Знание-сила, 2002 № 10 (904) - [23]

Начало современных представлений о строении и истории вселенной можно датировать моментом появления основополагающей теории гравитации, или «общей теории относительности», разработанной Эйнштейном. На основе этой теории Эйнштейн создал первую теоретическую модель вселенной, которая представляла собой наполненный веществом статичный шар (гравитационное притяжение всех скоплений вещества друг к другу строго компенсировалось искусственно постулированным «полем отталкивания», или «космологической постоянной»). Неустойчивость этой модели – при малейшем отклонении от точной компенсации такая вселенная стягивалась в точку или разлеталась в бесконечность – вынудила теоретиков искать другие возможности, и здесь наиболее обшие решения были найдены Александром Фридманом.

По Фридману, вселенная должна была, действительно, расширяться или сжиматься в зависимости от средней плотности вещества в ней. Открытие Хабблом факта разбегания галактик подтвердило, что наблюдаемая нами часть вселенной как раз расширяется (то есть ее объем равномерно увеличивается). Эго привело к представлению о «начале вселенной», и Георгий Гамов с сотрудниками, исходя из распределения химических элементов в космосе, показали, что такая начальная вселенная'должна была представлять собой сверхплотный и сверхраскаленный комок вещества.

Отсюда родилась идея Биг Бэнга как того взрыва первичного комка, который и привел к наблюдаемому сейчас расширению вселенной. Поскольку средняя плотность вещества во вселенной не поддавалась точному выяснению, можно было думать, что такая расширяющаяся вселенная имеет только два возможных будущих – равномерно расширяться до бесконечности либо, дойдя до определенных размеров, когда гравитация все-таки возьмет верх над инерцией разлета (как в случае брошенного вверх камня), начать сжиматься, все более разогреваясь и уплотняясь (конечный итог такого сжатия получил название Биг Кранч, или Большой Хруст).

Впрочем, в последнее время возобладало мнение, что наша вселенная будет расширяться вечно, поскольку было обнаружено, что она расширяется сейчас не равномерно, а с ускорением, как будто в ней действует какое-то «распирающее» ее поле, превозмогающее гравитацию.

Теоретическое изучение «первичного комка», проведенное Аланом Гутом, показало, что в первые доли мгновенья после Биг Бэнга (в период так называемой инфляции) ускорение, с которым расширялся этот комок, было чудовищно огромным, и это в конечном итоге вызвало его расслоение на непредставимо огромное множество непредставимо огромных участков, или «горизонтов», в одном из которых мы и пребываем сейчас, называя его «нашей вселенной». Инфляционная теория Гута претерпела некоторые изменения, внесенные Андреем Линде и Полом Стейнхардтом, но в целом стала общепринятой в космологии. Но даже в этой «новой инфляционной теории» все равно содержался некий затруднительный пункт.

Как проказали расчеты Хокинга и Пенроуза, вселенная в начальный момент должна была представлять собой не комок вещества определенных размеров, а лишенную размеров особую точку или, как говорят, сингулярность. Особость этой сингулярности состояла в том, что плотность вещества и энергии в ней должна была достигать бесконечности (поскольку размеры ее были равны нулю).

А все уравнения теории Эйнштейна при бесконечных значениях плотности и энергии становятся бессмысленными – физика «исчезает», она более не применима. Мало этого – в такой сингулярности исчезают сами время и пространство. Получается угрюмая картина: вселенная рождается из «нуля», ускоренно расширяется, порождая галактики и другие скопления вещества космических масштабов, и постепенно раздувается до бесконечности, так что плотность вещества устремляется к нулю – и вселенная «сходит на нет», умирает.

Новая теория, предложенная упомянутым Стейнхардтом в сотрудничестве с Нейлом Туроком и другими коллегами, обходит все эти трудности – но ценой полного отказа от привычных представлений о природе вселенной. Начало этому отказу было положено уже давно, в 1920-е годы, когда два физика, Калуца и Клейн, задумали построить теорию еще более общую, чем общая теория относительности, -такую, чтобы ее уравнения описывали не только гравитационное, но и электромагнитное поле. Они показали, что это можно сделать, если считать вселенную не четырех-, а пятимерной (четвертое измерение нашей вселенной – это время). Пятое (пространственное) измерение в такой вселенной оказалось «скрученным само на себя», подобно туго свернутому листу бумаги, который при таком сворачивании становится тонкой трубочкой. Если мысленно вообразить себе такую тонкую трубочку, что, глядя ей в торец, мы видим не кружочек, а практически точку, это и будет аналог «свернутого» пятого измерения в теории Калуцы-Клейна.

Казалось бы, что толку от такого, практически несуществующего измерения? Оказывается, теоретический толк от него громаден. Уравнения Эйнштейна-Максвелла, переписанные для пяти измерений, немедленно привели к предсказанию закона сохранения электрического заряда и к другим содержательным физическим выводам. Но в теории были свои затруднения (она, например, предсказывала, что гравитационная постоянная в законе Ньютона должна меняться со временем), и поэтому она была заброшена.