Вселенная Стивена Хокинга - [100]
Я в основном занимался черными дырами, но предположение о том, что ранняя Вселенная пережила период инфляционного расширения, вновь возродило мой интерес к космологии[69]. Ее размер увеличивался с постоянно растущей скоростью, подобно ценам в магазинах. В 1982 году, основываясь на евклидовом методе, я показал, что такая вселенная не должна быть однородной[70]. Примерно в это же время к такому же выводу пришел советский ученый Вячеслав Муханов, но об этом на Западе узнали гораздо позже.
С Доном Пейджем (крайний слева в заднем ряду), Кипом Торном (третий слева в переднем ряду), Джеймсом Хартлом (крайний справа в переднем ряду) и другими.
Можно было предположить, что такие неоднородности возникли из тепловых флуктуаций под влиянием эффективной температуры в инфляционной вселенной, которую мы с Гари Гиббонсом открыли за восемь лет до этого. Позднее еще несколько ученых пришли к таким же предположениям. По этому поводу я собрал симпозиум в Кембридже, на который пригласил всех основных игроков в данной области. На этой встрече мы сформулировали большую часть наших представлений о современной картине инфляции, включая первостепенный вопрос о плотности флуктуаций, которые дали начало образованию галактик, а значит, и нашему существованию.
Это произошло за десять лет до того, как спутник COBE (Cosmic Background Explorer) зарегистрировал связанные с флуктуациями плотности различия в микроволновом фоне по разным направлениям[71]. И снова в изучении гравитации теория опередила эксперимент. Эти флуктуации были подтверждены данными космического аппарата WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) и спутника Planck, которые полностью совпали с теоретическими предсказаниями[72].
Первоначально сценарий инфляции предполагал, что Вселенная началась с сингулярности Большого взрыва. Предполагалось также, что, начав расширяться, она в силу каких-то причин вошла в состояние инфляции. Я находил такое объяснение весьма далеким от удовлетворительного, потому что, как упоминалось ранее, в сингулярности перестают «работать» все уравнения. А поскольку неизвестно, что же появилось из первичной сингулярности, невозможно и рассчитать, как будет развиваться Вселенная. Космология в этом случае лишалась всякой предсказательной силы. Поэтому нужно было пространство-время без сингулярности, подобное евклидовой версии черной дыры.
Лето после симпозиума в Кембридже я провел в Санта-Барбаре. Там, в недавно созданном Институте теоретической физики, мы с Джимом Хартлом обсуждали, как можно применить евклидов подход к космологии. Евклидов подход предполагает, что квантовое поведение Вселенной задается фейнмановской суммой по некоторому классу историй в мнимом времени. А поскольку мнимое время ведет себя как одно из направлений пространства, истории в мнимом времени могут быть замкнутыми поверхностями, подобно поверхности Земли, не имеющими ни начала, ни конца.
Мы с Джимом решили, что это был наиболее естественный выбор класса историй, а в действительности он оказался единственным естественным выбором. Мы сформулировали допущение об отсутствии границ, согласно которому граничные условия для Вселенной состоят в ее замкнутости и отсутствии границ. Мы предполагали, что начало Вселенной чем-то напоминало Южный полюс Земли, на котором градусы широты играют роль мнимого времени. Начало Вселенной тогда можно представить в виде точки на Южном полюсе. В направлении к северу окружности постоянных широт, представляющих размеры Вселенной, будут расширяться. Таким образом, вопрос о том, что было до начала Вселенной, теряет всякий смысл, потому что нет ничего южнее Южного полюса.
Время, измеряемое градусами широты, будет начинаться на Южном полюсе, но Южный полюс мало чем отличается от любой другой точки на земном шаре. Законы, действующие на Южном полюсе, действуют и в любой другой точке нашей планеты. Это снимает давнее возражение относительно начала Вселенной, в котором якобы обычные законы не действуют. Напротив, теперь начало Вселенной подчинялось общим законам природы. Превратив время в направление пространства, мы сумели обойти научные и философские трудности, связанные со временем, имеющим начало.
Условие отсутствия границ подразумевает спонтанное возникновение Вселенной из ничего. Сначала казалось, что допущение об отсутствии границ не предсказывает достаточной инфляции, однако позже я понял, что вероятность данной конфигурации Вселенной нужно рассматривать с учетом веса по объему этой конфигурации. Не так давно нам с Джимом Хартлом и Томасом Хертогом (еще одним из моих бывших студентов) удалось открыть наличие дуализма между инфляционно расширяющимися вселенными и пространствами, имеющими отрицательную кривизну. Это позволило по-новому сформулировать гипотезу об отсутствии границ и использовать значительные технические наработки, полученные для таких пространств. Теперь согласно этой гипотезе Вселенная зарождается почти полностью гомогенной, лишь с мельчайшими неоднородностями, которые будут расти по мере расширения Вселенной, что приведет к образованию галактик, звезд и всех прочих структур, включая живых существ. Условие отсутствия границ – это ключ к мирозданию, объясняющий причину нашего появления здесь.
