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

При их существующих уровнях разработки как инфляционная, так и циклическая модели обеспечивают содержательные космологические схемы, но ни одна из них не предлагает завершенной теории. Незнание превалирующих условий во время самых ранних моментов вселенной заставляет поборников инфляционной космологии просто предполагать, без теоретического обоснования, что условия, требующиеся для инициации инфляции, возникли. Если это так, теория решает большое количество космологических головоломок и запускает стрелу времени. Но такие успехи, во-первых, зависят от того, происходит ли инфляция. Что еще больше, инфляционная космология не встраивается прямо в теорию струн, а раз так, она пока что не является частью непротиворечивого слияния квантовой механики и ОТО.

Циклическая модель имеет свою собственную долю дефектов. Как и в модели Толмена, рассмотрение возрастания энтропии (а также квантовой механики[12]

) гарантирует, что циклы циклической модели не могут происходить всегда. Напротив, циклы начинаются в некоторое определенное время в прошлом, так что, как и с инфляцией, мы нуждаемся в объяснении того, как стартовал первый цикл. Если это сделано, тогда теория, также подобно инфляционной, разрешает ключевые космологические проблемы и задает направление стреле времени из низкоэнтропийного шлепка в направлении через ряд последовательных этапов, как на Рис. 13.8. Но, как полагают в настоящее время, циклическая модель не предлагает объяснения, как или почему вселенная находится в необходимой конфигурации Рис. 13.8. Почему, например, шесть измерений свернулись в особую форму Калаби-Яу, тогда как одно из дополнительных измерений послушно приняло форму пространственного сегмента, разделяющего две 3-браны? Как так получилось, что две 3-браны конца мира выстроились настолько совершенно и притягиваются друг к другу с точно правильной силой, чтобы этапы на Рис. 13.8 происходили так, как мы описали? И критическую важность имеет вопрос, что на самом деле происходит, когда две 3-браны сталкиваются в циклической модели Взрыва?

С этим последним вопросом есть надежда, что шлепок циклической модели менее проблематичен, чем сингулярность, с которой мы сталкиваемся в момент времени нуль в инфляционной космологии. Вместо того, чтобы все пространство было бесконечно сжато, в циклическом подходе только одно измерение между бранами сдавливается; сами браны испытывают общее расширение во время каждого цикла, а не сжатие. А это, как утверждают Стейнхардт, Турок и их соратники, подразумевает конечные температуры и конечные плотности на самих бранах. Но это очень шаткое заключение, поскольку до сих пор никто не был в состоянии предложить лучшие уравнения и обрисовать, что должно будет происходить, когда браны схлопываются вместе. Фактически, до сих пор завершенный анализ, направленный к шлепку бран, имеет ту же проблему, которая беспокоит инфляционную теорию в момент нуль: математика терпит неудачу. Таким образом, космология все еще нуждается в строгом разрешении ее сингулярного старта – будь это на самом деле старт вселенной или старт нашего текущего цикла.

Самое убедительное свойство циклической модели заключается в способе, которым она присоединяет темную энергию и наблюдаемое ускоренное расширение. В 1998, когда было открыто, что вселенная повержена ускоренному расширению, это было совершенным сюрпризом для большинства физиков и астрономов. Хотя это могло быть инкорпорировано в инфляционную космологическую картину путем предположения, что вселенная содержит точно правильное количество темной энергии, ускоренное расширение казалось подобным нескладному дополнению. Напротив, в циклической модели роль темной энергии естественная и стержневая. Триллионолетний период постепенного, но постоянно ускоряющегося расширения является решающим для вытирания грифельной доски начисто, для растворения наблюдаемой вселенной почти до полной пустоты, и для восстановления условий для подготовки нового цикла. С этой точки зрения как инфляционная модель, так и циклическая модель зависят от ускоренного расширения – инфляционная модель вблизи ее начала, а циклическая модель в конце каждого своего цикла, – но только последняя имеет прямое наблюдательное подтверждение. (Вспомним, что циклический подход построен так, что мы просто ввели триллионолетнюю фазу ускоренного расширения, а такое расширение было недавно обнаружено). Это лишь мгновение в башне циклической модели, но это также означает, что если вдруг прекращение ускоренного расширения подтвердиться будущими наблюдениями, инфляционная модель сможет это пережить (хотя загадка исчезновения 70 процентов энергетического бюджета вселенной вновь всплывет), а циклическая модель не сможет.

Новые взгляды на пространство-время