Предчувствия и свершения. Книга 3. Единство

Ведь сам Эйнштейн считал, что ряд обстоятельств требует объединения теории относительности с квантовой теорией. Без этого невозможно, например, понять факт устойчивости атомов. Устойчивость атомов, их длительное существование, заставили Бора признать, что теория Максвелла теряет силу в атомных масштабах. Иначе электроны, входящие в атом, должны излучать электромагнитные волны и, теряя таким образом энергию, упасть на ядро атома. Эйнштейн указывал на то, что электроны, входящие в атом, в соответствии с теорией относительности должны излучать гравитационные волны. А это тоже связано с потерей энергии и гибелью атома. Но атомы не гибнут. Значит, какие-то квантовые запреты препятствуют электронам, находящимся в атомах, излучать гравитационные волны.

Создание квантовой теории гравитации оказалось чрезвычайно трудной задачей. Она не решена до сих пор. Однако первые приближения к ее решению уже реализованы.

Старобинский начал свою статью так: «В настоящее время теория квантовых эффектов в сильных гравитационных полях является уже достаточно развитой, чтобы можно было серьезно поставить вопрос о том, каково было состояние Вселенной до начала ее классического расширения по фридмановскому закону… иными словами — что было до «Большого взрыва»».

Здесь необходимо сделать пояснение: слова до Большого взрыва нужно понимать не буквально, не в смысле «до начала расширения». Старобинский хотел придвинуться к «началу» ближе того рубежа, на котором остановились его предшественники, создавшие стандартные сценарии Большого взрыва.

Вспомним, что непреодолимой и преградой их продвижению была именно необходимость учета квантовых поправок к теории Эйнштейна — Фридмана.

Новым в подходе Старобинскокого была и вторая цель. Он стремился выяснить: сохранились ли до наших дней следы процессов, протекавших на самых ранних этапах эволюции Вселенной? Он хотел получать из своей новой теории выводы, доступные проверке. Мы видели, что до его работы теория Большого взрыва привела лишь к двум результатам, пригодным для проверки: относительное содержание гелия и водорода, а та также температура реликтового излучения. Старобинский уже в 1976 году сделал первую попытку расширить сценарии Большого взрыва, продвинуться ближе к начальным кадрам, изображающим неведомые ранние этапы эволюции Вселенной. Но вычисленная им тогда величина (амплитуда оставшихся с того времени гравитационных в волн) была много ниже чувствительности аппаратуры, имевшейся у физиков.

Теперь Старобинский пошел другим путем. Он построил модель Вселенной, считая, что она вначале находилась в квантовом состоянии внутри очень малого объема. Столь малого, что его кривизна приближалась к планковскому масштабу, с которым мы познакомились выше. А затем начала расширяться. Учет квантовых поправок к теории гравитации Эйнштейна показал, ", что расширение Вселенной не сразу подчинилось классическому фридмановскому закону расширения.

До начала фридмановского расширения Вселенная расширялась ускоренно, так, как это вскоре после опубликования Общей теории относительности предположил В. де Ситтер.

Работы де Ситтера в течение долгого времени оставались вне основного русла развития науки, несмотря на то что они были высоко оценены Эйнштейном, который еще в 1918 году писал, что «мы обязаны (де Ситтеру. — Ц. Р.) глубокими исследованиями в области Общей теории относительности…».

Де Ситтер нашел ряд решений уравнений Общей теории относительности, отличных от первоначальных решений Эйнштейна и Фридмана. Вспомним, что первое из них описывало стационарную Вселенную, а второе — Вселенную, скорость расширения которой с самого начала уменьшается под влиянием гравитационных сил.

Одно из решений, полученных де Ситтером, описывало ускоренное расширение Вселенной. Ускорение быстро увеличивает скорость. Она должна достичь и даже превзойти скорость света, но это противоречит самой теории относительности… Де Ситтер пришел к этому странному решению формальным путем, не ставя вопрос о том, чем вызвано ускоренное расширение Вселенной, когда и почему ускорение прекратится (ведь ускорение должно рано или поздно прекратиться, чтобы скорость расширения не превзошла скорости света). Именно поэтому работа де Ситтера не была продолжена.

Учет квантовых эффектов привел к успеху теории Старобинского. Оказалось, что квантовые поправки непосредственно приводят к быстрому ускорению расширения Вселенной в начале ее эволюции. По мере уменьшения плотности материи и энергии вследствие расширения Вселенной величина квантовых поправок постепенно уменьшается, а вместе с ними постепенно исчезает причина, приводящая к возрастанию скорости расширения. Старобинский назвал стадию ускоренного расширения Вселенной де ситтеровской стадией.