Брайан Грин - Брайан Грин. Ткань космоса - Пространство, время и структура реальности

Открытие инфляционной схемы запустило новую эру в космологических исследованиях, и за прошедшее десятилетие были написаны многие тысячи статей по этой теме. Ученые рассмотрели буквально каждый уголок и щель в теории, которую вы, вероятно, уже можете представить. В то время как многие из этих работ фокусировались на деталях технического характера, другие шли дальше и показывали, как инфляция не только решает специфические космологические проблемы, недостижимые для стандартной модели Большого взрыва, но также обеспечивает мощные новые подходы к большому числу старых вопросов. Среди них имеются три разработки, – связанные с формированием компактных структур, вроде галактик; количеством энергии, требующимся для рождения вселенной, которую мы видим; и (что имеет первоочередную важность для нашей истории) происхождением стрелы времени, – на которых инфляция привела к значительному и, как говорят многие, впечатляющему прогрессу.

Давайте посмотрим.

Квантовое небесное письмо

Решение проблем горизонта и плоскостности, предложенное инфляционной космологией, было ее первым притязанием на славу, причем справедливым. Как мы видели, это было значительным успехом. Но за прошедшие с тех пор годы многие физики пришли к уверенности, что и другие достижения инфляционной теории разделили высшую позицию в списке самых важных вкладов в теорию.

Достойное похвалы достижение имеет отношение к проблеме, о которой до сего момента я не призывал вас задуматься: Как получается, что во вселенной есть галактики, звезды, планеты и другие массивные тела? В последних трех главах я просил вас сосредоточиться на астрономически больших масштабах – масштабах, на которых вселенная выглядит однородной, масштабах настолько больших, что целые галактики могли бы мыслиться как отдельные молекулы Н 2О, в то время как сама вселенная является полным однородным стаканом воды. Но рано или поздно космология сталкивается с фактом, что когда вы изучаете космос на "более мелких" масштабах, вы открываете массивные структуры, такие как галактики. И здесь еще раз мы сталкиваемся лицом к лицу с загадкой.

Если вселенная на самом деле гладкая, однородная и одинаковая на больших масштабах – свойство, которое подтверждается наблюдением и которое лежит в сердце всего космологического анализа, – то откуда взялась мелкомасштабная комковатость? Непоколебимый адепт стандартной космологии Большого взрыва может еще раз отбросить этот вопрос, ссылаясь на в высшей степени благоприятные и непостижимо тонко настроенные условия в ранней вселенной: "Возле самого начала," – как мог бы сказать этот верующий, – "вещи были в общем и целом гладкими и однородными, но не совершенно однородными. Как условия сложились таким образом, я сказать не могу. Просто так тогда было. Со временем эти мелкие комковатости росли, поскольку комок имеет более значительное гравитационное притяжение, становясь плотнее, чем их окружение, и, следовательно, захватывая большую часть находящегося рядом материала, становились все больше. В конечном счете комки стали достаточно большими, чтобы сформировать звезды и галактики". Это была бы убедительная история, если бы не имелось два недостатка: полное отсутствие объяснения как полной начальной гомогенности, так и этих важных мелких неоднородностей. В этом моменте инфляционная космология обеспечивает радующий прогресс. Мы уже видели, что инфляция предлагает объяснение крупномасштабной однородности и, как мы сейчас узнаем, объяснительная мощь теории идет еще дальше. Замечательно, что в соответствии с инфляционной космологией начальная неоднородность, которая в конечном счете привела к формированию звезд и галактик, возникает из квантовой механики .

Эта внушительная идея возникает из взаимодействия между двумя кажущимися несопоставимыми областями физики: инфляционным расширением пространства и квантовым принципом неопределенности. Принцип неопределенности говорит нам, что всегда имеются компромиссы в том, насколько точно могут быть определены различные соответственные физические свойства в космосе. Наиболее привычный пример (см. Главу 4) заключается в следующем: чем более точно определено положение частицы, тем менее точно может быть определена ее скорость. Но принцип неопределенности также применим и к полям. По сути по тем же причинам, которые мы использовали в его применении к частицам, принцип неопределенности предполагает, что чем более точно определена величина поля в данном месте в пространстве, тем менее точно может быть определен темп изменения поля в этом месте. (Положение частицы и темп изменения ее положения – ее скорость – играют в квантовой механике роль, аналогичную величине поля и темпу изменения величины поля в данном месте в пространстве).