Много вселенных из ничего

Павел Амнуэль Много вселенных из ничего

• НАУКА • ДАЛЬНИЙ ПОИСК

Из ничего не выйдет ничего.

Тит Лукреций Кар

В двадцать первом веке очевидные, казалось бы, слова Лукреция сначала поставили под сомнение, а вскоре и вовсе опровергли. Оказывается, можно получить что-то из ничего, если это ничто подчиняется законам квантовой физики. Более того! Космологи пришли к заключению, что вся наша Вселенная могла возникнуть из ничего - из пустоты, вакуума.

Впрочем, в семидесятых годах прошлого века вопрос стоял иначе: почему Вселенная плоская?

Вселенная расширяется, это было известно со времен открытия красного смещения в спектрах галактик. Причину разбегания галактик связывали с Большим взрывом, произошедшим, по тогдашним оценкам, около 10 миллиардов лет назад. Наблюдения не противоречили уравнениям общей теории относительности. Но был важный нюанс.

Согласно уравнениям Эйнштейна, пространство может быть замкнутым (метрика Римана), плоским (евклидовым) или открытым (метрика Лобачевского).

Замкнутое (закрытое) пространство можно изобразить в виде сферы, на поверхности которой мы находимся: сфера имеет конечную площадь, но не имеет границ. «Прямые» линии, проведенные в замкнутом пространстве, непременно пересекутся, а если вы отправитесь путешествовать по прямой, то в конце концов вернетесь в точку, откуда вышли. Сумма углов треугольника, построенного в замкнутом пространстве, всегда больше 180 градусов.

Плоское пространство в двумерной интерпретации - это плоский, бесконечных размеров лист. Именно плоский мир описывал Евклид, именно в плоском мире сумма углов треугольника всегда в точности равна 180 градусам.

Открытое пространство выглядит иначе: в самом простом варианте оно напоминает седло бесконечных размеров. В отличие от закрытого пространства, где нет параллельных прямых, в открытом пространстве существует множество никогда не пересекающихся прямых, а сумма углов треугольника здесь всегда меньше 180 градусов.

Каким является пространство нашей Вселенной - замкнутым, плоским или открытым, - зависит от того, какова полная средняя плотность массы - энергии. При критической плотности (в наши дни она равна приблизительно 10²⁹ г/см³) Вселенная- плоская. Если плотность больше и массы во Вселенной достаточно, чтобы гравитационные силы смогли затормозить и в конце концов вовсе остановить расширение, то Вселенная - замкнутая. Наступает момент, когда расширение прекращается и Вселенная начинает сжиматься. Если в момент Большого взрыва возникает замкнутая Вселенная с плотностью хоть ненамного больше критической, то со временем отличие пространства от плоского возрастает, и в наши дни плотность массы во Вселенной должна быть на много порядков больше критической величины 10*²⁹ г/см³.

Если в момент Большого взрыва плотность массы во Вселенной была хоть ненамного меньше критической, то при расширении эта разница должна возрастать, гравитационные силы не могут справиться с расширением, и оно продолжается вечно. А мы сейчас должны наблюдать, что плотность массы во Вселенной на много порядков меньше критической.

Если же средняя плотность массы в момент Большого взрыва была чрезвычайно близка (или в точности равна) к критической, то в очень далеком будущем расширение Вселенной прекратится, но сжатие после этого так и не начнется - Вселенная навеки застынет. А сейчас средняя плотность массы во Вселенной отличается от критической не очень значительно. По оценкам астрофизиков, сделанным в семидесятые годы, плотность массы во Вселенной, если и отличалась от критической, то максимум на один-два порядка.

Казалось бы, отличие в 10 -100 раз - очень много! На самом деле это не так. Ведь, как уже было сказано, со временем, при расширении, отличие пространства от плоского возрастает, и если сейчас это отличие находится в интервале 10-100 раз, то первоначально, в момент Большого взрыва, оно не могло превышать 10'⁶⁰! Это такая ничтожная величина, что не мог не возникнуть вопрос: неужели кто-то специально «подогнал» параметры так, чтобы Вселенная оказалась плоской?

Конечно, точность наблюдений в семидесятые годы была невысока, среднюю плотность массы удавалось измерить лишь в пределах порядка величины, но порядок этот был близок к ожидаемой плотности плоской Вселенной.