Как и в случае черно-желтой мишени, мы должны иметь основания сказать: «для мишени конечных размеров вероятность попадания в зеленый в три раза выше, чем в фиолетовый» и подтвердить, что и для бесконечной мишени это утверждение будет оставаться верным.
Похожую дилемму ставит перед нами инфляционная теория. Если нас интересует, с какой вероятностью может возникнуть Вселенная, в которой вышеописанные космологические проблемы будут решены, нам нужно понять, при каких условиях (цветах) это наиболее возможно. Дело в том, что нет ни одного общепринятого способа сделать это. Космологи Гарри Гиббонс и Нил Турок пришли к выводу, что в большинстве вселенных уровень инфляции недостаточно высок, чтобы эти проблемы разрешились. Математик Роджер Пенроуз пошел дальше. Уравнения инфляции в точности повторяют уравнения Ньютона: если мы знаем, что происходит в настоящий момент, мы можем спрогнозировать будущее и реконструировать прошлое. В то же время, если представить современную Вселенную неоднородной и искривленной (в гораздо более неровном и искривленном, чем допускают данные наблюдений, виде), а затем экстраполировать уравнения на период, предшествующий инфляции, мы получим ряд условий, которые, в соответствии с нашими построениями, не позволят Вселенной стать плоской, а инфляции устранить их. Более того, Пенроуз утверждает, что такие неравные исходные условия намного более вероятны, чем альтернативные мягкие, и приходит к выводу, что в ходе инфляции просто не могла возникнуть Вселенная, напоминающая ту, в которой мы с вами живем.
* * *
Альтернативные решения космологических проблем также предлагались довольно часто. Одно из них предполагает, что условия, необходимые для зарождения жизни и эволюции, могли сложиться лишь в условиях почти плоской Вселенной. Дело в том, что слишком «закрытые» вселенные почти сразу же после возникновения должны переходить в стадию сжатия – за века до того, как начали бы формироваться галактики. С другой стороны, слишком «открытые» вселенные также не дают галактикам возможности сформироваться. Следовательно, единственное, что нам остается, – это наблюдать наш космос таким, какой он есть, поскольку мы непосредственно в нем находимся. Это еще один пример антропного мышления, о котором мы поговорим подробнее в главе 15. Как правило, физики относятся к подобным аргументам со скепсисом, поскольку нет никакой возможности до конца убедиться в их истинности. Учитывая, что в нашем распоряжении находится лишь одна единственная Вселенная, все, что мы можем, – обратить внимание на некоторые сложности, связанные с инфляционной картиной мира.
Более доступная иллюстрация той же дилеммы вытекает из факта, что в современной Вселенной преобладает темная энергия. Если темная энергия и правда служит космологической постоянной – и, следовательно, остается постоянной, – то со временем, когда в результате расширения Вселенной материя и излучение в ней растворятся, нетронутой останется лишь она. Даже энергия, поддерживаемая кривизной пространства, в итоге исчезнет, после чего Вселенная станет плоской. В таком случае скажут ли космологи того далекого будущего, что проблемы плоскостности не существует, потому что космологическая постоянная обеспечивает механизм, делающий ее плоской? Скажут ли они, что проблема плоскостности – это и есть проблема космологической постоянной, потому что плоскостность Вселенной зависит от размера этой постоянной?
А может, к тому моменту все звезды во Вселенной уже погибнут, не оставив ни одного космолога, который мог бы об этом подумать?
Можем ли мы предложить альтернативу инфляционной теории?
13
Сжатия и отскоки
Теперь, приближаясь к моменту, когда t = 0, вы можете спросить, что предшествовало Большому взрыву? Или, возможно, вы хотите узнать, предшествовало ли Большому взрыву Большое сжатие? А может, вы и есть тот слушатель из введения, который в конце лекции поднимается на сцену, чтобы задать один из вопросов, еще более расхожих, чем «Находимся ли мы в центре Вселенной?» или «Куда Вселенная расширяется?».
Вопрос, что предшествовало Большому взрыву, абсолютно естественен, и космологи не перестают биться над ним с тех пор, как было открыто расширение Вселенной. На этот счет было высказано множество предположений, однако точного ответа получить так и не удалось. Теории, в рамках которых периоды расширения Вселенной чередуются с периодами сжатия, известны как циклические модели, или «отскакивающие», причем в последнее десятилетие их вновь начали рассматривать как возможную альтернативу инфляционной теории.
Концепция циклической Вселенной чрезвычайно подкупает именно тем, что избавляет нас от вопроса, каким образом давным-давно Вселенная могла возникнуть буквально из ниоткуда. В математическом плане это означает, что нам не нужно определять условия, в которых возникла Вселенная, потому что как такового возникновения не было. Впрочем, представить себе Вселенную, вечно колеблющуюся между расширением и сжатием, тоже не так-то просто.
Проблемой циклических моделей всегда оставалась сингулярность Большого взрыва. Что ж, здесь закрыть на нее глаза не получится. Космическая модель Фридмана предполагает, что в самом начале Большого взрыва температура, давление, плотность и скорость расширения Вселенной были бесконечны. Эта бесконечность оборачивается для нашей стройной системы настоящей катастрофой – более страшной, чем чума или экономический кризис, которые, по крайней мере, имеют свойство заканчиваться. Большой взрыв заставляет все уравнения относительности гореть синим пламенем, и в итоге мы просто не можем – и, вероятно, не сможем – ответить на вопрос, что же ему предшествовало. Сам Фридман утверждал, что уравнения Эйнштейна допускают колебание Вселенной, но при этом он вообще не учитывал сингулярность. Когда в начале 1930-х годов физик Ричард Толмен предложил более детализированную циклическую модель Вселенной, он заметил, что с сингулярностью действительно связан ряд серьезных трудностей, но, вероятно, произошло какое-то чудо, позволившее Вселенной продолжить расширяться после Большого сжатия.
* * *
Десятилетиями космологи верили, что Вселенные, которым свойственна меньшая однородность, чем Вселенной Фридмана, могли избежать сингулярности. Не забывайте, что в модели Фридмана материя распределена по Вселенной однородно, и если Вселенная закрыта, то ее пространство является сферическим. В то же время в сжимающейся Вселенной, как в сжимающемся мяче, материя стремится к сингулярности со всех сторон одинаково. В итоге все, что находится в поле зрения, сжимается в одну точку одновременно, образуя бесконечную плотность. Конечно, мы также можем представить Вселенную, которая будет менее симметричной, предположим, в форме сигары. В такой Вселенной материя будет сжиматься в разных направлениях с разной скоростью, и тогда сингулярности, возможно, не возникнет.
К сожалению, это не наш случай, поэтому все попытки рассуждать в подобном ключе оказались неудачными. Проблема сингулярности никуда не уходит. По сути, наша неспособность справиться с ней объясняется тем, что гравитация является силой притяжения, стягивающей материю к единой