за одних значень і мінімумами за інших. Поведінка скалярного поля дуже схожа на поведінку кульки, що котиться поверхнею з рельєфом, подібним до цього енергетичного ландшафту. Залежно від початкового положення кулька скотиться в той чи інший енергетичний мінімум. Найнижчий мінімум має майже нульову густину енергії; він відповідає істинному вакууму. Вищий мінімум відповідає високоенергетичному хибному вакууму.
Припустімо, ми починаємо з хибного вакууму в усіх точках простору. Це відповідає кульці, що перебуває в спокої у верхньому мінімумі. Вона лежатиме там дуже довго, доки щось не підштовхне її вгору, надавши енергію, необхідну для того, щоб подолати бар’єр і потрапити в нижній мінімум. Однак, згідно з квантовою теорією, об’єкт може "тунелювати" крізь енергетичний бар’єр. Коли ви спостерігаєте таку подію, то бачите, як кулька зникає і миттєво матеріалізується по інший бік бар’єра.
Квантове тунелювання — імовірнісний процес. Не можна точно передбачити, коли воно відбудеться, але можна обчислити ймовірність, з якою воно станеться за заданий проміжок часу. Для макроскопічних об’єктів на кшталт кульки ймовірність тунелювання надзвичайно мала. Якщо, наприклад, ви хочете, щоб банка коли тунелювала до вас із торговельного автомата, час очікування набагато перевищить нинішній вік Всесвіту. Однак у мікроскопічному світі елементарних частинок квантове тунелювання поширене значно ширше.
У разі хибного вакууму ймовірність того, що велика область простору тунелює в стан істинного вакууму, зовсім мізерна. Тунелювання відбувається в крихітних, мікроскопічних областях, приводячи до появи маленьких ділянок істинного вакууму. Це і є процес утворення бульбашок, який обговорювався в попередньому розділі. Імовірність тунелювання може бути вищою або нижчою залежно від форми енергетичної функції. (Вона вища для низьких і вузьких енергетичних бар’єрів.)
Попри схожість між тунелюванням кульки і скалярного поля, між ними є важлива відмінність. Кулька тунелює між двома різними точками в просторі, тоді як скалярне поле — між різними значеннями поля в одному й тому самому місці.
З нашого аналізу випливає, що, якщо між двома вакуумами є енергетичний бар’єр, розпад вакууму може відбуватися лише через квантове тунелювання. Його результатом стають випадково розкидані бульбашки, які ніколи не зливаються, тож процес розпаду ніколи не завершується. Але що станеться, якщо ми усунемо бар’єр?
Тихіше їдеш — далі будеш
Молодий російський космолог Андрій Лінде був першим, хто розглянув незагальноприйняті моделі скалярного поля без бар’єра між істинним і хибним вакуумами.
Як і раніше, припустімо, що все починається з маленького замкненого всесвіту і скалярного поля в стані хибного вакууму. Якщо бар’єра немає, кулька, що представляє поле, просто скочується вниз у бік істинного вакууму (рис. 6.3). Жодних бульбашок немає, а поле, скочуючись униз, залишається однорідним у всьому просторі. Досягнувши нижньої точки, воно починає коливатися вгору і вниз. Енергія цих коливань швидко розсіюється, породжуючи вогняну кулю частинок, а поле заспокоюється на мінімальному рівні енергії.
Трудність, однак, полягає в тому, що за відсутності бар’єра поле скочуватиметься вниз дуже швидко, і інфляція припиниться надто рано. Розуміючи цю небезпеку, Лінде зробив принциповий крок: він припустив, що графік енергетичної функції нагадує за формою пагорб із дуже пологим схилом, як на рисунку 6.4.
Плоска ділянка на вершині пагорба відіграє роль хибного вакууму. Якщо помістити кульку десь на цій ділянці, вона почне котитися вкрай повільно. При цьому вона залишатиметься практично на одній і тій самій висоті, оскільки схил дуже пологий. Тепер згадайте, що висота на рисунку відповідає густині енергії скалярного поля, а її сталість — усе, що потрібно для підтримання незмінного темпу інфляції.
Ключова ідея Лінде полягала в тому, що поблизу вершини пагорба скалярне поле котиться дуже повільно, і тому мине багато часу, перш ніж воно перетне цю область. Тим часом всесвіт продовжує розширюватися, колосально зростаючи в розмірах.
Потрапивши на круту частину енергетичного схилу, поле починає котитися швидше, а досягнувши нарешті мінімуму, осцилює і витрачає свою енергію на породження гарячої суміші частинок. У цей момент ми отримуємо гарячий всесвіт, що розширюється і до того ж є однорідним та майже плоским. Проблему витонченого виходу розв’язано!
Усе, що потрібно, — це скалярне поле, енергетична функція якого має форму приплюснутого пагорба, як на рисунку 6.4. Ви можете запитати: а як скалярне поле на самому початку опинилося на вершині пагорба? Гарне запитання. Однак відкладімо його до іншого разу.
Стаття Лінде з’явилася в лютому 1982 року, і ту саму за суттю ідею незалежно опублікували американські фізики Андреас Олбрехт (Andreas Albrecht) і Пол Стейнхардт (Paul Steinhardt). Теорію інфляції було врятовано.
Інше важливе запитання — чи справді подібне скалярне поле існує в природі. На жаль, цього ми не знаємо. Немає жодних прямих свідчень його існування. Скалярні поля, що з’являються в найпростіших теоріях електрослабкої взаємодії та Великого об’єднання, мають енергетичні функції, надто круті для інфляційної теорії.
Однак існує клас так званих суперсиметричних теорій, що включають багато скалярних полів із плоскою енергетичною функцією. Теорія суперструн, яка на сьогодні є основним кандидатом на роль найфундаментальнішої теорії природи, належить саме до цього класу.
Уривок із книги А. Віленкіна "Many Worlds in One: The Search for Other Universes"
Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.
Коментарі (0):