18:40 

Моя лекция по космологии (для тех, кто еще не видел)

istanaro
Lutar e vencer!
Выкладываю упрощенный текст (без формул).

Мы представляем обзор современных космологических концепций -- обсуждаем трудности, создаваемые моделью Большого Взрыва, и их возможные решения в рамках инфляционной теории. Особое внимание уделено модели вечной инфляции. Мы также обсуждаем проблему антропного принципа.





1. Классическая модель Большого Взрыва и ее проблемы

Вселенная долгие годы считалась неизменной. Основной причиной тому была статичность ньютоновской модели (не говоря уж о предшествующих натурфилософских представлениях). Единственной проблемой был парадокс Ольберса: если звезды распределены по Вселенной равномерно (а Вселенная бесконечна), то почему небо не светится равномерно?

Вопрос о динамике Вселенной впервые серьезно встал после того, как Эйнштейн вывел свои уравнения гравитационного поля. Оказалось, что они в изначальном виде не допускают стационарного (не меняющегося во времени) решения. Для того, чтобы было все же возможно стационарное решение, в уравнения был введен так называемый космологический член, характеризуемый космологической постоянной Λ.

Мы предполагаем, что Вселенная имеет форму сферы, и ее радиус в данный момент времени характеризуется масштабным фактором a(t), имеющим смысл радиуса 3-сферы в данный момент времени. Для пустого пространства уравнение Эйнштейна с космологической постоянной в 1924 г. решил голландский астрофизик Виллем де Ситтер, который показал, что Вселенная расширяется экспоненциально при положительной Λ (строго говоря, это -- решение для плоского пространства-времени, для ненулевой кривизны вместо экспоненты в решении будет присутствовать либо гиперболический косинус, либо гиперболический синус, что, впрочем, при большом времени расширения t снова сводится к экспоненте). Отрицательное же значение Λ при отрицательной кривизне может привести к коллапсу Вселенной [2]. В результате мы имеем первый необычный вывод -- пустое пространство все же не является стационарным.

Теперь на время забудем о космологической постоянной и попытаемся решить уравнения Эйнштейна в случае, если она равна нулю. Оказывается, что в этом случае Вселенная расширяется. Это расширяющееся решение впервые обнаружил наш выдающийся соотечественник А.А. Фридман в 1922 г., поэтому мы имеем полное право с гордостью говорить, что космология -- это наша наука (в связи с этим можно вспомнить и такое имя, как А.Д. Линде -- первооткрыватель инфляционного расширения Вселенной, которое мы рассмотрим далее). Как следует из этого решения (подробно проанализировано в книге Ландау и Лифшица "Теория поля" [3]) Вселенная безгранично расширяется в случае, если ее плотность ниже некоторой критической. Эта постоянная определяется из красного смещения в спектрах галактик: согласно наблюдениям, чем дальше от нас галактика, тем меньше частота, на которую приходится максимум ее излучения. Это естественно понимать как проявление эффекта Доплера -- для наблюдателя частота излучения, испускаемого удаляющимся обьектом, всегда меньше, чем если бы тот же обьект покоился, и скорость v удаления от нас галактик, определяемая из эффекта Доплера, связана с расстоянием до нее r как v=Hr. На самом деле H, вероятно, зависит от эпохи эволюции Вселенной, сейчас она равна примерно 100 км/(c×Мпс), и величина t_H=1/H≈15×10^9 лет есть первое приближение возраста Вселенной из ее расширения (другие, более точные оценки дают величину примерно того же порядка). В силу свойств решений уравнений Эйнштейна масштабный фактор a() оказывается зависящим от времени: в пределе низкой плотности (а плотность Вселенной действительно очень низка и по порядку сопоставима с критической) получается a(t)~ t^2/3, что отвечает преобладанию вещества во Вселенной. В начальный же период расширения получается a(t)~ t^1/2, что отвечает преобладанию излучения во Вселенной [2]. Вообще говоря, общее уравнение состояния Вселенной имеет вид p=wρ, где p -- давление, ρ -- плотность, w -- параметр, характеризующий состояние материи (он равен 0 для пылевидной, т.е. имеющей пренебрежимо малую скорость, материи, 1/3 для излучения и -1 для вакуума, описываемого ненулевой космологической постоянной), и в общем случае a(t) )~ t -- в случае вакуума наблюдается экспоненциальный рост (решение де Ситтера).

Как мы уже говорили, если средняя плотность вещества во Вселенной меньше критической, то расширение будет бесконечным (масштабный фактор растет неограниченно), этот сценарий отвечает отрицательной кривизне. Если средняя плотность равна критической, то масштабный фактор асимптотически стремится к некоторому конечному пределу, этот сценарий отвечает нулевой кривизне, если же средняя плотность больше критической, то расширение в некоторый момент должно смениться сжатием, этот сценарий отвечает положительной кривизне.

Наблюдения показывают, что для близкой к нам области Вселенной закономерности, получающиеся из решения Фридмана, вполне удовлетворяются. Наиболее громким успехом фридмановской теории расширения Вселенной было экспериментальное обнаружение предсказанного этой теорией реликтового излучения, которое образовалось на раннем этапе расширения, и с тех пор его температура непрерывно понижалась, составляя сейчас 2.7 К. Однако, как мы увидим дальше, при изучении динамики более далеких областей Вселенной ситуация начинает заметно отличаться. К тому же решения Фридмана плохо определены для момента t=0 ("начала времен") - формально в этом случае Вселенная оказывается сжата в точку с бесконечной плотностью (масштабный фактор равен нулю, о чем говорят приведенные выше пропорциональные зависимости). Естественный вопрос -- а что происходит вблизи этого момента? Ведь бесконечная плотность выглядит физически бессмысленной, а кроме того, почему собственно началось расширение? И другой вопрос -- как учесть квантовые эффекты (которые могли бы сильно изменить картину).

На эти вопросы, а также на ряд других (например, почему средняя плотность материи во Вселенной так близка к критической, почему Вселенная однородна и изотропна в больших масштабах, почему вещество преобладает над антивеществом) отвечает инфляционная теория расширения Вселенной, разработанная другим нашим выдающимся соотечественником -- А.Д. Линде [3].

2. Инфляционное расширение Вселенной

Смысл инфляционной теории расширения Вселенной состоит в следующем. Как мы уже говорили, гравитация -- это квантовое поле, описываемое метрическим тензором. Это поле задано в вакууме (вопреки расхожему мнению, квантовый вакуум -- это не состояние, "где ничего нет", а состояние с наинизшей энергией). Как мы знаем из квантовой механики, энергия физической системы может колебаться на величину ΔE в течение времени t, лишь бы выполнялось условие t×ΔE ħ. Поэтому в вакууме всегда появляются на краткое время и исчезают конфигурации виртуальных частиц, флуктуации квантовых полей и т.д. Вследствие этих флуктуаций вполне мог возникнуть "шарик", состояние (прежде всего, плотность энергии) которого отличается от окружающего пространства (вакуума), с диаметром порядка планковской длины (l_pl=10^-33 см) -- планковская длина представляет собой характерный размер таких флуктуаций -- и при этом с очень нетривиальной динамикой, проявляющейся в необычном уравнении состояния -- этот "шарик" должен расширяться экспоненциально быстро: a(t)~ e^(kt). Это чрезвычайно бурное расширение (по сравнению со степенным расширением, следующим из решений Фридмана) получило название инфляционного расширения (как было показано в [3], при этом расширении за время 10^-35 секунды масштабный фактор увеличился чрезвычайно резко -- и если согласно первым версиям инфляционной модели увеличение составило 29 порядков, с 10^-33 см до 10^-4 см, то оценка, данная в [3] дает увеличение на 60000 порядков, так что однородная область Вселенной в диаметре составляет 1060000 см, а некоторые оценки дают увеличение ни больше ни меньше как на 10^12 порядков -- см. [4]): "инфляция" в переводе с латинского значит "накачивание", "вздутие" (так, инфляция в экономике – это "накачивание" количества денег в обращении), и "шарик", являющийся нашей областью Вселенной, также чрезвычайно быстро расширился (причем экзотические частицы типа монополей Дирака -- частиц с магнитным зарядом -- а также все остальные неоднородности оказываются выброшенными на "поверхность" "шарика", то есть экспоненциально далеко в силу очень быстрого расширения). Это расширение является сверхсветовым, в результате при расширении возникает горизонт событий, окружающий нашу область Вселенной (сейчас он составляет примерно 10^28 см), в силу чего мы не видим того, что находится за ним (т.е. мы как бы со всех сторон окружены черной дырой). Более того, с ростом радиуса, конечно, убывает кривизна, и так как расширение очень сильное, то кривизна наблюдаемой части Вселенной близка к нулю (чем больше радиус шар, тем меньше его кривизна). Затем произошел фазовый переход (изменение закона, описывающего состояние, подобно том, как вода в состоянии льда и в состоянии жидкости подчиняются разным уравнениям состояния), обусловленный падением температуры Вселенной ниже некоего предела, и с этого момента расширение Вселенной стало описываться уже другим, "классическим" (то есть фридмановским) уравнением (4), причем со всеми его следствиями, описанными в [1] (замедляющееся расширение и т.д).

Механизм фазового перехода в общих чертах состоит в следующем. Как мы знаем, вакуум -- это состояние с наименьшей энергией (для поля, как и для частиц, имеет смысл говорить о потенциальной и кинетической энергией; нас больше интересует потенциальная энергия, так как кинетическая энергия всегда неотрицательна, зависит от производных полей и при постоянных полях равна нулю). Типичная форма потенциальной энергии поля φ зависит от температуры,
и если температура выше критической, то у потенциальной энергии только один минимум, иначе -- два (процесс случайного выбора между этими двумя минимумами называется спонтанным нарушением симметрии, в данном случае нарушается симметрия относительно замены φ→-φ; в реально используемых моделях, отвечающих обьединению фундаментальных взаимодействий, похожим образом нарушается симметрия между полями, отвечающими за электромагнитное и слабое взаимодействия). Поэтому при росте температуры структура минимумов меняется, при критической температуре происходит скачкообразный переход в состояние, в котором меняется профиль потенциальной энергии -- т.е. при понижении температуры минимум скачкообразно перестает быть минимумом, соответственно, скачкообразно меняется картина уровней энергии, которые отсчитываются от минимума – и вся динамика теории.

Фазовый переход при 10^-35 секунды обычно ассоциируется с тем, что с этого момента возникла барионная асимметрия, то есть преобладание вещества над антивеществом (частицы антивещества наблюдаются в космических лучах, но целых звезд, галактик и т.д. из антивещества никто не наблюдал). Эта барионная асимметрия является следствием недавно обнаруженного нарушения С- и СР-симметрии, имеющего место при очень высоких энергиях, т.е. в результате определенных реакций частицы образуются с заметно большей вероятностью, чем античастицы (С-симметрия есть инвариантность относительно замены частиц на античастицы, а СР-симметрия -- относительно одновременной замены частиц на античастицы и пространственного отражения), а также нарушения закона сохранения барионного числа (барионами называются частицы, состоящие из трех кварков, например, протон и нейтрон; ранее считалось, что барионное число, т.е. число барионов минус число их античастиц, всегда сохраняется, однако, это оказалось неверным -- были обнаружены распады кварков, в результате которых кварки превращаются в лептоны, и барионное число не сохраняется) [2]. При охлаждении до еще более низких температур происходят последующие фазовые переходы, в результате одного из которых возникают протоны и нейтроны, а затем флуктуации плотности (т.е. концентрации плотности вещества, всегда возникающие в достаточно большом обьеме Вселенной) приводят к образованию звезд и галактик, а также планетных систем и всего, что там находится.


Таким образом, в рамках инфляционной космологии удалось решить проблему сингулярности (действительно, в силу того, что мы имеем дело с флуктуациями, имеющими размер порядка планковской длины, "точечного" обьекта просто нет) и проблему барионной асимметрии. Практически ясно и почему Вселенная однородна и изотропна -- просто ввиду симметрии решения (т.е. симметрии расширяющегося "шарика"). Несколько труднее оказалось решить проблему близости плотности Вселенной к критической (ее решение требует более сложных рассуждений в рамках инфляционной модели, которые в общих чертах сводятся к тому, что по мере расширения Вселенной плотность материи росла за счет синтеза частиц и античастиц, а плотность энергии, вызванная кривизной (которая на начальном этапе очень велика и имеет знак минус, и, собственно, именно в силу отрицательной кривизны возможно расширение) убывала по своей абсолютной величине, в результате в некоторый момент они практически уравновесили друг друга, см. [2]). Одно из наиболее красивых следствий инфляционной космологии -- концепция так называемой вечной инфляции [5,6]. Согласно этой идее, вне нашей Вселенной (т.е. вне нашего "шарика") всегда будут где-то существовать области с высокой плотностью, удовлетворяющие инфляционному уравнению состояния и соответственно инфляционно расширяющиеся -- правда, информационное сообщение с ними все равно будет невозможным, так как они удаляются от нас со скоростью больше скорости света (как и все вне нашего "шарика"). В результате возникает идея о существовании так называемых мультивселенных (множественности Вселенных) [7], которая предполагается быть примененной для решения самых разных проблем, таких, как обоснование антропного принципа или обьяснение, почему значения фундаментальных констант именно такие (см. дискуссию в [8]) -- в принципе, примерно о том же говорит и концепция самовосстанавливающейся Вселенной [3], согласно которой на границе любой "инфлирующей" области из-за флуктуаций будут возникать концентрации плотности, порождающие новые "инфлирующие" области. Стоит отметить, что эта концепция имеет также ряд нетривиальных мотиваций, проистекающих из теории струн [9] (в частности, некоторые из этих выводов приводят к тому, что только различие в параметрах струн способно порождать около 10^120 различных Вселенных).

3. Проблемы темной материи и темной энергии. Ускоряющееся расширение Вселенной.

Наблюдения последних примерно десяти лет привели к началу нового пересмотра представлений об эволюции Вселенной. Если ранее предполагалось, что наблюдаемая масса (и соответственно энергия) Вселенной сконцентрирована в “обычной” барионной материи – в планетах, звездах, галактиках, межзвездном газе, а также небольшая доля -- в излучении, то последние наблюдения (см., напр., [10,11]) показывают, что на “обычную” материю приходится всего 5% массы Вселенной. Что касается остальных 95%, то они распределены между “темной материей” -- по современным гипотезам она состоит из предсказанных, но пока не обнаруженных элементарных частиц, таких, как, например, хиггсовские бозоны, суперпартнеры (частицы, предсказанные суперсимметрией), монополи Дирака, на “темную материю” приходится около 25% -- и “темной энергией”, которую ни с какими частицами не ассоциируют, но на которую приходится около 70% энергии Вселенной. “Темная энергия” по современным предположениям чаще всего ассоциируется с уже упомянутой космологической постоянной (можно вспомнить решение де Ситтера, согласно которому пустое пространство с ненулевой космологической постоянной экспоненциально расширяется), однако с космологической постоянной связана следующая фундаментальная проблема. Космологическая постоянная слишком мала -- и если сравнить ее наблюдаемое значение со значением, предсказываемым из феноменологических оценок, то окажется, что результат, полученный на основе наблюдений, меньше результата, полученного теоретически, на 120 порядков! (см., напр., [2,10]). Эта проблема называется проблемой иерархии масс.

Напомним и важный вывод, полученный в последнее время на основе астрономических наблюдений, который состоит в том, что плотность Вселенной чрезвычайно близка к критической, а кривизна -- к нулю (т.е. Вселенная -- почти плоская) [2,11]. Причем, результаты последних наблюдений дают пусть очень малую, но все же положительную кривизну [12]. Это, в свою очередь, приводит к выводу о замкнутости наблюдаемой части Вселенной (что, однако, вовсе не обязано означать, что у нее есть границы – так, сфера замкнута, но границ на ней нет).

Но еще более нетривиальный вывод последних лет был связан с тем, что, согласно наблюдениям за сверхновыми звездами (которые рассматриваются как “стандартные свечи” в силу того, что определенные характеристики динамики их излучения, наблюдаемого нами, например, соотношение между максимальной интенсивностью излучения и длительностью процесса, зависят только от расстояния до них, но не от их массы), Вселенная и на сегодняшнем этапе расширяется не с замедлением, а с ускорением [13]! Этот вывод перевернул современную космологию -- иногда даже приходилось слышать о "новой инфляционной эпохе" в эволюции Вселенной.

Разумное обьяснение ускорению расширения Вселенной дает только существование “темной энергии”, которая как раз и ответственна за расширение, обладая нестандартным уравнением состояния (если бы во Вселенной была только материя, то, как следует из решений Фридмана, на современном, неинфляционном этапе эволюции Вселенной расширение бы происходило с замедлением), и, как указано в [13], наиболее естественно ее ассоциировать с космологической постоянной, которая как раз и дает экспоненциальное расширение (этот вывод, как мы уже упоминали, впервые был получен де Ситтером). Существуют, впрочем, и альтернативные теории, обьясняющие ускорение расширения Вселенной (и, соответственно, “темную энергию”), среди них наиболее значимая -- модель квинтэссенции. В основе нее лежит предположение о том, что ускоряющееся расширение обусловлено взаимодействием гравитации и некоего скалярного поля чрезвычайно малой массы (около 10^-33 эВ), которая предположительно позволяет избежать характерной для модели космологической постоянной проблемы иерархии масс (это достоинство, в частности, отмечено в [10]). Однако вместо этой проблемы возникает проблема чрезвычайной малости массы данного скалярного поля, которую также очень трудно обьяснить из общих принципов [14], таким образом фактически одна проблема иерархии заменяется на другую.

Другие теории, обьясняющие 'темную энергию' -- это гипотеза о зависимости космологической постоянной от времени, гипотеза о присутствии во Вселенной так называемой X-материи с нестандартным уравнением состояния типа (5), но с коэффициентом ω, лежащим в интервале от -1 до 0, или материи, удовлетворяющей уравнению, характерному для газа Чаплыгина. Анализ сравнительных достоинств этих моделей представлен в [15].


4. Проблема антропного принципа

Одна из бурно обсуждаемых проблем современной теоретической физики -- это проблема того, почему значения фундаментальных констант (а также масс элементарных частиц и еще некоторых параметров) именно такие. Одно из наиболее популярных решений этой проблемы основывается на антропном принципе (см. напр. [4]), согласно которому значения фундаментальных констант таковы, потому что иначе не могла бы существовать разумная жизнь в известной нам форме. В основе этого принципа -- ряд довольно простых наблюдений. Например, довольно легко показать, что если размерность пространства-времени отличается от четырех, и при этом все измерения равноправны, то невозможно существование стабильных орбит планет (существование дополнительных компактных, т.е. имеющих ограниченный размер, измерений пространства-времени проблем не создает, на этом основана теория струн), поэтому "нормальных" измерений пространства-времени может быть только 4. Похожие выводы могут быть сделаны, например, относительно массы электрона или постоянной тонкой структуры, а также и многих других констант (например, отличие их от наблюдаемых значений могло бы привести к нестабильности атомов, к невозможности существования во Вселенной иных химических элементов, кроме водорода и т.д.). Согласно [8], антропный принцип может быть сформулирован в двух формах – слабой и сильной. Слабая форма утверждает: в нашей Вселенной на данном интервале времени фундаментальные константы имеют значения, при которых возможно существование наблюдателя. Сильная же форма говорит, что всегда будет существовать какой-либо интервал Вселенной (или какая-нибудь из Вселенных, если принимать в расчет концепцию "мультивселенных" [6,7]), где будут именно такие значения фундаментальных констант, которые допускают существование наблюдателя.

Хотя антропный принцип кажется не очень серьезным решением проблемы (как говорится в [4], кажется, что он "не излечивает проблему, а действует как обезболивающее средство"), он имеет серьезные основания в инфляционной теории расширения Вселенной. А именно, если обратиться к идее мультивселенных, или вечной инфляции [5] (что, как мы уже отмечали, на языке инфляционной космологии описывается как расширение сразу многих "шариков", образовавшихся за счет флуктуаций вакуума, точнее, некоторого поля, причем эта ситуация возможна во все эпохи), то вероятность того, что в одном или нескольких из них будут приемлемые значения фундаментальных констант, будет явно ненулевой. Значения же фундаментальных констант будут определяться значениями вакуума (минимального уровня энергии упомянутого поля), которые в разных участках Вселенной будут разными. В результате все фундаментальные константы зависят от очень небольшого числа параметров теории, описывающей данное поле (в том числе параметров вакуума -- дело в том, что состояние вакуума, отвечающее наименьшей энергии, во многих теориях поля не единственно и может быть охарактеризовано неким набором параметров, собственно, с выбором вакуума и связано спонтанное нарушение симметрии, описанное ранее) -- и возникает множество Вселенных со своими константами, распределенными по определенному вероятностному закону. Более того, в [4,7] представлены расчеты вероятности того, что различные постоянные постоянные имеют определенные значения. Поэтому вероятность того, что все фундаментальные константы в каком-либо из миров будут "подходящими", оказывается ненулевой. Стоит отметить, что эта идея хорошо согласуется с эвереттовской концепцией волновой функции Вселенной, приведшей к многомировой интерпретации квантовой механики [16]. Таким образом, многомировая интерпретация из своего рода логической игры превратилась в теорию, имеющую непосредственные космологические приложения.


5. Нестандартные теории расширения Вселенной

Помимо инфляционной теории, на которой было построено предыдущее изложение, существуют и другие теории, пытающиеся обьяснить ускорение расширения Вселенной. Одной из них является теория так называемой "вспыхивающей" (ekpyrotic) Вселенной [17]. В основе этой теории лежит предположение, что наше пространство вложено в некое пространство большей на единицу размерности, причем дополнительное измерение -- ограничено в своем размере. На двух границах (относительно дополнительного измерения) этого пространства находятся обьекты, аналогичные нашему пространству и являющиеся как бы «основаниями» обьема пространства большей размерности (они ограничивают его подобно тому, как основания ограничивают цилиндр), один из этих обьектов и есть наше пространство. Эти обьекты называются бранами (от слова «мембрана» -- если бы у пространства было два «обычных» измерения, то ограничивающие его «основания» были бы поверхностями оснований цилиндра -- мембранами). В этом пространстве большей размерности задано гравитационное поле (в то же время все остальные поля заданы только внутри бран). При решении уравнений Эйнштейна оказывается, что константы теории определяются размером дополнительного измерения пространства. Процесс расширения Вселенной в этом случае начинается со столкновения одной избран-«оснований» с некоей третьей браной, находящейся между двумя «основаниями», причем в результате возникновение Вселенной происходит без инфляции [18]: энергия, выделяемая вследствие столкновения ("вспышки", откуда происходит и название модели), превращается в материю и излучение с энергией много большей, чем характерная энергия Великого обьединения (и энергия, при которой кончается инфляционная фаза расширения Вселенной согласно инфляционной модели). Затем эволюция в бране-“основании” идет согласно обычной модели (образование элементарных частиц, ядер, атомов...). Авторы [18] отмечают ряд достоинств своей теории, таких, как, например, отсутствие сверхсветового расширения, характерного для инфляционной модели. Однако следует отметить, что последнее время интерес к этой теории расширения Вселенной несколько меньше, чем к инфляционной. Возможно, это связано с ее сложностью (одним из ее оснований является М-теория [19] -- теория, которая должна быть дальнейшим развитием теории струн, но пока далека от завершения), а возможно, что и с некоторой надуманностью всей модели в целом.

Еще одна необычная теория связана с непостоянством скорости света. Идея ее непостоянства была введена в работах португальского физика Ж. Магуэйжо [20], причем в этих работах утверждалось, что непостоянство скорости света может эффективно решать основные космологические проблемы -- проблему однородности и изотропности Вселенной, проблему космологической постоянной, проблему близости плотности Вселенной к критической. Привлекательность этой идеи связана с тем, что она может быть соотнесена с выводом о непостоянстве скорости света, предсказываемом некоммутативной теорией поля [21]. Стоит заметить, что на инфляционном этапе расширения некоммутативные эффекты должны приниматься в расчет, так как характерная дистанция, на которой они проявляются, составляет примерно 10-19 м, в то время как инфляционное расширение начинается на меньших дистанциях. Соответствие некоммутативных эффектов и переменной скорости света обсуждается также в [22].


6. Заключение

Мы представили обзор современных теорий расширения Вселенной. Выводы этих теорий, которые наверняка еще окажут очень сильное влияние на философию и культуру человечества, кажутся очень парадоксальными. С одной стороны, эти выводы очень красивы. Особенно очаровывает концепция вечной инфляции, которую некоторые популяризаторы охарактеризовывают как идею "вечно юной Вселенной", гораздо более жизнерадостную, чем следующий из некоторых моделей постепенный распад всего и вся на электроны, позитроны и фотоны (в книге [3] такой сценарий назван "лептонной пустыней"). К тому же вечная инфляция и связанная с ней множественность миров вызывает ассоциации с встречающимся у Х. Л. Борхеса ("Вавилонская библиотека", "Сад расходящихся тропок") мотивом, что в мире возможны все представимые сценарии, "ответвляющиеся" друг от друга (так и вспоминается гарднеровское -- "А в каком-то мире живут Том Сойер и Гек Финн...", а в каком-то мире живут, соответственно, и эльфы...). С другой стороны, эти выводы не вмещаются в здравый смысл и привычные представления. Это, как известно, одним нравится, а другим не очень -- и поэтому выводы этих теорий вызвали у некоторых консервативных околонаучных публицистов желание заявить, что присутствие большого количества совершенно различных теорий эволюции Вселенной говорит о том, что все они -- полная чушь, а правильное решение лежит в духе примитивного креационизма, "6 дней творения по 24 часа" (этот вывод, впрочем, не является обоснованным и признанным не только с научной, но и с богословской точки зрения -- по поводу богословского обоснования эволюции см. [23]), а, к примеру, у автора этих строк и у автора статьи [10] -- синхронную ассоциацию со знаменитой фразой Нильса Бора: "Достаточно ли теория безумна, чтобы быть правильной!". Какая теория окажется более истинной -- покажет будущее. Но почему-то кажется, что основной чертой этой теории будет ее красота. И именно в этой красоте будет состоять фундаментальный смысл создания и существования мира.


Автор признателен Эльвинг за сопереживание и самые теплые чувства, благодаря которым появился этот текст. Кроме того, автор признателен профессорам Л. Амендоле и Ж. А. С. де Лиме за вдохновляющие дискуссии.


Библиография.

[1] Л.Д. Ландау, Е.М. Лифшиц. Теория поля. М., 1973.


[2] S. Carroll. TASI lectures: Cosmology for String Theorists, hep-th/0011110.



[3] А.Д. Линде. Физика элементарных частиц и инфляционная космология. М., Наука, 1988.


[4] A. Linde. Inflation, Quantum Cosmology and the Anthropic Principle, hep-th/0211048.


[5] A. Gut. Eternal Inflation, astro-ph/0101507; A. Borde, A. Vilenkin, Phys. Rev. Lett. 72, 3205 (1994), gr-qc/9312022; A. D. Linde, Mod. Phys. Lett. A1, 81 (1986).


[6] A. Vilenkin, Phys. Rev. D27, 2848 (1983); Phys. Rev. D52, 3365 (1995), gr-qc/9505031.


[7] W. R. Stoeger, G. F. R. Ellis, U. Kirchner. Multiverses and Cosmology: Philosophical Issues, astro-ph/0407329.


[8] L. Smolin. Three Roads in Quantum Gravity, Perseus Books Group, 2002; Scientific Alternatives to the Anthropic Principle, hep-th/0407213.


[9] L. Susskind. The Antropic Landscape of String Theory, hep-th/0302219.


[10] L. Amendola. Coupled Quintessence, astro-ph/9908023.


[11] A. G. Riess et al. Observational Evidence from Supernovae for an Accelerated Universe and a Cosmological Constant, Astron. J. 116, 1009 (1998), astro-ph/9805201.


[12] P. Lehoucq, M. Lachieze-Rey, J.-P. Luminet. Cosmic Crystallography, Astron. Astrophys. 33, 339 (1996), gr-qc/9604050.


[13] S. Carroll. The Cosmological Constant, astro-ph/0004075.


[14] S. Carroll. Why is the Universe Accelerating?, astro-ph/0310342.


[15] J. A. S. de Lima. Alternative Dark Energy Models: an Overview, astro-ph/0402109.


[16] H. Everett. Rev. Mod. Phys., 1957, vol. 29, p. 454; J. A. Wheeler. Rev. Mod. Phys., 1957, vol. 29, p. 462.


[17] L. Randall, R. Sundrum, A Large Mass Hierarchy from a Small Extra Dimension, hep-th/9905221; An Alternative to Compactification, hep-th/9906064.


[18] J. Khoury, B. Ovrut, P. J. Steinhardt, N. Turok. The Ekpyrotic Universe: Colliding Branes and the Origin of the Hot Big Bang, hep-th/0103239.


[19] M. Dine. TASI Lectures on M theory Phenomenology, hep-th/0003175.


[20] A. Albrecht, J. Magueijo. A Time Varying Speed of Light as a Solution to Cosmological Puzzles, astro-ph/9811018; J. D. Barrow, J. Magueijo. Varying-α Theories and Solutions to the Cosmological Problems, astro-ph/9811072.


[21] M. Douglas, N. Nekrasov. Noncommutative Field Theory, hep-th/0106048.


[22] S. Alexander, J. Magueijo. Noncommutative geometry as a realization of variable speed of light cosmology, hep-th/0104093.


[23] Той повеле, и создашася. Клин, Христианская жизнь, 1999.



Можно ознакомиться с полным текстом здесь: ru-dekanat.livejournal.com/2277.html , ru-dekanat.livejournal.com/2557.html .

URL
   

Звёзды нас ждут

главная