Лоуренс Краусс - Всё из ничего [litres]

Отчасти проблема состоит в том, что определение энергии, с которым мы привыкли иметь дело во всех других разделах физики, на больших масштабах в искривленной вселенной оказывается недостаточно строгим. Разные способы определять системы отсчета для описания разных «меток», которые разные наблюдатели приписывают разным точкам в пространстве и времени (и называют их разными системами отсчета), на крупных масштабах приводят к разночтениям величины общей энергии системы. Чтобы сделать поправку на этот эффект, нам придется обобщить понятие энергии, более того, если нам нужно определить полную энергию любой вселенной, придется подумать, как просуммировать энергию во вселенных, бесконечно простирающихся в пространстве.

О том, как это делать, ведутся жаркие споры, в научной литературе то и дело появляются и критикуются всевозможные теории на этот счет.

Одно несомненно: существует вселенная, в которой полная энергия определенно и точно равна нулю. Однако это не плоская вселенная, которая в принципе простирается бесконечно, что затрудняет подсчет полной энергии. Это замкнутая вселенная, в которой плотность вещества и энергии достаточна, чтобы пространство замкнулось само на себя. Как я уже писал, в замкнутой вселенной, если заглянуть далеко-далеко, увидишь собственный затылок!

Почему энергия замкнутой вселенной равна нулю, объяснить довольно просто. Легче всего рассуждать по аналогии с тем, что в ней полный электрический заряд тоже должен быть равен нулю.

Со времен Майкла Фарадея мы представляем себе электрический заряд как источник электрического поля (на современном квантовом жаргоне можно сказать, что поле вызывается испусканием виртуальных фотонов, как описано выше). Мы представляем себе линии поля, которые радиально исходят от заряда: плотность их пропорциональна заряду, а направлены они наружу, если заряд положительный, или внутрь, если он отрицательный, как показано ниже.

Мы представляем, как эти линии уходят в бесконечность, как они расходятся все дальше и дальше друг от друга. Это предполагает, что электрическое поле становится все слабее и слабее. Однако в замкнутой вселенной линии поля, например при положительном заряде, поначалу расходятся, но потом, в точности как меридианы на карте Земли сходятся на Северном и Южном полюсах, тоже сойдутся на дальнем конце вселенной. Когда они начнут сближаться, поле будет становиться все сильнее и сильнее, пока не наберет достаточно энергии, чтобы создать отрицательный заряд, который сможет «заглотить» линии в точке-антиподе.

Так вот, оказывается, что похожие рассуждения – только речь в них идет не о «потоке» линий поля, а о «потоке» энергии в замкнутой вселенной – приводят нас к выводу, что полная положительная энергия, в том числе и та, которая связана с массой покоя частиц, должна полностью компенсироваться отрицательной гравитационной энергией, чтобы полная энергия была в точности равна нулю.

Но если полная энергия замкнутой вселенной равна нулю, а метод суммирования через интегралы по траекториям в квантовой теории пригоден, то по законам квантовой механики подобные вселенные могут спонтанно возникать без зазрения совести и без всякой результирующей энергии. Хочу подчеркнуть, что каждая такая вселенная представляет собой изолированное пространство – время, никак не связанное с нашим.

Но не все так просто. Замкнутая расширяющаяся Вселенная, полная вещества, должна в общем случае расшириться до максимальных размеров, а затем так же быстро схлопнуться, и тогда получится пространственно-временная сингулярность, а какой будет ее участь, незаконченная теория квантовой гравитации пока что не может нам сказать. Поэтому характерное время жизни крошечных замкнутых вселенных будет микроскопическое, возможно порядка планковского времени – характерного масштаба времени, на котором положено действовать квантово-гравитационным процессам: около 10 –44с.

Однако из этого тупика есть выход. Если до того, как такая вселенная схлопнется, конфигурация полей в ней приведет к периоду инфляции, то даже крошечная поначалу замкнутая вселенная может быстро, экспоненциально расшириться, становясь за это время все ближе к бесконечно большой плоской вселенной. И если продолжительность инфляции будет в сотню раз больше, чем время удвоения ее размера, вселенная станет так близка к плоской, что запросто сможет просуществовать гораздо дольше нынешнего возраста нашей Вселенной – и не схлопнется.

На самом деле есть и другой вариант, от которого у меня всегда случается легкий приступ тоски по прошлому (а заодно и зависти), поскольку столкновение с этим вариантом было для меня очень поучительным. Начиная работать в Гарварде сразу после защиты диссертации, я раздумывал над возможными вариантами квантовой механики гравитационных полей и узнал, что мой добрый приятель по магистратуре Иэн Аффлек получил один интересный результат. Иэн – канадец, он был аспирантом в Гарварде, когда я учился в Массачусетском технологическом институте, и вступил в Гарвардское общество молодых ученых за несколько лет до меня. Он воспользовался математической теорией Фейнмана, которую мы теперь применяем для работы с элементарными частицами и полями, – так называемой квантовой теорией поля – и вычислил, как в сильном магнитном поле могут рождаться частицы и античастицы.

Я понял, что та форма решения, которую описал Иэн, – иногда ее называют «инстантон» – очень напоминает инфлирующую вселенную, если применить тот же метод к случаю гравитационного поля. При этом результат получался похожим на вселенную с инфляцией, которая началась из ничего! Однако писать об этом результате было рано: я плохо понимал, какая именно физика соответствует этому математическому решению. А вскоре выяснилось, что, пока я ломал голову, мой сосед, очень талантливый и оригинально мыслящий космолог Александр Виленкин, о котором я уже писал и с которым мы в итоге подружились, уже успел напечатать статью, где именно таким образом рассказывалось, как квантовая гравитация и правда может создать инфлирующую вселенную прямо и непосредственно из ничего. Меня обошли, но расстраиваться я не стал, потому что (1) и правда тогда еще не во всех подробностях понимал, что, собственно, делаю, и (2) Виленкин просто оказался храбрее и сообщил о том, о чем я побоялся. Впоследствии я усвоил, что можно публиковать работу, даже не разобравшись до конца во всех следствиях из своей идеи. Я и сам полностью понял несколько самых важных своих статей, только когда после публикации прошло уже очень много времени.