Происхождение Вселенной

Суперструны – то же самое, что космические струны?

Ответ – нет. А может быть, и да.

Космические струны – это гипотетические дефекты в пространстве-времени, которые проявляются в виде линий концентрированной энергии длиной в миллиарды световых лет, настолько плотные, что отрезок длиной в 1 метр весит столько же, сколько целый континент. В отличие от них, суперструны имеют размер 10^–35 метров, а масса их сравнима с массой элементарных частиц, с которыми мы имеем дело в настоящий момент.

У нас нет доказательств существования космических струн, но некоторые космологи думают, что они могли сформироваться, когда остывала очень молодая Вселенная и квантовый вакуум проходил через серию фазовых превращений, сходных с таянием льда. Никакие суперструны были там не нужны. Но космические струны могли образоваться и другим путем, если быстрое расширение пространства в эпоху инфляции было способно захватить первозданные суперструны и растянуть их до космических пропорций.

Супермембраны

Выяснилось, что суперсимметрия и мембраны хорошо сочетаются друг с другом. Вычисления, проведенные в 1987 году, показали, что «супермембраны» могут существовать в 11-мерном пространстве-времени, которое следует из теории супергравитации. Долгие годы существовало два лагеря: «струнники» с их 10-мерной теорией и «мембранники», работающие в одиннадцати измерениях.

Все это собралось вместе в 1995 году под одним зонтиком, названным M-теорией, которая была разработана Эдвардом Виттеном в Институте перспективных исследований в Принстоне. По его словам, буква «М» означает либо магию, либо мистерию, либо мембрану – выбирайте себе по вкусу. Виттен показал, что пять разных теорий струн и супергравитация по сути являются различными гранями M-теории (см. также главу 5).

M-теория с ее мембранами смогла сделать то, что было не под силу сделать струнам. В 1974 году Стивен Хокинг показал, что черные дыры могут излучать энергию благодаря квантовым эффектам. А это означало, что они имеют температуру, а также обладают таким термодинамическим свойством, как энтропия, которая является мерой дезорганизации системы. Хокинг установил, что энтропия черной дыры зависит от площади поверхности ее горизонта событий. Казалось, что ее энтропию можно определить, учитывая все квантовые состояния частиц, из которых состоит черная дыра, но все попытки такого описания черной дыры потерпели неудачу. И тут на сцене появилась M-теория, в точности воспроизводя формулу энтропии Хокинга.

В 1998 году аргентинский физик Хуан Малдасена показал, что все события, происходящие внутри Вселенной, можно описать в M-теории с помощью взаимодействия частиц на ее границе. Этот «голографический принцип» может означать, что мы – всего лишь тени на границе Вселенной большего числа измерений.

Конкретный способ, с помощью которого скручены дополнительные измерения, диктуется внешним видом нашего четырехмерного мира, включая количество поколений кварков и лептонов, существующие силы и массы элементарных частиц. Сложность применения M-теории заключается в том, что существует много (возможно, бесконечно много) способов скручивания этих дополнительных измерений, что приводит к возникновению огромного количества возможных вселенных. Некоторые из них могут быть подобны нашей Вселенной, с тремя поколениями кварков и лептонов и четырьмя видами взаимодействий; многие будут выглядеть совсем по-другому. Но с теоретической точки зрения все они вполне вероятны. Таким образом, может существовать множество вселенных, в которых действуют разные физические законы, и в одной из таких вселенных посчастливилось жить нам с вами.