Стивен Хокинг - Мир в ореховой скорлупе

ИНФЛЯЦИЯ МОЖЕТ БЫТЬ ЗАКОНОМ ПРИРОДЫ

Инфляция в Германии началась после окончания Первой мировой войны, и к февралю 1920 г. уровень цен поднялся в 5 раз по сравнению с 1918 г. После июля 1922 г. наступила фаза гиперинфляции. Всякое доверие к деньгам исчезло, и в течение 15 месяцев индекс цен рос все быстрее и быстрее, превосходя возможности печатных станков, которые не успевали печатать деньги с той же скоростью, с какой они обесценивались. К концу 1923 г. 300 бумажных фабрик работали на полную мощность, а в 150 типографиях 2 тысячи печатных станков круглосуточно производили банкноты.

Рис. 3.17Вероятные и невероятные истории

Гладкие истории наподобие а наиболее вероятны, но их существует лишь небольшое число.

Хотя любая слегка неправильной формы история вроде Ь или с сама по себе менее вероятна, число их столь велико, что, скорее всего, история Вселенной обнаружит небольшие отклонения от гладкости.

Вследствие принципа неопределенности у Вселенной не должно быть только одной истории, содержащей разумную жизнь. Напротив, множество историй в мнимом времени образует целое семейство слегка деформированных сфер, каждой из которых соответствует история в действительном времени, с долгим, но не бесконечным инфляционным раздуванием Вселенной. Можно поинтересоваться: какая из таких допустимых историй наиболее вероятна? Оказывается, она не идеально ровная, а представляет собой поверхность с крошечными поднятиями и впадинами (рис. 3.17). Правда, эта рябь на самой вероятной истории едва заметна. Отклонения от ровной поверхности составляют по порядку величины один к ста тысячам. Тем не менее, хотя они и крайне малы, мы можем наблюдать их как небольшие вариации в микровол-новом излучении, которое приходит с разных направлении в космосе. Спутник Cosmic Background Explorer (СОВЕ), запущенный в 1989 г., построил карту неба в микроволновом диапазоне.

Цветом обозначены различия в температуре, причем весь диапазон от красного до голубого соответствует разбросу всего в одну десятитысячную долю градуса — этих различий между областями ранней Вселенной достаточно, чтобы избыточное тяготение в более плотных областях остановило их бесконечное расширение и вызвало сжатие под действием самогравитации, ведущее к образованию галактик и звезд. Так что карта СОВЕ, в принципе, является ни больше ни меньше как чертежом всех структур во Вселенной.

Каким окажется будущее для наиболее вероятных историй Вселенной, совместимых с появлением разумных существ? Тут видятся разные варианты в зависимости от количества вещества во Вселенной. Если его больше некоторого критического значения, гравитационное притяжение между галактиками замедлит и в конце концов остановит их разлет. Затем они начнут падать друг к другу и сойдутся в Большом сжатии, которое станет концом истории Вселенной в реальном времени (рис. 3.18).

Если плотность Вселенной ниже критического значения, гравитация слишком слаба, чтобы предотвратить вечное разлетание галактик. Все звезды прогорят, и Вселенная будет становиться все более пустой и холодной. Так что и тут все придет к концу, хотя и не столь драматичному. В любом случае Вселенная просуществует еще немало миллиардов лет (рис. 3.19).

Карта всего неба, полученная инструментом DMR на спутнике СОВЕ, говорит в пользу существования складок времени

Рис. 3.18(вверху)

Один из возможных сценариев конца Вселенной — Большое сжатие, гигантский катаклизм, когда вся материя будет всосана в гравитационный колодец.

Рис. 3.19(справа)

Долгий холодный вой, в котором все замирает и гаснут последние звезды, исчерпывая свои запасы топлива.

Наряду с веществом Вселенная может содержать так называемую энергию вакуума, которая присутствует даже в пустом, казалось бы, пространстве. По знаменитому уравнению Эйнштейна £ = тс 2энергия вакуума имеет массу. Это означает, что она оказывает гравитационное влияние на расширение Вселенной. Однако весьма примечательно, что воздействие энергии вакуума противоположно влиянию обычной материи. Вещество замедляет расширение и может в итоге остановить и обратить его вспять. Энергия вакуума, напротив, уско

ряет расширение, как при инфляции. Фактически она действует в точности как космологическая постоянная, которую, как говорилось в главе 1, Эйнштейн добавил в свои первоначальные уравнения в 1917 г., когда понял, что они не допускают решения, соответствующего стационарной Вселенной. После открытия Хабблом расширения Вселенной основания для добавления в уравнения космологической постоянной исчезли, и Эйнштейн отбросил ее, как ошибку.

Однако она могла вовсе и не быть ошибкой. Как говорилось в главе 2, мы сейчас понимаем: квантовая теория указывает на то, что пространство-время заполнено квантовыми флук-туациями. В суперсимметричной теории бесконечные положительные и отрицательные энергии этих флуктуации основного состояния взаимно нейтрализуются частицами с разным спином. Но мы не можем ожидать, что положительные и отрицательные энергии компенсируют друг друга столь точно, что не останется даже небольшого конечного количества энергии вакуума, поскольку Вселенная не находится в суперсимметричном состоянии. Единственная неожиданность состоит в том, что эта энергия столь близка к нолю, что ее не обнаружили раньше. Возможно, это другое проявление антропного принципа. История с большей энергией вакуума не привела бы к образованию галактик и не содержала бы существ, которые задали вопрос «Почему энергия вакуума имеет то значение, которое мы наблюдаем?».

Не была ли космологическая постоянная моей величайшей ошибкой?

Рис. 3.20

Объединяя наблюдения далеких сверхновых и космического микроволнового излучения с данными о распределении вещества во Вселенной, можно с очень высокой точностью определить энергию вакуума и плотность вещества во Вселенной.

Количество вещества и энергии вакуума во Вселенной можно пытаться определять различными наблюдательными методами, а результаты представить на диаграмме, где плотность вещества отложена по горизонтальной оси, а энергия вакуума — по вертикальной. Пунктирная линия показывает границы области, в которой способна развиваться разумная жизнь (рис. 3.20).