Космология нового типа приподнимает завесу тайны начала времён.
Представьте, что мы сняли всю историю Вселенной, и вы можете просмотреть плёнку в обратном порядке. Началось бы всё примерно так, как дела обстоят сегодня: огромная элегантная сеть галактик и туманностей. Но, по мере перемотки плёнки, всё начинает сжиматься, пока не достигнет бесконечно малого укольчика энергии — точки, которую все знают как большой взрыв.
И тут экран потухает. Попытка спросить, что происходило до этого — значит навлечь презрение как учёных, так и философов. Это как спросить, что является севером Северного Полюса — бессмысленный, невозможный вопрос.
Так ли это? За последние годы несколько физиков совершенствовали метод, нацеленный на то, чтобы приподнять эту завесу и взглянуть на то, что лежит за её пределами. Он подразумевает осознание того, что, хотя мы не можем решить уравнения, точно описывающие эту эпоху, мы иногда можем сделать это приблизительно, и во многих случаях это может кое о чём рассказать. Юджин Лим из Королевского колледжа в Лондоне, один из наиболее выдающихся поборников этих идей, говорит, что в этой сфере численной относительности начинают появляться данные по вопросам, на которые раньше не было ответов.
Помимо прорыва сквозь теоретическую неразбериху о том, что произошло до Большого взрыва, работа Лима и его коллег даёт удивительные намёки на другие вселенные, которые могли существовать до нашей, или даже сталкиваться с ней. И это — только начало. «Я думаю, это будет становиться актуальнее, по мере того, как всё большее количество людей узнают, насколько это значительно», — говорит Лим.
Первые проблески идеи, ставшей большим взрывом, зародились в голове бельгийского священника. В 1927 году Жорж Леметр предположил, что наблюдаемые нами расходящиеся галактики проще всего объяснить, если наша Вселенная расширяется. Затем он экстраполировал эту мысль, предположив, что расширяющаяся Вселенная должна была начаться как отдельная точка — «первобытный атом», как он выразился. Споры по поводу его правоты продолжались до 1964 года, когда физики Арно Пензиас и Роберт Уилсон обнаружили космическое фоновое микроволновое излучение, или CBM (cosmic microwave background — прим. перев.), которое иногда называют послесвечением Большого взрыва. Этот световой рисунок сейчас заполняет всё небо, и его существование не оставило никаких сомнений в том, что в начале Вселенная пребывала в горячем, плотном состоянии.
Но когда дело доходит до ранней Вселенной, дальше физики ничего не могут нам показать. Мы можем отмотать плёнку на 13,7 миллиардов лет назад, когда Вселенная была крайне плотным шаром энергии — эта фаза известна под названием Горячий большой взрыв. Но попробуй пойти дальше — и ты заблудился. Некоторые люди пользуются общепринятой точкой зрения, что Большой взрыв был точкой бесконечной плотности, с которой началось время, но у нас нет никаких доказательств тому, что эта так называемая сингулярность имела место, и никаких уравнений, которые могли бы описать её (см. «Очень краткую историю очень ранней Вселенной» ниже).
_______________________________________________________________
Очень краткая история очень ранней Вселенной
Сингулярность
Рассчитав всё до самых начал, некоторые физики полагают, что в начале Вселенная была точкой бесконечной плотности под названием «сингулярность». Вероятно, тогда «начались» время и пространство, но интерпретировать что это означает, проблематично, и нет доказательств тому, что это было.
Инфляция
Теоретически этот период продолжался одну миллиардную триллионной триллионной доли секунды, когда множитель роста вселенной составлял 1026, и она выросла от размера субатомной частицы до размера грейпфрута.
Горячий большой взрыв
После инфляции был период более медленного (но всё-таки быстрого) расширения. Это продолжалось около 380 000 лет, и к концу этого периода Вселенная достаточно остыла, чтобы в ней начали формироваться первые субатомные частицы.
_________________________________________________________________
Почему мы не можем пойти дальше Горячего большого взрыва? Это связано с уравнениями теории пространства-времени Альберта Эйнштейна. Его уравнения описывают геометрию пространства-времени, но всё же они печально известны тем, что их трудно решить во всех случаях, за исключением наипростейших. В тех ситуациях, где гравитация обладает исключительной мощностью — рядом с чёрной дырой, например, или около времени Большого взрыва, это становится невозможным.
Но с конца 1950-х годов физики игрались с решением этих уравнений, не точно, а приблизительно. Изначально надежда заключалась в том, что этот метод можно использовать для вычисления того, как будут выглядеть гравитационные волны, то есть складки на ткани пространства-времени. Лишь в 2005 году учёным удалось это сделать, дав толчок новой эре астрономии гравитационных волн, которая в итоге принесла плоды в 2016, когда гравитационные волны впервые удалось увидеть.
У Лима родилась идея использовать этот же метод для решения более серьёзных проблем космологии. План состоял в том, чтобы вставить в уравнение определённые исходные условия, и попросить суперкомпьютер попытаться приблизительно их решить, а затем повторить то же самое со слегка изменёнными условиями. Это дало бы информацию о том, как бы вело себя пространство-время при ранее неизвестных условиях. Сначала Лим подумал, что ему, вероятно, потребуется лишь базовый компьютерный код, но в итоге он создал для этих вычислений внушительную модель. «Я люблю рассказывать, что мы хотели создать маленького воина-одиночку, чтобы разрушить Звезду Смерти, но вместо этого создали Звезду Смерти», — говорит он.
Тестирование инфляции
В последние несколько лет Лим и другие пользуются этим методом, чтобы испытать нашу основную гипотезу о произошедшем задолго до Горячего большого взрыва, то есть инфляции. Инфляционную теорию Алан Гут, Андрей Линде и другие учёные впервые предложили в 1980-е годы, чтобы объяснить, почему материя и энергия так равномерно распределены в крупнейших масштабах. Это не лучшее из вероятнейших состояний, из которого может развиваться Вселенная, поэтому инфляцию предложили в качестве средства для разглаживания складок. С этой точки зрения, Вселенная расширялась так быстро, что любые крохотные кусочки были растянуты до незначительных размеров.
Но всё же, у инфляции есть некоторые проблемы. Среди них — болезненная критика того, что мы не можем объяснить, что заставило инфляцию включиться, а затем почти немедленно снова выключиться. Чтобы решить эту проблему, физики призвали на помощь гипотетическое инфляционное поле. Ключевая идея заключается в «потенциале» этого поля, которое можно представить как нечто подобное гравитационному потенциалу. Если вы находитесь на вершине горы, гравитационный потенциал выше, чем когда вы стоите на стуле. Подобным образом, инфляционное поле должно было обладать высоким потенциалом, чтобы включить инфляцию, и он должен был резко уменьшиться, чтобы она выключилась.
Задача усложняется тем, что мы знаем, что форма инфляционного поля в пространстве могла быть вогнутой или выпуклой, а кривая — пологой или крутой. От его конкретной формы зависит то, как происходила инфляция — и, соответственно, насколько она вписывается в наше понимание того, что происходило позже в истории космоса. Исследование СМВ дало нам намёк на то, что поле было слегка вогнутым — но наши измерения недостаточно точны, чтобы обеспечить полную уверенность в этом.
В 2020 году Лим и Кети Клаф из Лондонского университета королевы Марии и их коллеги испытали это дело с помощью численной относительности. Введя некоторую изначальную конфигурацию пространства-времени и материи, они смогли получить модель того, что из этого вышло в будущем — и, в особенности, какие условия могли бы привести к инфляции пространства-времени. К своему удивлению они обнаружили, что в целом выпуклые поля создают инфляцию чаще, чем вогнутые — противореча этим намёкам, полученным от СМВ.
Всё это как расширяет нашу картину того, что происходило до Большого взрыва, так и в некоторой степени затуманивает её. Это может намекать на то, что инфляция — не настолько убедительное объяснение для ранней Вселенной, как мы думали. При этом, Лим и Клаф всё-таки обнаружили, что некоторые выпуклые модели, известные как модели альфа-аттракторы — действительно продуцируют инфляцию. И в новой статье, которая пока что находится в стадии рецензирования, Лим и его коллеги пошли дальше и использовали свой метод численной относительности для прогнозирования типа гравитационных волн, продуцируемых такими моделями. Надежда состоит в том, что обсерватории гравитационных волн смогут зафиксировать эти волны и представить неоспоримое доказательство того, как выглядела эра инфляции. «Если знать потенциал, можно вычислить гравитационные волны и наоборот», — говорит Лим.
«Эти модели — прекрасные произведения», — говорит Давид Гарфинкел из Оклендского университета в Мичигане, также работающий с численной относительностью. Однако, он отмечает, что пока что модели не способны проследить процесс инфляции по всей их протяжённости до современной Вселенной, поэтому мы не можем быть до конца уверены, что они привели к той вселенной, которую мы наблюдаем сегодня.
Отскакивающие Вселенные
Если в итоге численная относительность поставит инфляцию под вопрос, к выходу на сцену готовится альтернатива: то, что Вселенная началась не с большого взрыва, а с отскока. Согласно этой гипотезе, не было ни сингулярности, ни инфляции. Скорее, была предыдущая Вселенная, которая сжалась до крохотного размера, прежде чем отскочить вовне и создать нашу.
Гарфинкел и его коллеги исследуют эту идею с помощью численной относительности, сотрудничая, помимо прочих, с Полом Стайнхардтом из Принстонского университета, предложившим специфическую модель такой циклической вселенной. В недавней статье они показали, что фаза сокращения в циклической вселенной могла расправить Вселенную так же, как это делает инфляция. «У нас могут получиться изначальные условия, где расправление происходит за счёт сжатия, а не от инфляционной экспансии», — говорит Гарфинкел.
Есть даже такая вероятность, что численная относительность может стать движущей силой в поиске теории всего.
В другом исследовании, проведённом Уильямом Истом из Института Периметр в Ватерлоо (Канада) и его коллегами, был рассмотрен колючий вопрос о том, что выпало бы на долю чёрных дыр, существовавших в предыдущей Вселенной. Физики были обеспокоены тем, что большой отскок мог так немилосердно расплющить этих монстров, что таким образом нарушилась бы гипотеза космической цензуры, ключевое правило, которое гласит, что сердце чёрной дыры должно всегда быть скрыто за горизонтом событий. Работа Иста предполагает, что поводов для беспокойства нет. «Хотя горизонты событий могут сжиматься, они продолжают существовать — таким образом сингулярность в их центре остаётся скрытой», — говорит Клаф.
Эти воодушевляющие данные, касающиеся отскакивающих вселенных, согласуются с другим крупным результатом исследований в области физики. В марте 2025 года данные, полученные спектроскопическим инструментом для исследований тёмной энергии, показали, что скорость расширения Вселенной, судя по всему, замедляется. Если бы эта скорость была постоянной, как учёные полагали ранее, было бы крайне маловероятно, что Вселенная когда-нибудь начнёт сокращаться.
При этом, ничего из вышесказанного недостаточно, чтобы убедить тех, кто скептически относится к теории отскока, а их много. Для отскока требуется множество странных характеристик, вроде отрицательной плотности энергии, которые противоречат важным законам физики. «Я думаю, тот факт, что для инфляции нет необходимости в отдельном механизме отскока, определённо свидетельствует в её пользу», — говорит Гарфинкл.
Оказывается, численная относительность может помочь нам в изучении ещё более невероятной идеи, которая тоже связана с инфляционной теорией. В первые годы развития этой теории учёные осознали, что есть вероятность того, что инфляционное поле может отключаться в некоторых областях, а в некоторых — нет. Таким образом, могут создаваться «пузыри» относительно медленно расширяющегося пространства посреди бушующей инфляции. Все эти пузыри могли произойти от одной и той же сингулярности, но, поскольку пространство между ними расширялось так быстро, они могли стать безвозвратно разделёнными Вселенными. И вот в чём дело: если эти вселенные-малыши образовались вблизи друг от друга, они могли сталкиваться по мере расширения большого инфляционного пространства.
В 2011 году Хиранья Пейрис из Кембриджского университета и её коллеги воспользовались численной относительностью, чтобы смоделировать эффекты подобного космического нашествия и показали, что столкновения должны были оставить шрамы круглой формы в СМВ. Они воспользовались этими результатами для поиска таких отпечатков и обнаружили в небе четыре подходящих региона. Было ли это свидетельством столкновения других вселенных с нашей?
С этими находками была связана немалая определённость. Во-первых, использованные Пейрис модели были более специализированы, чем коды «звезды смерти», созданные недавно Лимом с коллегами. Во-вторых, было неизвестно, с какой скоростью или при каких условиях формировались бы пузыри в ходе инфляции, что означает, что исследователям пришлось полагаться на определённые предположения. Сейчас Пейрис работает над тем, чтобы более детально изучить столкновения пузырей, и эту информацию можно будет использовать для усовершенствования кода числовой относительности для повышения точности вычислений. «Мы пытаемся упрочить физику, используемую в этих прогнозах, — говорит она. — Я не думаю, что это приведёт к тому, что наши старые результаты станут недействительны».
Канадские исследователи уже достигли прогресса в определении того, какие условия с большей долей вероятности могут привести к образованию пузырей. Их теоретическая работа показывает, что пузыри имеют тенденцию вырастать там, где есть высокая плотность, что означает, что шансы их появления варьируются на протяжении космоса. Такого рода информация может быть включена в код для более точного прогнозирования мест возникновения пузырей, что повлияет на степень вероятности их столкновения. Пейрис также участвует в лабораторном эксперименте, имитирующем столкновение вселенных с участием пузырей с использованием экзотического, похожего на жидкость материала, изготовленного из сверх-холодных атомов калия.
Лим, Клаф и Йосу Аурректрексеа из Оксфордского университета недавно опубликовали обзор по численной относительности, который, надеются они, поможет космологам использовать этот метод в полную силу. Клаф говорит, что это — удивительный момент в данном направлении, поскольку сейчас учёные переносят свой код на новые, быстрые чипы. «Те модели, на которые раньше уходили недели, сейчас можно выполнять примерно за день», — говорит она.
Есть даже вероятность того, что метод численной относительности может стать в авангарде поиска теории всего. Лим уже начал исследовать это направление. Взять, к примеру, работу, которую он и его коллеги выполнили в отношении формы инфляционного поля. Большинство типов потенциала, которые они выявили в качестве необходимого для продуцирования инфляции, столкнулись со многими моделями теории струн. «Если вы позволите теории струн генерировать потенциалы в случайном порядке, они, как правило, имеют зубчатую, а не ровную или пологую форму», — говорит Лим. Однако, модели альфа-аттракторов, которые, как они продемонстрировали, согласуются с наблюдениями, можно получить из отдельных версий теории струн.
Свидетельствует ли это о том, что эти аспекты теории струн истинны? Вероятно. Определённо мы можем сказать, что, приподняв завесу Большого взрыва, мы уже получили массу сюрпризов.
Автор статьи — Мириам Френкель (Miriam Frankel).
Перевод — Андрей Прокипчук, «XX2 ВЕК».
Вам также может быть интересно: