До начала?
Так как точные уравнения теории струн неизвестны,
Бранденбергеру и Вафе пришлось делать немало допущений и приближений в своих
космологических исследованиях. Недавно Вафа сказал: «В нашей работе показано,
что теория струн позволяет по‑новому подойти к давним проблемам стандартного
подхода п космологии. Мы видим, например, что в теории струн можно искоренить
само понятие исходной сингулярности. Однако на современном уровне понимания
теории струн выполнить абсолютно надежный расчет для таких экстремальных
условий очень сложно, и наша работа дает лишь первое представление о струнной
космологии, очень далекое от окончательного понимания».
После этой работы физики непрерывно продвигаются вперед к
пониманию струнной космологии. В числе тех, кто идет во главе этих исследований
— Габриэле Венециано и его коллега Маурицио Гасперини из Туринского
университета. Эти ученые представили свой, очень красивый, вариант струнной
космологии, который в ряде мест соприкасается с описанным выше сценарием, но в
других местах принципиально отличается от него. Как Бранденбергер и Вафа, для
исключения бесконечной температуры и плотности энергии, которые возникают в
стандартной и инфляционной модели, они опирались на существование минимальной
длины в теории струн. Однако вместо вывода о том, что в силу этого свойства
Вселенная рождается из комка планковских размеров, Гасперини и Венециано
предположили, что существовала доисторическая Вселенная, родившаяся задолго до
момента, который мы называем нулевой точкой, и зачавшая этот космический
эмбрион планковских размеров.
Исходное состояние Вселенной в таком сценарии и в модели
Большого взрыва очень сильно различаются. Согласно Гасперини и Венециано,
Вселенная не являлась раскаленным и плотно скрученным клубком измерений, а была
холодной и имела бесконечную протяженность. Затем, как следует из уравнений
теории струн, во Вселенную вторглась нестабильность, и все ее точки стали, как
и в эпоху инфляции по Гуту, стремительно разбегаться в стороны. Гасперини и
Венециано показали, что из‑за этого пространство становилось все более
искривленным и в результате произошел резкий скачок температуры и плотности
энергии7'. Прошло немного времени, и трехмерная область миллиметровых размеров
внутри этих бескрайних просторов преобразилась в раскаленное и плотное пятно,
тождественное пятну, которое образуется при инфляционном расширении по Гуту.
Затем все пошло по стандартному сценарию космологии Большого взрыва, и
расширяющееся пятно превратилось в наблюдаемую Вселенную. И так как в эпоху до
Большого взрыва происходило свое инфляционное расширение, решение парадокса
горизонта, предложенное Гутом, оказывается автоматически встроенным в этот космологический
сценарий. По выражению Венециано, «теория струн преподносит нам, как на
блюдечке, вариант инфляционной космологии».
Изучение струнной космологии быстро становится областью
активных и продуктивных исследований. Например, сценарий эволюции до Большого
взрыва уже не раз был поводом горячих, но плодотворных споров, а его место в
будущей космологической формулировке, к которой мы, в конце концов, придем в
рамках теории струн, далеко не очевидно. Однако нет сомнений, что эта
космологическая формулировка будет твердо опираться на понимание физиками
результатов, открытых во время второй революции суперструн. Например, сейчас
еще не ясны космологические следствия существования многомерных мембран, или
то, как изменятся рассмотренные законы космологии, если окажется, что значения
констант связи в теории струн соответствуют центральным областям рис. 12.11, а
не одному из полуостровов на этой карте. Иными словами, как изменит наше
понимание первых моментов существования Вселенной анализ законченной М‑теории?
Эти важнейшие вопросы сейчас интенсивно исследуются. И уже появился один важный
результат.
|
