Забудьте все, что вы слышали о начале мира. Не было никакой бесконечной точки, никакой сингулярности. А что же тогда?
Квантовая гравитация рисует совсем другую картину: все началось с горячей фазы, но с конечной плотностью.
Обычно Большой взрыв представляют как рождение Вселенной из точки с бесконечной плотностью. Но у этой идеи есть старый изъян: в сингулярности привычная физика ломается, а расчеты упираются в бесконечности. Новая работа предлагает другой сценарий. Вместо сингулярности ранний космос мог пройти через очень горячую и плотную, но конечную фазу, где гравитация работала иначе.
Квадратичная квантовая гравитация (QQG)
Авторы рассматривают модель под названием «квадратичная квантовая гравитация», или QQG. Это расширение общей теории относительности Эйнштейна: в уравнения добавляют члены, которые почти не влияют на обычные процессы, но становятся важными при колоссальных энергиях. Именно такие условия, по расчетам, существовали в первые мгновения истории Вселенной.
В чем проблема?
Она давно известна. Общая теория относительности отлично описывает движение планет, расширение космоса и поведение черных дыр. Но на предельно малых масштабах и при экстремальной плотности та же теория дает сбой. В модели Большого взрыва плотность и кривизна пространства-времени становятся бесконечными, а для физиков такой результат — не реальное состояние материи, а предел применимости самих формул.
QQG пытается снять это противоречие без отказа от базы, заложенной Эйнштейном. На привычных масштабах гравитация в этой схеме почти не отличается от стандартной. На сверхвысоких энергиях начинают работать квантовые поправки, и именно они, по расчетам авторов, не дают ранней Вселенной свестись к бесконечно плотной точке.
Гладкое начало
В таком сценарии космос начинался с более гладкого состояния. Плотность и температура оставались огромными, но конечными, а пространство-время не рвалось и не схлопывалось в математически бессмысленную сингулярность. Свойства этой ранней фазы зависели от набора частиц и полей, существовавших при экстремальных энергиях.
Инфляция без лишних сущностей
Работа затрагивает и инфляцию — короткий этап очень быстрого расширения Вселенной сразу после рождения. В стандартной космологии для такого ускорения обычно вводят отдельное гипотетическое поле — инфлатон. Прямых подтверждений его существования до сих пор нет. В модели QQG ускоренное расширение возникает как следствие самой гравитации, без дополнительного поля.
За счет этого часть элементов, которые космологи обычно добавляют в описание ранней Вселенной отдельно, здесь появляется из одной и той же теории. Картина становится цельнее: вместо набора независимых допущений появляется общий механизм, который объясняет сразу несколько процессов.
От квантовой гравитации к привычному миру
Дальше схема переходит к знакомой космологии. На экстремально высоких энергиях гравитация подчиняется новым квантовым правилам, а по мере расширения и охлаждения Вселенной постепенно возвращается к виду, который описывает общая теория относительности. После этого космос входит в горячую стадию, заполненную излучением.
Авторы отдельно выделяют эффект асимптотической свободы. Проще говоря: при очень высоких энергиях гравитационное взаимодействие в рамках QQG ведет себя проще, чем можно было ожидать. Благодаря этому переход от необычной ранней фазы к более поздней, хорошо изученной Вселенной получается непрерывным.
Как проверить теорию?
Главный вопрос для любой подобной модели один: можно ли проверить ее наблюдениями? Авторы считают, что да, хотя не в лаборатории. Нужные энергии недостижимы для современных установок, зато следы ранней Вселенной сохранились в космологических сигналах.
Прежде всего речь идет о реликтовом излучении и первичных гравитационных волнах. Оба сигнала несут информацию о самых ранних этапах расширения. Если QQG верно описывает начало космоса, их структура должна немного отличаться от предсказаний стандартных инфляционных моделей.
Особенно важны первичные гравитационные волны. Авторы считают, что новая схема оставляет в них характерные признаки, по которым ее можно будет отличить от более привычных сценариев. Разница может оказаться тонкой, но по мере роста чувствительности приборов будущие наблюдения смогут отсеивать одни модели и подтверждать другие.
Пока QQG остается теоретической конструкцией, а не подтвержденной картиной рождения Вселенной. Но модель убирает одну из самых неудобных проблем современной космологии: вместо начала, где физика перестает работать, появляется ранняя фаза с конечными параметрами и понятной внутренней логикой. Следующий шаг вполне конкретный — искать отличия в реликтовом излучении и в спектре первичных гравитационных волн.