Стивен Хокинг - Теория всего. От сингулярности до бесконечности - происхождение и судьба Вселенной

В первоначальной модели Гута предполагалось, что переход к состоянию с нарушенной симметрией происходит внезапно, подобно появлению кристаллов льда в очень холодной воде.

В октябре 1981 г. я приехал в Москву на конференцию по квантовой гравитации. После конференции я провел семинар, посвященный инфляционной модели, в Астрономическом институте им. Штернберга. В нем участвовал молодой российский ученый Андрей Линде. Он сказал, что трудность, связанную с тем, что пузырьки не сливаются, можно преодолеть, если предположить, что пузырьки были очень большими. В этом случае наша область Вселенной могла бы содержаться внутри одного пузырька. Чтобы работала эта модель, переход от симметрии к нарушенной симметрии должен был происходить внутри пузырька очень медленно, что вполне возможно в соответствии с теориями великого объединения.

Гипотеза Линде о медленном нарушении симметрии была очень хороша, но я обратил его внимание на то, что размер таких пузырьков был бы больше размера Вселенной в то время. Я показал, что симметрия нарушилась бы везде одновременно, а не только внутри пузырьков. Это привело бы к однородной Вселенной, какую мы и наблюдаем. Модель медленного нарушения симметрии была хорошей попыткой объяснить, почему Вселенная такова, какова она есть. Однако я и несколько других исследователей показали, что предсказанные ею вариации микроволнового фонового излучения значительно превышают наблюдаемые. Кроме того, более поздние работы поставили под сомнение идею о том, что на ранних этапах развития Вселенной могли происходить правильные фазовые переходы. Более удачная модель, называемая моделью хаотической инфляции, была предложена Линде в 1983 г. Она не зависит от фазовых переходов и дает правильные значения вариаций микроволнового фонового излучения. Эта инфляционная модель показала, что современное состояние Вселенной могло стать результатом развития из достаточно большого числа различных начальных конфигураций. Однако нельзя сказать, что любая начальная конфигурация привела бы к появлению такой Вселенной, какую мы наблюдаем. Таким образом, даже инфляционная модель не отвечает на вопрос, почему начальная конфигурация была такой, которая может привести к наблюдаемому состоянию Вселенной. Может быть, нам следует искать объяснение, обратившись к антропному принципу? Возможно, все это было просто счастливой случайностью? Тогда это было бы шагом отчаяния, отказом от всех наших надежд понять законы, лежащие в основе Вселенной.

Модель медленного нарушения симметрии была хорошей попыткой объяснить, почему Вселенная такова, какова она есть.

Чтобы предсказать, как должна была зародиться Вселенная, необходимо знать законы, которые действовали в начале времени. Если классическая общая теория относительности была верна, то из теоремы о сингулярности следует, что начало времени должно было представлять собой точку, в которой плотность и кривизна были бесконечны. В этой точке все известные законы физики нарушаются. Можно предположить, что существовали особые законы, действующие в сингулярностях, но даже сформулировать законы для таких необычных точек было бы очень непросто, причем наблюдения никак не помогли бы нам узнать, каковы эти законы. Однако теоремы о сингулярностях указывают на то, что гравитационное поле становится настолько сильным, что квантовые гравитационные эффекты приобретают особую важность — классическая теория больше не может служить адекватным описанием Вселенной. Чтобы рассуждать о ранних этапах эволюции Вселенной, необходимо использовать квантовую теорию гравитации. Как мы увидим, в квантовой теории гравитации обычные законы природы могут выполняться везде, включая начало времени. Нет нужды устанавливать новые законы для сингулярностей, поскольку в квантовой теории никакие сингулярности не нужны.

Полной и последовательной теории, объединяющей квантовую механику и гравитацию, пока не существует. Тем не менее мы абсолютно уверены в некоторых особенностях, которыми должна обладать такая единая теория. Во-первых, в ней должно учитываться предложение Фейнмана о формулировании квантовой теории в терминах суммы по историям (траекториям). При таком подходе частица, перемещающаяся из точки А в точку Б, имеет не одну историю, как в классической теории. Предполагается, что она проходит все возможные пути в пространстве-времени. С каждой из этих историй связана пара чисел: одно характеризует размер волны, а другое — ее положение в цикле (ее фазу).