Алекс Виленкин - Мир многих миров. Физики в поисках иных вселенных.

Несмотря на сходство между туннелированием шарика и скалярного поля, между ними есть важное различие. Мяч туннелирует между двумя разными точками в пространстве, тогда как скалярное поле — между различными значениями поля в одном и том же месте.

Из нашего анализа следует, что, если между двумя вакуумами имеется энергетический барьер, распад вакуума может происходить только через квантовое туннелирование. Его результатом становятся случайным образом разбросанные пузырьки, которые никогда не сливаются, так что процесс распада никогда не завершается. Но что случится, если мы удалим барьер?

Молодой российский космолог Андрей Линде был первым, кто рассмотрел необщепринятые модели скалярного поля без барьера между истинным и ложным вакуумами.

Как и прежде, предположим, что все начинается с маленькой замкнутой вселенной и скалярного поля в состоянии ложного вакуума. Если барьера нет, шарик, представляющий попе, просто скатывается вниз в сторону истинного вакуума (рис. 6.3). Нет никаких пузырьков, а поле, катясь вниз, остается однородным во всем пространстве. Достигнув нижней точки, оно начинает колебаться вверх и вниз. Энергия этих колебаний быстро рассеивается, порождая огненный шар частиц, а поле успокаивается на минимальной энергии.

Рис. 6.3.Энергетический ландшафт без барьера. Скалярное поле быстро скатывается к истинному вакууму.

Трудность, однако, состоит в том, что в отсутствие барьера поле будет скатываться вниз очень быстро, и инфляция прекратится слишком рано. Понимая эту опасность, Линде сделал принципиальный шаг: он предположил, что график энергетической функции напоминает по форме холм с очень пологим склоном, как на рисунке 6.4. Плоский участок наверху холма играет роль ложного вакуума. Если поместить шарик где-то на этом участке, он начнет катиться крайне медленно. При этом он будет оставаться практически на одной и той же высоте, поскольку склон очень пологий. Теперь вспомните, что высота на рисунке соответствует плотности энергии скалярного поля, а ее постоянство — все, что требуется для поддержания неизменного темпа инфляции.

Рис. 6.4.Энергетический ландшафт "сплющенного холма". Пока скалярное поле медленно скатывается вниз, инфляция продолжается.

Ключевая идея Линде состояла в том, что вблизи вершины холма скалярное поле катится очень медленно, и потому пройдет много времени, прежде чем оно пересечет эту область. Между тем вселенная продолжает расширяться, колоссальным образом вырастая в размерах. Попав на крутую часть энергетического склона, поле начинает катиться быстрее, а достигнув наконец минимума, осциллирует и расходует свою энергию на порождение горячей смеси частиц. В этот момент мы получаем горячую расширяющуюся вселенную, которая к тому же является однородной и почти плоской. Проблема изящного выхода решена!

Все, что нужно, — это скалярное поле, энергетическая функция которого имеет функцию приплюснутого холма, как на рисунке 6.4. Вы может спросить: а как скалярное поле в самом начале оказалось на вершине холма? Хороший вопрос. Однако отложим его до главы 17.

Статья Линде появилась в феврале 1982 года, и ту же по сути идею независимо опубликовали американские физики Андреас Олбрехт (Andreas Albrecht) и Пол Стейнхардт (Paul Steinhardt). Теория инфляции была спасена.

Рис. 6.5.Андрей Линде (слева) со Славой Мухановым (из Максимилиановского университета в Мюнхене).

Другой важный вопрос — действительно ли подобное скалярное поле существует в природе. К сожалению, этого мы не знаем. Нет никаких прямых свидетельств его существования. Скалярные поля, появляющиеся в простейших теориях электрослабого взаимодействия и Великого объединения, обладают энергетическими функциями, слишком крутыми для инфляционной теории. Однако существует класс так называемых супер-симметричных теорий , включающих множество скалярных полей с плоской энергетической функцией. Теория суперструн, которая на сегодня является основным кандидатом на роль самой фундаментальной теории природы, принадлежит как раз к этому классу. (Мы еще поговорим о суперструнах в главе 15.)

Следующий акт драмы развернулся в средневековом университетском Кембридже. Летом 1982 года сюда по приглашению Стивена Хокинга съехались около тридцати космологов со всего мира. Они собрались на трехнедельный симпозиум по очень ранней Вселенной, который проводился на средства Фонда Наффилда. Я был очень рад оказаться в числе его участников: Хокинг попросил меня сделать доклад о моих последних работах по космическим струнам.

Я сразу влюбился в Кембридж. Поднимаясь рано утром, я прогуливался по территории колледжа. Готические часовни, колокольни, аскетичные обнесенные стенами дворики с идеально прямоугольными газонами и яркими пятнами цветов — все это были остатки другого, более расположенного к созерцанию века. К девяти часам я возвращался в наше время, ожидая в конференц-зале начала выступлений. К счастью, в день было только по два доклада — один утром, другой после обеда, — так что оставалась масса времени для неформальных дискуссий. Британская кухня едва ли могла послужить гвоздем программы, но вот местное пиво — это другое дело, так что я провел немало вечеров, разговаривая о физике и других предметах за пинтой лагера.

Программа встречи была специально сориентирована на последние достижения космологии, и теория инфляции закономерно оказалась в центре всеобщего внимания. Проблема изящного выхода была уже снята с повестки дня, но оставались и другие серьезные вопросы.

Инфляция и вправду делает вселенную плоской и однородной, но, возможно, она слишком хорошо справляется со своей работой. В идеально однородной вселенной никогда не возникло бы ни галактик, ни звезд. Как уже обсуждалось в главе 4, галактики развиваются из небольших вариаций плотности. Происхождение этих первичных неоднородностей, или возмущений плотности, стало центральным вопросом симпозиума.

Незадолго до его начала Хокинг написал статью, в которой высказал очень интересную идею. Согласно квантовой теории, эволюция всех физических систем не полностью детерминирована, а подвержена непредсказуемым квантовым подергиваниям. Так что, скатываясь вниз, скалярное поле испытывает случайные толчки то вперед, то назад. Направления этих толчков неодинаковы в разных областях Вселенной, и в результате в разных местах скалярное поле не в точности одновременно достигает подножия холма. В областях, где инфляция длилась чуть дольше, плотность вещества оказывалась немного выше. [35] По окончании инфляции плотность вещества постоянно снижается вместе с расширением Вселенной, а значит, области пространства, которые поторопились закончить инфляцию, будут уже немного разреженными к тому времени, когда другие, более медлительные регионы наконец завершат инфляционное расширение. Идея Хокинга состояла в том, что возникающие в результате этого небольшие неоднородности приведут к образованию галактик и их скоплений. Его правота в этом вопросе означала бы, что квантовые эффекты, обычно имеющие значение только на крошечных субатомных масштабах, оказались бы причиной существования самых крупных образований во Вселенной!