Космология мира на бране

Первой целью современных исследований, проводимых учёными во всём мире (включая меня), является осмысление космологии с учётом новых достижений теории струн / M-теории. Причина ясна: космология не только имеет дело с глобальными вопросами мироздания, и момент рождения Вселенной не только определяет многие элементы нашего повседневного опыта (такие как стрела времени), но и служит теоретикам тем, чем Нью-Йорк послужил Синатре[262]: первоклассной испытательной площадкой. Если теория заработает в экстремальных условиях, характеризующих самые ранние моменты существования Вселенной, то она сможет сделать это везде.

В настоящее время ведутся разработки космологии согласно теории струн / M-теории, причём исследователи идут в двух основных направлениях. В первом и более традиционном подходе предполагается, что подобно тому как инфляционная теория описывает краткий, но важный период, предшествовавший периоду, описываемому стандартной теорией Большого взрыва, так и теория струн / M-теория может описывать ещё более ранний и, возможно, ещё более важный период, предшествовавший инфляции. Здесь можно надеяться на то, что теория струн / M-теория избавит нас от неуклюжих заплаток, использованных нами, чтобы покрыть своё неведение о самых ранних моментах рождения Вселенной, а затем космологическая драма будет развёртываться согласно необычайно успешному сценарию инфляционной теории, изложенному в предыдущих главах.

Хотя и был достигнут определённый прогресс, касающийся специфических деталей, требующихся в рамках этого подхода (попытка понять, почему только три пространственных измерения Вселенной претерпели расширение, а также разработка математических методов, которые могут оказаться уместными для анализа беспространственного/вневременного царства, которое могло быть до периода инфляции), но ещё не настал тот момент, когда можно воскликнуть «Эврика!». Интуитивное ощущение состоит в том, что, в то время как в рамках инфляционной космологии размеры наблюдаемой Вселенной всё уменьшаются во всё более ранние моменты времени (и, следовательно, Вселенная становится всё более горячей, плотной и энергетически насыщенной), теория струн / M-теория справляется со столь буйным поведением (физики используют термин «сингулярное поведение»), вводя минимальный размер (как мы обсуждали это в предыдущей главе), ниже которого становятся значимыми новые и менее сингулярные физические величины. Такой подход в рамках теории струн / M-теории позволяет успешно объединить общую теорию относительности с квантовой механикой, и моё инстинктивное чувство говорит о том, что мы вскоре найдём, как применить этот подход в космологии. Но пока что неуклюжая заплатка всё ещё выглядит неуклюжей, и можно лишь догадываться, когда установится полная ясность.

Во втором подходе используется сценарий мира на бране, и в своём самом радикальном варианте он предлагает совершенно новую космологическую конструкцию. Пока что далеко не ясно, устоит ли этот подход под пристальным математическим взглядом, но он даёт действительно хороший пример того, как прорывы в фундаментальной теории могут открывать новые тропы по хорошо исхоженной территории. Этот подход назван циклической моделью.

Циклическая космология

С точки зрения времени нам известны два типа явлений: те, которые имеют явно выраженное начало, середину и конец (чтение этой книги, футбольный матч, человеческая жизнь), и, те, которые носят циклический характер, возобновляясь снова и снова (времена года, восход и закат Солнца, свадьбы Ларри Кинга[263]). Конечно, при более пристальном взгляде мы обнаруживаем, что и циклические явления имеют своё начало и конец, поскольку циклы не длятся вечно. Солнце всходит и восходит, т. е. Земля вращается вокруг своей оси, вращаясь вокруг Солнца, — так оно есть и так оно и было каждый день в течение 5 млрд лет. Но до этого Солнце и Солнечная система ещё должны были сформироваться. И когда-нибудь, через 5 млрд лет, Солнце превратится в красного гиганта и поглотит свои планеты, включая Землю; и тогда уже не будет даже понятия о восходе и закате Солнца, по крайней мере здесь.

Но это выяснилось благодаря современным научным открытиям. В древности циклические явления казались вечно циклическими. Циклы суток и времён года задают ритм работы и жизни, так что неудивительно, что в некоторых из древнейших космологий считалось, что развёртывание мира является циклическим процессом. Вместо того чтобы вводить начало, середину и конец, циклическая космология постулирует, что мир меняется во времени во многом так же, как Луна проходит свои фазы: после полного цикла всё готово к тому, чтобы начать заново и запустить ещё один цикл.

Со времён создания общей теории относительности предлагалось несколько моделей циклической космологии; самая известная из них была разработана Ричардом Толменом из Калифорнийского технологического института. Толмен предположил, что наблюдаемое расширение Вселенной может замедлиться, затем остановиться, после чего начнётся период сжатия, во время которого Вселенная будет становиться всё меньше и меньше. Но вместо того чтобы окончательно сжаться и прекратить своё существование, Вселенная могла бы претерпеть отскок: пространство могло бы сжаться только до определённого малого размера, а затем «отскочить», начав новый цикл расширения, за которым опять последует сжатие. Теория Вселенной, вечно повторяющей этот цикл — расширение, сжатие, отскок, снова расширение, — элегантно избежала бы тернистых вопросов о своём начале: в таком сценарии само понятие начала теряет смысл, поскольку Вселенная всегда была и всегда будет.

Но Толмен понял, что при ретроспективном взгляде с наших дней циклы бы повторялись только какое-то время, но не бесконечно. Причина кроется в том, что второе начало термодинамики диктует: в течение каждого последующего цикла энтропия должна возрастать.{264} А согласно общей теории относительности количество энтропии в начале каждого цикла определяет, как долго будет длиться этот цикл. Большее количество энтропии означает более длительный период расширения, прежде чем движение наружу остановится, и движение внутрь возьмёт своё. Поэтому каждый последующий цикл должен длиться гораздо дольше предыдущего; но в ретроспективном взгляде это значит, что предшествовавшие циклы должны быть всё короче и короче. Математический анализ показывает, что постоянное укорачивание циклов ведёт к тому, что они не могут бесконечно уходить в прошлое. Даже в рамках циклической концепции Толмена Вселенная имела бы начало.

В гипотезе Толмена предполагалось, что Вселенная имеет сферическую форму, что, как мы видели, было опровергнуто наблюдениями. Но недавно в рамках представлений теории струн / M-теории был разработан совершенно новый вариант циклической космологии, включающий плоскую Вселенную. Идея исходит от Пола Стейнхардта и его коллеги Нила Тьюрока из Кембриджского университета (с существенным использованием результатов, полученных в сотрудничестве с Бертом Оврутом, Натаном Зайбергом и Джастином Хури); в ней предлагается новый механизм космической эволюции.{265} Коротко говоря, они предположили, что мы живём внутри 3-браны, которая каждый триллион лет со страшной силой соударяется с другой параллельной 3-браной, находящейся неподалёку. И «взрыв» от столкновения порождает новый космологический цикл.

Основная идея этого предположения проиллюстрирована на рис. 13.7; она была предложена на несколько лет раньше Хоравой и Виттеном в другом контексте, не связанном с космологией. Хорава и Виттен пытались завершить объединение всех пяти теорий струн и обнаружили, что если одно из семи дополнительных измерений M-теории имеет очень простую форму — не окружности, как на рис. 12.7, а отрезка прямой линии, как на рис. 13.7, — и ограничено так называемыми «концевыми бранами», прикреплёнными как книгодержатель или подставка для книги, тогда можно установить прямую связь между теорией E-гетеротических струн и прочими теориями струн. Детали вывода этой связи не очевидны, но и не существенны для нас (заинтересованный читатель может полистать главу 12 «Элегантной Вселенной»); нам важно лишь то, что эта исходная идея естественным образом следует из самой теории. Стейнхардт и Тьюрок приспособили её для космологии.