Габриель Венециано. Миф о начале времен Согласно теории струн, Большой взрыв был не началом образования Вселенной, а лишь следствием ее предыдущего состояния.
Был ли Большой взрыв началом времени или Вселенная существовала и до него? Лет десять назад такой вопрос казался нелепым. В размышлениях о том, что было до Большого взрыва, космологи видели не больше смысла, чем в поисках пути, идущего от Северного полюса на север. Но развитие теоретической физики и, в частности, появление теории струн заставило ученых снова задуматься о предначальной эпохе.
Вопрос о начале начал занимал философов и богословов с давних времен. Он переплетается с множеством фундаментальных проблем, нашедших свое отражение в знаменитой картине Поля Гогена "D'ou venons-nous? Que sommes-nous? Ou allons-nous?" ("Откуда мы пришли? Кто мы такие? Куда мы идем?"). Полотно изображает извечный цикл: рождение, жизнь и смерть - происхождение, идентификация и предназначение каждого индивидуума. Пытаясь разобраться в своем происхождении, мы возводим свою родословную к минувшим поколениям, ранним формам жизни и протожизни, химическим элементам, возникшим в молодой Вселенной, и, наконец, к аморфной энергии, некогда заполнявшей пространство. Уходит ли наше фамильное древо корнями в бесконечность или космос так же не вечен, как и мы?
ОБЗОР: СТРУННАЯ КОСМОЛОГИЯ С давних пор философы спорят о том, есть ли у Вселенной определенное происхождение или она существовала всегда. Общая теория относительности подразумевает конечность бытия - расширяющаяся Вселенная должна была возникнуть в результате Большого взрыва.
Однако в самом начале Большого взрыва теория относительности не действовала, поскольку все происходившие в тот момент процессы носили квантовый характер. В теории струн, которая претендует на звание квантовой теории гравитации, вводится новая фундаментальная физическая постоянная - минимальный квант длины. В результате старый сценарий Вселенной, рожденной в Большом взрыве, становится несостоятельным.
Большой взрыв все же имел место, но плотность материи в тот момент не была бесконечной, а Вселенная, возможно, существовала и до него. Симметрия теории струн предполагает, что у времени нет ни начала, ни конца. Вселенная могла возникнуть почти пустой и сформироваться к моменту Большого взрыва или пройти несколько циклов гибели и возрождения. В любом случае эпоха до Большого взрыва оказала огромное влияние на современный космос.
Еще древние греки ожесточенно спорили о происхождении времени. Аристотель отвергал идею о наличии некоего начала, объясняя это тем, что из ничего ничто не возникает. А поскольку Вселенная не могла возникнуть из небытия, значит, она существовала всегда. Таким образом, время должно бесконечно простираться в прошлое и в будущее. Христианские богословы отстаивали противоположную точку зрения. Так, Блаженный Августин утверждал, что Бог существует вне пространства и времени и может создавать их точно так же, как и другие аспекты нашего мира. На вопрос "Что Бог делал прежде, чем создал мир?" знаменитый теолог отвечал: "Время само является частью божьего творения, просто не было никакого прежде!"
Современные космологи пришли к похожему заключению на основании общей теории относительности Эйнштейна, согласно которой пространство и время - мягкие, податливые сущности. Во вселенских масштабах пространство по своей природе динамично: со временем оно расширяется или сокращается, увлекая за собой материю. В 1920-х гг. астрономы подтвердили, что наша Вселенная в настоящее время расширяется: галактики удаляются друг от друга. Из этого следует, что время не может бесконечно простираться в прошлое - еще в 1960-х гг. это доказали Стивен Хокинг (Steven Hawking) и Роджер Пенроуз (Roger Penrose). Если мы будем просматривать космическую историю в обратном порядке, то увидим, как все галактики будто проваливаются в черную дыру и сжимаются в единственную бесконечно малую точку - сингулярность. При этом плотность материи, ее температура и кривизна пространства-времени обращаются в бесконечность. На сингулярности наша космическая родословная обрывается и дальше в прошлое простираться не может.
Странное совпадение
Неизбежная сингулярность представляет собой серьезную космологическую проблему. В частности, она плохо согласуется с высокой степенью однородности и изотропности, которой характеризуется Вселенная в глобальном масштабе. Раз уж космос в широком смысле слова стал всюду одинаковым, значит, между отдаленными областями пространства существовала какая-то связь, координировавшая его свойства. Однако это противоречит старой космологической парадигме.
Давайте рассмотрим, что произошло за 13,7 млрд. лет, прошедших с момента возникновения реликтового излучения. Из-за расширения Вселенной расстояние между галактиками выросло в 10 тыс. раз, тогда как радиус наблюдаемой Вселенной увеличился значительно больше - приблизительно в 1 млн раз (потому что скорость света превышает скорость расширения). Сегодня мы наблюдаем те области Вселенной, которые не могли бы видеть 13,7 млрд. лет назад. Впервые в космической истории свет от наиболее отдаленных галактик достиг Млечного пути.
Тем не менее свойства Млечного пути в основном такие же, как у отдаленных галактик. Если на вечеринке вы встретите двух одинаково одетых людей, то это можно объяснить простым совпадением. Однако если в похожих нарядах будут десять человек - значит, они заранее договорились о форме одежды. Сегодня мы наблюдаем десятки тысяч независимых участков небесной сферы со статистически идентичными характеристиками реликтового фона. Возможно, такие области пространства уже при рождении были одинаковыми, т.е. однородность Вселенной - простое совпадение. Однако физики придумали два более правдоподобных объяснения: на начальной стадии развития Вселенная была либо намного меньше, либо намного старше, чем считалось раньше.
Чаще всего предпочтение отдается первой альтернативе. Считается, что молодая Вселенная прошла период инфляции, т.е. ускоряющегося расширения. До него галактики (точнее, их прародители) были очень плотно упакованы и поэтому стали похожи друг на друга. Во время инфляции они потеряли контакт, ибо свет не успевал за неистовым расширением. Когда инфляция закончилась, расширение начало замедляться и галактики снова оказались в поле зрения друг друга.
Виновницей стремительного инфляционного всплеска физики считают потенциальную энергию, накопленную спустя 10-35 с после Большого взрыва в особом квантовом поле - инфлатоне. Потенциальная энергия, в отличие от массы покоя и кинетической энергии, приводит к гравитационному отталкиванию. Тяготение обычной материи замедляло бы расширение, а инфлатон, напротив, ускорял его. Появившаяся в 1981 г. теория инфляции точно объясняет результаты целого ряда наблюдений (см. специальный репортаж "Четыре ключа к космологии", "В мире науки", №5, 2004 г.). Однако до сих пор не ясно, что представлял собой инфлатон и откуда у него взялось столько потенциальной энергии.
Вторая альтернатива подразумевает отказ от сингулярности. Если время началось не в момент Большого взрыва, а Вселенная возникла задолго до начала нынешнего космического расширения, то у материи было достаточно времени, чтобы плавно самоорганизоваться. Поэтому ученые решили пересмотреть рассуждения, приводящие к мысли о сингулярности.
Весьма сомнительным представляется предположение о том, что теория относительности справедлива всегда. Ведь в ней не учитываются квантовые эффекты, которые должны были доминировать вблизи сингулярности. Чтобы окончательно во всем разобраться, нужно включить общую теорию относительности в квантовую теорию гравитации. Над этой задачей теоретики бились со времен Эйнштейна, но лишь в середине 1980-х гг. дело сдвинулось с мертвой точки.
Эволюция революции
Сегодня рассматриваются два подхода. В теории петлевой квантовой гравитации теория относительности сохраняется по существу нетронутой, изменяется только процедура ее применения в квантовой механике (см. статью Ли Смолина "Атомы пространства и времени", "В мире науки", №4, 2004 г.). В последние годы сторонники петлевой квантовой гравитации добились больших успехов и достигли глубокого понимания, однако их подход недостаточно кардинален для решения фундаментальных проблем квантования тяготения. С похожей проблемой столкнулись специалисты по теории элементарных частиц. В 1934 г. Энрико Ферми (Enrico Fermi) предложил эффективную теорию слабого ядерного взаимодействия, но попытки построить ее квантовый вариант поначалу потерпели фиаско. Требовалась не новая методика, а концептуальные изменения, которые были воплощены в теории электрослабого взаимодействия, предложенной Шелдоном Глэшоу (Sheldon Glashow), Стивеном Вейнбергом (Steven Weinberg) и Абдусом Саламом (Abdus Salam) в конце 1960-х гг.
Более обещающим мне представляется второй подход - теория струн, действительно революционная модификация теории Эйнштейна. Она выросла из модели, предложенной мною в 1968 г. для описания ядерных частиц (протонов и нейтронов) и их взаимодействий. К сожалению, модель оказалась не совсем удачной, и через несколько лет от нее отказались, предпочтя квантовую хромодинамику, согласно которой протоны и нейтроны состоят из кварков. Последние ведут себя так, словно связаны между собой упругими струнами. Изначально теория струн была посвящена описанию струнных свойств ядерного мира. Однако вскоре ее стали рассматривать как возможный вариант объединения общей теории относительности и квантовой механики.
Основная идея состоит в том, что элементарные частицы - не точечные, а бесконечно тонкие одномерные объекты, называемые струнами. Обширное семейство разнообразных элементарных частиц отражено множеством возможных форм колебаний струны. Как же столь бесхитростная теория описывает сложный мир частиц и их взаимодействий? Секрет в так называемой магии квантовых струн. Как только правила квантовой механики применяются к вибрирующей струне, вдоль которой колебания распространяются со скоростью света, у нее появляются новые свойства, тесно связанные с физикой элементарных частиц и космологией.
Во-первых, квантовые струны имеют конечный размер. Обычную (неквантовую) скрипичную струну можно было бы разрезать пополам, затем одну из половинок снова порвать на две части и так далее, пока не получилась бы точечная частица с нулевой массой. Однако принцип неопределенности Гейзенберга не позволяет нам разделить струну на части длиной меньше, чем приблизительно 10-34 м. Мельчайший квант длины обозначается ls и представляет собой природную константу, которая в теории струн стоит в одном ряду со скоростью света c и постоянной Планка h.
Во-вторых, даже безмассовые квантовые струны могут иметь угловой момент. В классической физике тело с нулевой массой не может обладать угловым моментом, поскольку он определяется как произведение скорости, массы и расстояния до оси. Но квантовые флуктуации изменяют ситуацию. Угловой момент крошечной струны может достигать 2h, даже если ее масса равняется нулю, что в точности соответствует свойствам переносчиков всех известных фундаментальных сил, таких как фотон и гравитон. Исторически именно эта особенность углового момента привлекла внимание к теории струн, как к кандидату на звание теории квантовой гравитации.
В-третьих, квантовые струны требуют существования дополнительных пространственных измерений. Классическая скрипичная струна будет колебаться независимо от того, каковы свойства пространства и времени. Квантовая струна более привередлива: уравнения, описывающие ее колебания, остаются непротиворечивыми только в том случае, если пространство-время сильно искривлено (что противоречит наблюдениям) или содержит шесть дополнительных измерений.
В-четвертых, физические постоянные, которые определяют свойства природы и входят в уравнения, отражающие закон Кулона и закон всемирного тяготения, перестают быть независимыми, фиксированными константами. В теории струн их значения динамически задаются полями, похожими на электромагнитное. Возможно, напряженность полей была неодинакова на протяжении различных космологических эпох или в отдаленных областях пространства. Теория струн получит серьезное экспериментальное подтверждение, если ученым удастся зарегистрировать хотя бы незначительное изменение физических констант.
Центральное место в теории струн занимает одно из таких полей - дилатон. Оно определяет общую силу всех взаимодействий. Величину дилатона можно истолковать как размер дополнительного пространственного измерения - 11-го по счету.
Связывание свободных концов
Наконец квантовые струны помогли физикам открыть новый вид природной симметрии - дуализм, который изменяет наше интуитивное представление о том, что происходит, когда объекты становятся чрезвычайно малыми. Я уже ссылался на одну из форм дуализма: обычно длинная струна тяжелее, чем короткая, но если мы попытаемся сделать ее короче фундаментальной длины ls, то она снова начнет тяжелеть.
Поскольку струны могут двигаться более сложными способами, чем точечные частицы, существует и другая форма симметрии - T-дуализм, который выражается в том, что маленькие и большие дополнительные измерения эквивалентны. Рассмотрим замкнутую струну (петлю), расположенную в цилиндрическом пространстве, круговое сечение которого представляет собой одно конечное дополнительное измерение. Струна может не только колебаться, но и вращаться вокруг цилиндра или наматываться на него.
Энергетическая стоимость обоих состояний струны зависит от размеров дополнительного измерения. Энергия наматывания прямо пропорциональна его радиусу: чем больше цилиндр, тем сильнее растягивается струна и тем больше энергии она запасает. С другой стороны, энергия, связанная с вращением, обратно пропорциональна радиусу: цилиндрам большего радиуса соответствуют более длинные волны, а значит, более низкие частоты и меньшие значения энергии. Если большой цилиндр заменить малым, два состояния движения могут поменяться ролями: энергия, связанная с вращением, может быть обеспечена наматыванием и наоборот. Внешний наблюдатель замечает только величину энергии, а не ее происхождение, поэтому для него большой и малый радиусы физически эквивалентны.
Хотя T-дуализм обычно описывается на примере цилиндрических пространств, в которых одно из измерений (окружность) конечно, один из его вариантов применяется к обычным трем измерениям, которые, похоже, простираются безгранично. О расширении бесконечного пространства нужно говорить с осторожностью. Его полный размер не может измениться и остается бесконечным. Но все же оно способно расширяться в том смысле, что расположенные в нем тела (например, галактики) могут удаляться друг от друга. В данном случае значение имеет не размер пространства в целом, а его масштабный коэффициент, в соответствии с которым происходит изменение расстояний между галактиками и их скоплениями, заметное по красному смещению. Согласно принципу T-дуализма, вселенные и с малыми, и с большими масштабными коэффициентами эквивалентны. В уравнениях Эйнштейна такой симметрии нет; она является следствием унификации, заключенной в теории струн, причем центральную роль здесь играет дилатон.
Когда-то бытовало мнение, что T-дуализм присущ только замкнутым струнам, поскольку открытые струны не могут наматываться, так как их концы свободны. В 1995 г. Йозеф Полчински (Joseph Polchinski) из Калифорнийского университета в Санта-Барбаре показал, что принцип T-дуализма применим к открытым струнам в том случае, когда переход от больших радиусов к малым сопровождается изменением условий на концах струны. До этого физики считали, что на концы струн не действуют никакие силы и они абсолютно свободны. Вместе с тем T-дуализм обеспечивается так называемыми граничными условиями Дирихле, при которых концы струн оказываются зафиксированными.
Условия на границе струны могут быть смешанными. Например, электроны могут оказаться струнами, чьи концы закреплены в семи пространственных измерениях, но свободно движутся в пределах трех остальных, образующих подпространство, известное как мембрана Дирихле, или D-мембрана. В 1996 г. Петр Хорава (Petr Horava) из Калифорнийского университета и Эдвард Уиттен (Edward Witten) из Института специальных исследований в Принстоне, штат Нью-Джерси, предположили, что наша Вселенная расположена как раз на такой мембране (см. статьи "Информация в голографической Вселенной", "В мире науки", №11, 2003 г. и "Кто нарушил закон тяготения?", "В мире науки", №5, 2004 г). Наша неспособность воспринимать все 10-мерное великолепие пространства объясняется ограниченной подвижностью электронов и других частиц.
Приручение бесконечности
Все волшебные свойства квантовых струн указывают на то, что они ненавидят бесконечность. Струны не могут стянуться в бесконечно малую точку, и поэтому им несвойственны парадоксы, связанные с коллапсом. Отличие их размера от нуля и новые виды симметрии задают верхние границы для возрастающих физических величин и нижние - для убывающих. Специалисты по теории струн полагают, что, если проигрывать историю Вселенной назад, то кривизна пространства-времени будет расти. Однако она не станет бесконечной, как в традиционной сингулярности Большого взрыва: в некоторый момент ее значение достигнет максимума и снова начнет уменьшаться. До появления теории струн физики отчаянно пытались придумать механизм, который мог бы так чисто устранить сингулярность.
Условия вблизи нулевого момента времени, соответствующего началу Большого взрыва, настолько экстремальны, что никто пока не знает, как решать соответствующие уравнения. Тем не менее специалисты по теории струн берут на себя смелость высказывать догадки о том, что представляла собой Вселенная до Большого взрыва. Сейчас в ходу две модели.
Первую из них, известную как пред-взрывной сценарий, мы начали разрабатывать в 1991 г. В ней принцип Т-дуализма объединяется с более известной симметрией обращения времени, в силу которой физические уравнения работают одинаково хорошо независимо от направления времени. Такая комбинация позволяет говорить о новых возможных вариантах космологии, в которых Вселенная, скажем, за 5 с до Большого взрыва расширялась с такой же скоростью, как и через 5 с после него. Однако изменение скорости расширения в эти моменты происходило в противоположных направлениях: если после Большого взрыва расширение замедлялось, то перед ним - ускорялось. Короче говоря, Большой взрыв, возможно, был не моментом возникновения Вселенной, а просто внезапным переходом от ускорения к замедлению.
Прелесть такой картины состоит в том, что она автоматически подразумевает более глубокое понимание теории инфляции: Вселенная должна была пройти период ускорения, чтобы стать настолько однородной и изотропной. В стандартной теории ускорение после Большого взрыва происходит под действием введенного специально для этой цели инфлатона. В пред-взрывном сценарии оно происходит перед взрывом как естественное следствие новых видов симметрии в теории струн.
В соответствии с такой моделью Вселенная перед Большим взрывом была почти идеальным зеркальным изображением самой себя после него (см. рис.выше). Если Вселенная безгранично устремляется в будущее, в котором ее содержимое разжижается до скудной кашицы, то она также бескрайне простирается и в прошлое. Бесконечно давно она была почти пуста: ее заполнял лишь невероятно разреженный, хаотический газ из излучения и вещества. Силы природы, управляемые дилатоном, были настолько слабы, что частицы этого газа практически не взаимодействовали друг с другом.
Но время шло, силы возрастали и стягивали материю воедино. Случайным образом материя скапливалась в некоторых участках пространства. Там ее плотность в конечном счете стала настолько высокой, что начали образовываться черные дыры. Вещество внутри таких областей оказывалось отрезанным от окружающего пространства, т.е. Вселенная разбивалась на обособленные части.
Внутри черной дыры пространство и время меняются ролями: ее центр - не точка пространства, а момент времени. Падающая в черную дыру материя, приближаясь к центру, становится все более плотной. Но, достигнув максимальных значений, допускаемых теорией струн, плотность, температура и кривизна пространства-времени внезапно начинают уменьшаться. Момент такого реверсирования и есть то, что мы называем Большим взрывом. Внутренность одной из описанных черных дыр и стала нашей Вселенной.
Неудивительно, что столь необычный сценарий вызвал множество споров. Так, Андрей Линде (Andrei Linde) из Стэнфордского университета утверждает, что для того, чтобы такая модель согласовывалась с наблюдениями, Вселенная должна была возникнуть из черной дыры гигантских размеров, значительно больших, чем масштаб длины в теории струн. Но ведь наши уравнения не накладывают никаких ограничений на размер черных дыр. Просто случилось так, что Вселенная сформировалась внутри достаточно большой дыры.
Более серьезное возражение приводят Тибо Дамур (Thibault Damour) из Института высших научных исследований в Бур-сюр-Ив во Франции и Марк Анно (Marc Henneaux) из Брюссельского свободного университета: материя и пространство-время вблизи момента Большого взрыва должны были вести себя хаотически, что наверняка противоречит наблюдаемой регулярности ранней Вселенной. Недавно я предположил, что в таком хаосе мог возникнуть плотный газ из миниатюрных "струнных дыр" - чрезвычайно малых и массивных струн, находящихся на грани превращения в черные дыры. Возможно, в этом содержится ключ к решению проблемы, описанной Дамуром и Анно. Аналогичное предположение было высказано Томасом Бэнксом (Thomas Banks) из Рютгерса и Вилли Фишлером (Willy Fischler) из Техасского университета в Остине. Существуют и другие критические соображения, но нам еще предстоит выяснить, выявляют ли они какие-либо принципиальные недостатки описанной модели.
Соударение мембран
Другая популярная модель, подразумевающая существование Вселенной до Большого взрыва, - экпиротический сценарий (от греч. ekpyrotic - "пришедший из огня"), разработанный три года назад Джастином Каури (Justin Khoury) из Колумбийского университета, Полом Штейнхардтом (Paul Steinhardt) из Принстонского университета, Бартом Оврутом (Burt A. Ovrut) из Пенсильванского университета, Натаном Зейбергом (Nathan Seiberg) из Института углубленных исследований и Нейлом Тьюроком (Neil Turok) из Кембриджского университета. Он основан на предположении, что наша Вселенная - одна из многих D-мембран, дрейфующих в многомерном пространстве. Мембраны притягиваются друг к другу, а когда они сталкиваются, в них может произойти то, что мы называем Большим взрывом.
Не исключено, что коллизии происходят циклически. Две мембраны могут сталкиваться, отскакивать друг от друга, расходиться, притягиваться одна к другой, снова соударяться и так далее. Расходясь после удара, они немного растягиваются, а при очередном сближении снова сжимаются. Когда направление движения мембраны сменяется на противоположное, она расширяется с ускорением, поэтому наблюдаемое ускоряющееся расширение Вселенной может указывать на предстоящее столкновение.
У пред-взрывного и экпиротического сценариев есть общие особенности. Оба они начинаются с большой, холодной, почти пустой Вселенной, и обоим свойственна трудная (и пока нерешенная) проблема перехода от состояния перед Большим взрывом к стадии после него. Математически главное различие между двумя моделями заключается в поведении дилатона. В пред-взрывном сценарии это поле и, соответственно, все силы природы изначально очень слабы и постепенно усиливаются, достигая максимума в момент Большого взрыва. Для экпиротической модели справедливо обратное: столкновение происходит тогда, когда значения сил минимальны.
Разработчики экпиротической схемы вначале надеялись, что слабость сил облегчит процедуру анализа столкновения, однако им приходится иметь дело с высокой кривизной пространства-времени, поэтому пока нельзя однозначно решить, удастся ли избежать сингулярности. Кроме того, этот сценарий должен протекать при весьма специфичных обстоятельствах. Например, перед самым столкновением мембраны должны быть почти идеально параллельны друг другу, иначе вызванный им Большой взрыв будет недостаточно однородным. В циклической версии эта проблема стоит не так остро: последовательные соударения позволили бы мембранам выровняться.
Оставив пока в стороне трудности полного математического обоснования обеих моделей, ученые должны разобраться, удастся ли когда-нибудь проверить их экспериментально. На первый взгляд, описанные сценарии очень похожи на упражнения не в физике, а в метафизике: масса интересных идей, которые никогда не удастся подтвердить или опровергнуть результатами наблюдений. Такой взгляд слишком пессимистичен. Как стадия инфляции, так и довзрывная эпоха должны были оставить после себя артефакты, которые можно заметить и сегодня, например, в небольших вариациях температуры реликтового излучения.
Во-первых, наблюдения показывают, что температурные отклонения были сформированы акустическими волнами за несколько сотен тысяч лет. Регулярность флуктуаций свидетельствует о когерентности звуковых волн. Космологи уже отвергли целый ряд космологических моделей, не способных объяснить волновой синхронизм. Сценарии с инфляцией, эпохой до Большого взрыва и столкновением мембран успешно проходят это первое испытание. В них синфазные волны создаются квантовыми процессами, усилившимися в ходе ускоряющегося космического расширения.
Во-вторых, каждая модель предсказывает разное распределение температурных флуктуаций в зависимости от их углового размера. Оказалось, что большие и малые флуктуации имеют одинаковую амплитуду. (Отступления от этого правила наблюдаются только при очень малых масштабах, в которых изначальные отклонения изменились под действием более поздних процессов.) В инфляционных моделях это распределение воспроизводится с высокой точностью. Во время инфляции кривизна пространства изменялась относительно медленно, так что флуктуации различных размеров возникали в почти одинаковых условиях. Согласно обеим струнным моделям, кривизна менялась быстро. В результате амплитуда мелкомасштабных флуктуаций увеличивалась, однако другие процессы усиливали крупномасштабные отклонения температуры, выравнивая общее распределение. В экпиротическом сценарии этому способствует дополнительное пространственное измерение, разделяющее сталкивающиеся мембраны. В пред-взрывной схеме за выравнивание распределения флуктуации отвечает аксион - квантовое поле, связанное с дилатоном. Короче говоря, все три модели согласуются с результатами наблюдений.
В-третьих, в ранней Вселенной температурные вариации могли возникать из-за флуктуаций плотности вещества и из-за слабых колебаний, вызванных гравитационными волнами. При инфляции обе причины имеют одинаковое значение, а в сценариях со струнами основную роль играют вариации плотности. Гравитационные волны должны были оставить свой отпечаток в поляризации реликтового излучения. Возможно, в будущем его удастся обнаружить с помощью космических обсерваторий, таких как спутник "Планк" Европейского космического агентства.
Четвертая проверка связана с распределением флуктуаций. В инфляционном и экпиротическом сценариях оно описывается законом Гаусса. Вместе с тем предвзрывная модель допускает значительные отклонения от нормального распределения.
Анализ реликтового излучения - не единственный способ проверить рассмотренные теории. Сценарий с эпохой до Большого взрыва подразумевает возникновение случайного фона гравитационных волн в некотором диапазоне частот, который в будущем можно будет обнаружить с помощью гравитационных обсерваторий. Кроме того, поскольку в струнных моделях изменяется дилатон, тесно связанный с электромагнитным полем, им обеим должны быть свойственны крупномасштабные флуктуации магнитного поля. Не исключено, что их остатки можно обнаружить в галактических и межгалактических магнитных полях.
Так когда же началось время? Наука пока не дает окончательного ответа. И все же согласно двум потенциально проверяемым теориям Вселенная - а значит, и время - существовала задолго до Большого взрыва. Если один из этих сценариев соответствует истине, то космос существовал всегда. Возможно, однажды он снова коллапсирует, но не исчезнет никогда.
ОБ АВТОРЕ:
Габриель Венециано (Gabriele Veneziano), физик-теоретик из CERN, создал теорию струн в конце 1960-х гг. Однако вскоре она была признана ошибочной, так как не объясняла всех свойств атомного ядра. Поэтому Венециано занялся квантовой хромодинамикой, в которую внес крупный вклад. Когда в 1980-х гг. о теории струн заговорили как о теории квантовой гравитации, Венециано впервые применил ее к черным дырам и космологии.
http://www.scorcher.ru/art/theory/hokin ... lines3.php
