Наступний акт драми розгорнувся в середньовічному університетському Кембриджі. Влітку 1982 року сюди на запрошення Стівена Гокінга з’їхалися близько тридцяти космологів з усього світу. Вони зібралися на тритижневий симпозіум, присвячений дуже ранньому Всесвіту, який проводився коштом Фонду Наффілда. Я був дуже радий опинитися серед його учасників: Гокінг попросив мене зробити доповідь про мої останні роботи з космічних струн. Перед читанням бажано ознайомитися з Космічна інфляція: ненав’язливий вступ і Космічна інфляція: проблема витонченого виходу та її витончене розв’язання
Я одразу закохався в Кембридж. Встаючи рано-вранці, я прогулювався територією коледжу. Готичні каплиці, дзвіниці, аскетичні обнесені мурами дворики з ідеально прямокутними газонами та яскравими плямами квітів — усе це були залишки іншого, більш схильного до споглядання століття. О дев’ятій я повертався в наш час, чекаючи в конференц-залі початку виступів. На щастя, на день було лише по дві доповіді — одна вранці, друга після обіду, — тож залишалося безліч часу для неформальних дискусій. Британська кухня навряд чи могла стати родзинкою програми, а от місцеве пиво — то інша річ, тому я провів чимало вечорів, розмовляючи про фізику та інші предмети за пінтою лагера.
Програма зустрічі була спеціально зорієнтована на останні досягнення космології, і теорія інфляції закономірно опинилася в центрі загальної уваги. Проблему витонченого виходу вже було знято з порядку денного, але залишалися й інші серйозні питання.
Інфляція і справді робить Всесвіт плоским та однорідним, але, можливо, вона надто добре справляється зі своєю роботою. В ідеально однорідному Всесвіті ніколи не виникло б ні галактик, ні зір. Як відомо, галактики розвиваються з невеликих варіацій густини. Походження цих первинних неоднорідностей, або збурень густини, стало центральним питанням симпозіуму.
Незадовго до його початку Гокінг написав статтю, у якій висловив дуже цікаву ідею. Згідно з квантовою теорією, еволюція всіх фізичних систем не повністю детермінована, а зазнає непередбачуваних квантових посмикувань. Тож, скочуючись униз, скалярне поле зазнає випадкових поштовхів то вперед, то назад. Напрямки цих поштовхів неоднакові в різних областях Всесвіту, і в результаті в різних місцях скалярне поле досягає підніжжя пагорба не зовсім одночасно.
В областях, де інфляція тривала трохи довше, густина речовини виявлялася дещо вищою.
Ідея Гокінга полягала в тому, що невеликі неоднорідності, які виникають унаслідок цього, приведуть до утворення галактик та їхніх скупчень. Якби він мав рацію в цьому питанні, це означало б, що квантові ефекти, зазвичай важливі лише в крихітних субатомних масштабах, стали причиною існування найбільших утворень у Всесвіті!
Звісно, Гут був дуже схвильований такою можливістю. Адже вона не лише розв’язувала труднощі теорії, а й відкривала привабливу перспективу перевірити інфляцію спостереженнями. Збурення густини можна спостерігати за допомогою космічного мікрохвильового випромінювання, а потім порівнювати з передбаченнями теорії. Це було надзвичайно важливо!
Розрахунок густини неоднорідностей, що утворюються під час інфляції, — технічно дуже складне завдання. Стаття Гокінга містила дуже мало подробиць, і її ідеї було важко розвивати. Тож Гут об’єднав зусилля з фізиком корейського походження Со-Янгом Пі (So-Young Pi), щоб розрахувати збурення, використовуючи зрозумілий їм обом метод. На час, коли Гут вирушив на симпозіум, роботу ще не було цілком завершено, і він закінчив обчислення в перші дні перебування в Кембриджі. На його подив, отриманий результат сильно відрізнявся від Гокінгового. Обидва вони виявили, що збурення залежать від форми енергетичного ландшафту скалярного поля, але ця залежність виходила різною, а результат Гута давав значно більшу величину збурень.
Гокінг наполягав на своєму результаті. Коли Гут розповідав мені про їхню бесіду за ланчем, він виглядав спантеличеним. Він не був упевнений у правильності своєї відповіді й сказав, що збирається перевірити кілька моментів у розрахунках.
Додаткову плутанину вносило те, що була ще третя група, яка працювала над тією самою проблемою. Пол Стейнхардт займався розрахунком неоднорідностей у співпраці з двома іншими американськими космологами — Джимом Бардіном (Jim Bardeen) і Майклом Тернером (Michael Turner). Вони теж не погоджувалися з Гокінгом, але їхня відповідь була значно меншою! Нарешті, на симпозіумі був присутній ще й російський фізик Олексій Старобінський, також запрошений виступити з питання збурень густини, однак він поки що мовчав, і ніхто не знав, які результати він представить.
Старобінський не був новачком у космології. Серед іншого він був відомий тим, що придумав варіант інфляції приблизно на рік раніше за Гута. Щоправда, сталося це через помилку. Він вважав, що його модель дасть змогу позбутися початкової сингулярності, що насправді в ній було неможливо. Однак він не розпізнав, що вона може розв’язати проблеми горизонту і плоскої геометрії. Без цієї ключової ідеї на модель тоді не звернули великої уваги, але тепер її розглядали як реальну альтернативу моделям зі скалярним полем Лінде, Олбрехта і Стейнхардта.
За розкладом Старобінський виступав першим. Стиль його доповіді був типовим для російської фізичної школи й походив від одного з її творців, нобелівського лауреата Льва Ландау. На знаменитих щотижневих семінарах Ландау виходили з того, що доповідач — ідіот, і йому давали лише крихітний шанс пояснити іншим свою позицію на самому початку виступу. Тому семінари проводилися головним чином "для Ландау" — саме його необхідно було переконати в тому, що доповідач знає, про що говорить. При цьому нікого особливо не турбувала та обставина, що сказане залишалося незрозумілим для більшості інших присутніх. Додайте до цього російський акцент і сильне заїкання, і вас уже не здивує, що зрозуміти доповідь Старобінського було непросто. І все ж на момент її завершення одна річ була ясна: він дійшов висновку, що неоднорідності виявляться великими, як і в розрахунках Гута.
Що таке топологічні дефекти?
Топологічні дефекти — це стабільні конфігурації матерії, що утворилися під час фазових переходів у дуже ранньому Всесвіті. Ці конфігурації існують у початковій, симетричній, або старій, фазі, проте вони не переходять до асиметричної, або нової, фази внаслідок фазового переходу. Існує кілька можливих типів дефектів, таких як доменні стінки, космічні струни, монополі, текстури та інші «гібридні» утворення. Тип дефекту, що утворюється, залежить від властивостей симетрії матерії та природи фазового переходу.
Нижче ви можете знайти короткий опис дефектів кожного типу:
Межі доменів:
Це двовимірні об’єкти, які формуються, коли під час фазового переходу порушується дискретна симетрія. Мережа доменних стінок фактично поділяє Всесвіт на низку різних «комірок». Доменні стінки мають досить специфічні властивості. Наприклад, гравітаційне поле доменної стінки є відштовхувальним, а не притягальним.
Космічні струни:
Це одновимірні (тобто лінійні) об’єкти, які утворюються при порушенні осьової або циліндричної симетрії. Струни можуть бути пов’язані з фізичними моделями частинок великого об’єднання або утворюватися на електрослабкому масштабі. Вони дуже тонкі й можуть простягатися через увесь спостережуваний Всесвіт. Типова струна теорії великого об’єднання має товщину менш ніж одна трильйонна частка радіуса атома водню. Однак 10 км довжини однієї такої струни важитимуть стільки ж, скільки й сама Земля!
Монополі:
Це нульвимірні (точкові) об’єкти, які утворюються при порушенні сферичної симетрії. Передбачено, що монополі є надмасивними частинками, які несуть магнітний заряд. Існування монополів є неминучим передбаченням теорій великого об’єднання (GUTs); вони є однією із загадок стандартної космології.
Текстури:
Текстури утворюються при повному порушенні великих, складніших груп симетрії. Текстури є нелокалізованими топологічними дефектами, які є нестабільними та колапсують. Як і у випадку зі стабільними топологічними дефектами, текстури можуть з’являтися в моделях зі спонтанним порушенням глобальних або локальних (калібрувальних) симетрій. Одна з можливостей для космології тут полягає в тому, що текстури роблять внесок в утворення первинних збурень густини речовини, з яких зрештою утворюються структури — галактики, скупчення галактик тощо. Слід одразу сказати, що досі будь-яких ефектів, пов’язаних із текстурами, експериментально не виявлено.
Наступного дня настала черга виступати Гокінгу. Легендарний фізик страждає на хворобу Лу Геріга і з початку 1970-х років прикутий до крісла колісного. Сьогодні він спілкується за допомогою голосового синтезатора, вибираючи слова одне за одним у меню на екрані комп’ютера. Коли проводився симпозіум, він ще міг говорити, хоча й насилу. Лекція Гокінга відтворювала аргументацію його статті, але наприкінці було припасено сюрприз. Останній крок обчислень тепер було змінено, і результат узгоджувався з тим, що отримали Гут і Старобінський! Після розмови з Гутом і доповіді Старобінського Гокінг, мабуть, знайшов помилку у своїх викладках, хоча ніколи не згадував, що виправив помилку у своїй статті або що його новий результат було отримано з урахуванням праць Старобінського і Гута.
Більшість дискусій Наффілдського симпозіуму точилася навколо питання про інфляцію, і хоча нова теорія бентежила уми, її було явно забагато. Доповіді на інші теми, що стосувалися раннього Всесвіту, приносили довгоочікуване полегшення — це відчуття я постарався передати на першому слайді своєї доповіді, присвяченої космічним струнам (рис. 6.6). Струни — це лінійно протяжні залишки гарячої високоенергетичної епохи раннього Всесвіту. Вони являють собою тонкі трубки хибного вакууму, існування яких передбачається деякими моделями у фізиці елементарних частинок. У моїй доповіді обговорювалися утворення струн та їхні можливі астрофізичні прояви. Доповідь була добре сприйнята, і тепер я міг сісти, розслабитися і спокійно спостерігати за останніми ривками в перегонах за визначенням форми збурень густини.
Стейнхардт із друзями все ще наполягали на своєму. Занепокоєні деякими слабкими місцями у своїх обчисленнях, вони продовжували інтенсивно працювати, щоб їх прояснити. Однак відповідь, яку вони отримували, як і раніше, залишалася меншою за початковий результат Гокінга.
Виступ Гута було заплановано на третій тиждень симпозіуму. Він хвилювався, щоб Стейнхардт із компанією не захопили його зненацька, і тому за кожної нагоди усамітнювався у своєму номері, щоб перевірити різні моменти своїх викладок. Згодом навіть виявилося, що, готуючись до виступу, він пропустив банкет, який відбувся на симпозіумі.
Але, попри зростання напруження, битва так і не відбулася. За кілька днів до своєї доповіді Стейнхардт і його співробітники визнали поразку. Вони знайшли помилки у використаних наближеннях, і після їх виправлення їхні результати стали узгоджуватися з тим, до чого прийшли інші учасники змагання. Доповідь Гута пройшла дуже гладко: він повторив свої раніше отримані результати. Таким чином, до кінця симпозіуму всі чотири команди-учасниці дійшли цілковитої згоди.
Однак останній сюрприз цих дивовижних перегонів став відомий уже після завершення симпозіуму. На свій цілковитий подив, колишні учасники змагання виявили, що проблему збурень густини, спричинених квантовими флуктуаціями, над розплутуванням якої вони так тяжко працювали, уже було розв’язано за цілий рік до того, як вони схрестили свої мечі в Кембриджі. Розв’язок опублікували двоє російських учених — Слава Муханов (Муханов нині працює в Максиміліанівському університеті в Мюнхені) і Геннадій Чибісов — із Фізичного інституту ім. Лебедєва в Москві'". Вони розрахували збурення для інфляції за версією Старобінського, але викладки були по суті такими самими, як і в моделі скалярного поля. Читаючи російські фізичні журнали, частенько можна відкопати щось цікаве!
Кінцевим підсумком обчислень стала формула для амплітуди збурень густини, породжених квантовим тремтінням скалярного поля в процесі скочування вниз під час інфляції. Ця амплітуда залежить від форми енергетичного ландшафту, а також від розмірів області, у якій виникає збурення. Космічні структури охоплюють великий діапазон лінійних масштабів. Характерні розміри зір набагато менші, ніж галактик, які, своєю чергою, менші за скупчення галактик. Амплітуда збурень на цих колосально відмінних масштабах могла б виявитися зовсім різною. Однак отримана формула свідчить, що всі збурення майже точно однакові. Між найменшими та найбільшими космічними структурами відмінності в амплітуді становлять не більш як 30%.
Цю властивість масштабної незалежності інфляційних збурень неважко зрозуміти. Квантові флуктуації спочатку впливають на скалярне поле в крихітній області простору, але потім збурення, що виникло, розтягується до значно більших розмірів унаслідок експоненціального розширення Всесвіту. Збурення, що з’явилися раніше, розтягуються довше й охоплюють більші області. Але їхня амплітуда визначається початковими квантовими флуктуаціями, які майже однакові на всіх масштабах, що становлять інтерес.
Масштабну незалежність збурень густини можна використати для передбачення змін інтенсивності реліктового випромінювання на небі і зрештою — для перевірки ідеї інфляції. Тим самим спекулятивна гіпотеза про ранні миті існування Всесвіту перетворюється на фізичну теорію, яку можна перевірити. Однак минуло ще десятиліття, перш ніж космологічну інфляцію було піддано цій перевірці.
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):