Фрэнк Вильчек - Основы реальности

Физический мир сложен: тут есть место и джунглям, и интернету, и собранию сочинений Шекспира. Тем не менее наши основные принципы обещают сотворить все это, имея в распоряжении лишь несколько составляющих, несколько законов и странно простой источник.

Возникает вопрос: а откуда в принципе появляется сложность? Давайте разберемся с этим в новой главе. В конце я расскажу о перспективах космической сложности и о том, как явная сложность может возникнуть внутри абсолютной простоты.

Цементирующая гравитация

Ибо кто имеет, тому дано будет; а кто не имеет, у того отнимется и то, что имеет.

Ибо всякому имеющему дастся и приумножится, а у неимеющего отнимется и то, что имеет.

Эти цитаты описывают так называемый эффект Матфея, хотя Евангелие от Марка почти наверняка написано раньше. Попросту говоря, смысл таков: «богатые становятся богаче, а бедные — беднее». Гравитационная неустойчивость, играющая центральную роль в усложнении Вселенной, — тоже пример эффекта Матфея. Плотные области Вселенной обладают более мощным притяжением, там накапливается больше материи, и в результате они еще сильнее уплотняются. Области с плотностью ниже средней, наоборот, все больше опустошаются. Таким образом, разница в плотности со временем нарастает.

Чтобы извлечь больше информации из теории Большого взрыва, нам нужно отказаться от предположения, что изначальное вещество распределялось полностью однородно. Даже минимальных отклонений было бы достаточно, поскольку со временем они усиливаются за счет гравитационной неустойчивости.

К счастью, космический микроволновый фон, который дает нам картину Вселенной через 380 000 лет после Большого взрыва, не совсем однороден. Его интенсивность меняется в зависимости от угла в пределах нескольких десятитысячных, и эта величина отражает контраст плотности того же уровня. Возможность обнаруживать такие крошечные неоднородности стала триумфом экспериментальной техники. Джон Мазер и Джордж Смут разделили Нобелевскую премию 2006 года за работу по этой теме.

Согласно расчетам, со временем неоднородность могла значительно вырасти. Это и позволило более плотным областям Вселенной превратиться в галактики, звезды и структуры, которые мы наблюдаем сегодня.

Почему материя в ранней Вселенной была почти, но все-таки не абсолютно однородной? Мы не знаем наверняка, но есть прекрасная гипотеза, которой я хотел бы поделиться.

Как мы обсуждали ранее, теория космической инфляции при поверхностном рассмотрении предлагает объяснение идеальной однородности. Но с точки зрения фундаментальной физики и квантовых полей все несколько сложнее. Квантовым полям присуща квантово-механическая неопределенность . Из-за этого они не могут создать идеальную однородность, хотя могут приблизиться к ней. Возможно, правильная физическая реализация теории инфляции еще убедит нас в том, что образованию наблюдаемых нами космических структур способствовала квантовая неопределенность в ранней Вселенной.

Незавершенное дело материи

Как мы обсуждали в главе 5, реакции ядерного горения, протекающие на Солнце, — ключевой фактор для образования динамической сложности на Земле. К счастью, Солнце все еще развивается. Оно пока не пришло к равновесию. Однако материя, согласно теории Большого взрыва, зародилась в тепловом равновесии. Как же наше Солнце избежало этого?

Мы можем проследить цепь событий. Космический огненный шар расширялся и охлаждался. Для теплового равновесия нужны частые взаимодействия, но наш шар со временем становился все менее горячим и более вялым. Взаимодействия в нем происходили все реже. И вот равновесие начало нарушаться. Наличие таких нарушений можно предположить в космическом микроволновом фоне и других пока не обнаруженных долгоживущих послесвечениях, которые мы обсуждали раньше. В них фотоны — или нейтрино, гравитоны и аксионы — взаимодействуют очень редко.

Так что ядерное горение во время Большого взрыва не дошло до логического завершения. В расширяющейся Вселенной многие протоны не смогли найти друг друга и начали объединяться лишь гораздо позже — на Солнце и в других звездах. Эта горючая смесь ядер, возникшая в результате Большого взрыва, — еще одно из его долгоживущих послесвечений.

Кости, боулинг и многие другие игры и спортивные соревнования были бы скучными — хотя, возможно, и прибыльными, — если бы вы всегда могли добиваться нужного результата. Научились каждый раз выбрасывать семерку или выбивать страйк — и выигрыш в кармане. Но на практике это невозможно, потому что небольшие мелочи: различия в мышечных движениях, влажность руки, прилипшая грязь на шаре — играют здесь свою роль. Короче говоря, результат сильно зависит от многих факторов, которые практически невозможно предсказать или проконтролировать.

Точно так же, когда в игру вступает гравитационная неустойчивость и материя начинает слипаться, форма, которую эти сгустки в итоге примут, сильно зависит от начальных положений и скоростей отдельных частиц. Расчеты показывают, что из очень похожих газовых облаков могут образовываться совершенно разные галактики и системы. Даже небольшие изменения в начальных положениях нескольких частиц могут повлиять на количество звезд и планет.

Наблюдения подтверждают это. Астрономы давно заметили, что звезды часто образуют двойные системы. В последнее время активно исследуются экзопланеты, то есть планеты, вращающиеся вокруг других звезд. Размеры и расположение этих планет могут сильно разниться.

Очень небольшие изменения в ранней истории Солнечной системы могли привести к тому, что один астероид столкнулся с Землей и убил динозавров, а другой промахнулся.

Таким образом, хотя несколько ингредиентов, несколько законов и странно простой источник определяют общий ход космической истории, они не в состоянии предсказать ее всевозможные мелкие детали. Мир подобен дереву: растет, повинуясь простым правилам, но образует много ветвей, немного отличных друг от друга. И каждая ветвь — дом для множества разнообразных птиц и насекомых.

Нет никакого противоречия в том, что история, скажем, Швеции сложнее, чем история Вселенной. Наши фундаментальные принципы предсказывают это.

Тепловая смерть и лекарства от нее

На первый взгляд отдаленное будущее Вселенной кажется мрачным. Галактики будут удаляться, у звезд закончится ядерное топливо, микроволновое фоновое излучение превратится в радиоволны и иссякнет. Еще до появления теории Большого взрыва и открытий Хаббла космологов беспокоила перспектива «тепловой смерти» Вселенной, поскольку ее приближение к некоему равновесию казалось неизбежным. Предполагалось, что дальше ничего интересного уже не произойдет.