7.2. Неравновесность и инфляция.

 

Все вышеописанные космологические проблемы должны рассматриваться или хотя бы принципиально взаимоувязываться в рамках некоторой общей теоретической парадигмы. Представляется, что должна существовать единая, ключевая идея, дающая основу для качественного и, возможно, количественного рассмотрения механизма физических процессов, решающего одновременно все четыре проблемы. Конечно, есть аргументы как «за», так и «против» такого методологического обобщения, приведения к «единому знаменателю», возможно, совершенно не связанных между собой явлений. В философском плане мы, по-видимому, вновь, вслед за античными учеными и их последователями, включая основоположников современной физики, приходим к идее исходной абстракции – некоторой сущности, потенциально содержащей в себе громадное количество проявлений. Исходно эта «сама-в-себе-сущность» неструктурирована, пути и формы структуризации содержатся в ней не реально, а потенциально. Для изучения космологических проблем применим и другой методологический подход: можно рассматривать происходящее, как результат взаимодействия нескольких факторов, или, в пределе, даже бесконечного их числа, хотя эти факторы, конечно, тоже должны быть как-то унифицированы. Можно ли вообще обойтись без исходной абстракции или, в физическом смысле, без ключевой идеи? Представляется, что на каком-либо из этапов познания неизбежно появляется необходимость введения некоего обобщающего понятия. Остается лишь не вполне ясным, отражает ли эта необходимость непосредственно саму природу и объективные фундаментальные закономерности в ней, или же только наш характер мышления, хотя, возможно, характер мышления человека в значительной степени, или даже полностью, определяется именно фундаментальными физическими явлениями природы.

Фактически суперструнная или преонная программы в теории элементарных частиц тоже представляют собой попытки унификации, но в этих случаях речь идет о формулировке единой унифицирующей идейной основы для внутренних понятий теории. В теории же сверхранней Вселенной нам нужно говорить о реальном мире, о решении проблем, в существовании которых мы убеждены экспериментально. Сегодня, после эпохи «бури и натиска» в теоретической космологии последних десятилетий, представляется, что решение всех вышеперечисленных концептуальных (глобальных) космологических проблем может быть найдено в рамках гипотезы о существовании резко неравновесной стадии эволюции Вселенной. Свойства этой стадии невозможно описать в равновесной или локально равновесной термодинамике. Поясним, что речь, конечно, идет именно о неравновесном состоянии вакуума. Однако эта первая и важнейшая идея окажется работоспособной только в том случае, если она предложит естественное решение проблемы горизонта событий во Вселенной. Разумеется, теория неравновесного вакуума предполагает замкнутость Вселенной, когда ее объем конечен, хотя и очень велик (нашими наблюдениями, скорее всего, охватывается только ее малая часть). Решение глобальных проблем в бесконечной Вселенной, по-видимому, вообще невозможно силами и разумом человека, так как бесконечность можно ввести в теорию формально, как данность, но ее нельзя осмыслить операционально.

Проблема горизонта событий в замкнутой Вселенной решается следующим образом: в начале эволюции замкнутая Вселенная была почти пуста и размер ее был мал, ее радиус был порядка планковского размера, «кванта пространства» L_Pl = 10^-33 см. В такой Вселенной причинно-следственные отношения устанавливаются за «квант времени» t_Pl = L_Pl/c, то есть, с классической точки зрения, сразу после момента ее образования. Далее предполагается, что в результате сильно неравновесного процесса на уровне вакуума Вселенная, оставаясь практически пустой, резко расширяется. Такой процесс быстрого расширения Вселенной, ее «раздувания», принято называть инфляцией (inflatio по латыни – вздутие, раздувание). Именно вакуум в резко неравновесном состоянии обеспечивает столь быстрое расширение. Вспомним, что вакуум есть система со специфическим уравнением состояния и его плотность энергии почти постоянна. Эти сведения относятся к равновесному вакууму, но, как было установлено в теоретических исследованиях последних десятилетий, такими же импульсно-энергетическими свойствами обладает и неравновесный вакуум. Оказалось, что в этом состоянии вакуум имеет громадную положительную энергию. В теории Эйнштейна это соответствует и громадной величине постоянной Хаббла, что и означает быстрое расширение Вселенной в стадии резко неравновесного вакуума. Вместе с тем, необходимо учитывать, что, поскольку плотность энергии вакуума постоянна, многократное возрастание объема Вселенной приводит и к росту полной энергии вакуума. Как же в данном случае должен выглядеть закон сохранения энергии, не нарушается ли он? Нет, здесь все в порядке, нужно только не забывать, что и само гравитационное поле есть носитель энергии. Теория Эйнштейна обладает удивительным свойством: полная энергия замкнутой Вселенной с учетом энергии вакуума в любом его состоянии, энергии частиц и энергии глобального гравитационного поля точно равна нулю, какие бы процессы ни происходили в системе. Подчеркнем: энергия частиц материи всегда положительна, но энергия вакуума может иметь любой знак, так, если он находится в одном из равновесных состояний, как правило, его подсистемы типа КГК и ХК имеют отрицательную энергию, система же «кротовых нор» –– положительную. Впрочем, в неравновесном состоянии это может быть не так. Ясно лишь, что, если подсистема типа ХК имеет положительную энергию, то вакуум точно неравновесен. Энергия же глобального гравитационного поля всегда меньше нуля. Точнее, при быстром расширении положительная полная энергия вакуума резко возрастает по модулю, но так же растет по модулю и отрицательная энергия гравитационного поля. Баланс энергий во Вселенной не нарушается, то есть перераспределение энергии в замкнутом объеме Вселенной может происходить как угодно, но полная ее энергия будет равна нулю. В этом проявляется именно закон природы, это результат действия некоего принципа, а не тонкой подстройки субструктур, как это имеет место в проблеме малости - члена. В последнем случае, при учете чисто вакуумных процессов идет именно подстройка параметров вакуумных структур, их согласованная эволюция, закон которой, в отличие от законов теории гравитации, нам пока не известен.

Давайте более детально рассмотрим, что происходит в процессе инфляции с подсистемами вакуума и элементарных частиц, образующих единую целостную космологическую систему. Энергия вакуума в результате инфляции сильно возрастает, а энергия частиц остается очень малой, причем все это имеет место во Вселенной, процессы в которой причинно связаны. Неравновесный вакуум обязан рано или поздно распасться. Конечно, находиться в неравновесном состоянии вакуум должен достаточно долго, чтобы космологические проблемы имели решение, но распад его неизбежен. Результатом этого является рождение за счет энергии вакуума громадного числа частиц. Таким образом, идея инфляции указывает путь к решению проблемы горизонта и происхождения громадного количества частиц. Можно увидеть, что в описанном сценарии одновременно решается и проблема плоскостности. Действительно, инфляция означает резкое и быстрое расширение. Давайте ненадолго вернемся к модели растягивающегося при раздувании (в процессе инфляции) резинового шарика. Если он мал, кривизна его поверхности велика, так что с ростом его радиуса в результате увеличения объема, любой небольшой участок его поверхности представляется все более плоским. Недаром в древности земля представлялась людям плоской. При (почти) бесконечном увеличении объема в любой точке поверхность становится локально плоской. Так что быстрое «раздувание» Вселенной – ее инфляция – решает вторую и третью космологические проблемы.

А как же подойти к решению четвертой проблемы, к выяснению природы реликтовых неоднородностей? Проще всего предполагать, что при распаде неравновесного вакуума (фактически, при неравновесном фазовом переходе) происходит генерация неоднородностей. Анализ этого предположения в рамках математических моделей окрестности неравновесного фазового перехода показал, что достаточно естественная генерация реликтовых неоднородностей действительно происходит. Таким образом, остается нерешенной первая глобальная космологическая проблема – происхождение исходной однородности и изотропности Вселенной. Нужно честно признать, что при анализе процесса инфляции глобальные однородность и изотропия начального состояния Вселенной предполагаются заранее. Имеются некоторые теоретические соображения в пользу того, что сам процесс инфляции автоматически приводит к «разглаживанию» Вселенной, но в основе этих соображений лежит гипотеза о наличии в неравновесном вакууме изотропно распределенного давления. С другой стороны, во Вселенной имеется и естественный процесс изотропизации – спонтанное рождение частиц сильно анизотропным гравитационным полем. Это явление имеет чисто квантовую природу, интенсивно оно происходит только в очень сильном гравитационном поле, в самой окрестности космологической сингулярности, то есть непосредственно после рождения Вселенной и ее формирования, как физического объекта. В этом процессе энергия поля превращается в энергию частиц и, если учесть, что частицы в результате взаимодействий стремятся приобрести изотропное распределение по импульсам, то изотропизация Вселенной в этом режиме происходит автоматически. Такой подход, как кажется, может решить проблему изотропизации, но в изложенном сценарии основную роль играют частицы, а не вакуум. Такая форма изотропизации вступает в конфликт с гипотезой об инфляции почти пустой Вселенной с сильно неравновесным вакуумом, поэтому найти естественное решение первой проблемы, согласованное с решением остальных проблем, оказывается непросто. Пока что остается лишь предполагать, что изотропное распределение давления есть внутреннее свойство неравновесного вакуума. Окончательное разрешение проблемы исходной однородности и изотропии Вселенной еще впереди.

Теория инфляции идейно порождена концепцией хиггсовского вакуума, хотя, конечно, процессы инфляции могут быть инициированы и другими вакуумными подсистемами, например кварк-глюонным конденсатом или подсистемой «кротовых нор». Важно лишь то, что любая такая вакуумная подсистема должна быть в неравновесном состоянии, и это принципиально возможно. Что же касается конкретных моделей инфляции, то известные сегодня и основанные на неравновесности хиггсовского конденсата модели выделены лишь тем, что они наиболее просты, поскольку ХК, из всех обсуждаемых в современной фундаментальной физике вакуумных подсистем, имеет наиболее простые свойства. Мы уже неоднократно говорили о том, что реальная динамика других вакуумных подсистем нам вообще неизвестна, так что построить основанные на них модели инфляции весьма проблематично. Впрочем, конкретным моделям инфляции, наверное, вообще не стоит придавать слишком большого значения, скорее их роль в том, чтобы проиллюстрировать, как концепция неравновесного вакуума математически указывает путь решения космологических проблем.

Колоссальным достижением теории инфляции можно считать то, что впервые для объяснения свойств макровселенной оказалось необходимым признать, что Вселенная прошла через один или несколько этапов эволюции не в квазиравновесном, а в резко неравновесном режиме. Это следствие любого варианта теории инфляции. Эта парадигма сохраняется во всех реалистических теориях сверхранней Вселенной. К сожалению, надо отметить, что теория инфляционирующей, «раздувающейся» Вселенной не очень хорошо стыкуется с существующими теориями элементарных частиц. Эти теории, особенно в рамках суперструнной программы, предсказывают большое число хиггсовских подсистем, в них имеется большое число полей на планковском масштабе и среди них можно найти кандидаты на инфлатоны – квантовое поле, описывающее неравновесный вакуум. Вопрос, однако, в том, что конкретные математические модели, содержащиеся в теории элементарных частиц, вырастающей из СМ, не позволяют получить требуемые характеристики инфлатонов. Требуемые в том смысле, что сам инфлатон должен появиться в теории, обладая рядом свойств, необходимых для решения космологических проблем. Используемые в современной теории инфляции математические модели скалярных полей плохо стыкуются с тем, что предсказывают теории элементарных частиц, динамические нелинейные свойства инфлатонных полей, мягко говоря, весьма своеобразно соответствуют типичным конкретным предсказаниям теорий элементарных частиц. Это настораживающее обстоятельство, поскольку тут и возникают противоречия между этими требуемыми свойствами и математически точными результатами, следующими из теории элементарных частиц. Эти противоречия настолько велики и заметны, что у некоторых ученых даже возникают сомнения в том, что концепция инфляции близка к истине. Один из авторов был свидетелем того, как известный физик-теоретик, крупный специалист по элементарным частицам, выступая на международной конференции перед астрофизиками-космологами, с надеждой сказал: «Коллеги, может быть, вы вообще обойдетесь без инфляции?»

Существующие модели инфляции, по сути, есть теории неравновесного хиггсовского конденсата. Поэтому ключевое значение для этих теорий имеет экспериментальное обнаружение ХБ. Если окажется, что хиггсовское поле фундаментально, как один из элементов теории суперструн, то, значит, и теории инфляции получат прямое экспериментальное обоснование. Иначе говоря, объект, принадлежащий к семейству, порождающему инфляцию, будет обнаружен экспериментально. Хотя, конечно, сама инфляция порождается другими членами этого семейства. Вновь, как и в предыдущем разделе, возникает вопрос, что, если ХБ не является фундаментальным объектом? Теперь, однако, этот вопрос ставится в связи с проблемами сверхранней Вселенной и теориями инфляции. Если, например, обнаружится преонная структура ХБ, то придется искать такие механизмы возникновения макроскопической Вселенной, которые не сводятся к уже известным инфляционным сценариям.

Так можно ли обойтись без инфляции? Представляется несомненным, что исходная идея неравновесности верна, а вот ее конкретная реализация может быть и существенно изменена. Дело в том, что в существующих теориях неравновесный вакуум в виде неравновесного ХК эволюционирует по классическим (не квантовым) законам. Так что очень возможно, что наделение инфлатонов некими экзотическими свойствами, противоречащими предсказаниям теории элементарных частиц, обусловлено именно тем, что мы пытаемся сложную эволюцию принципиально квантового объекта – вакуума –приближенно описывать на классическом уровне. Возможно, будущая квантовая теория вакуума позволит согласовать результаты теории инфляции и элементарных частиц. В этой будущей теории вакуума можно заранее выделить два направления. О первом мы уже несколько раз упоминали, начиная с обсуждения Брукхейвенского эксперимента. Речь идет о квантовой динамике объектов типа КГК и «кротовых нор» в реальном времени. Построение такой квантовой динамики позволило бы в ее рамках изучать возможности неравновесной эволюции. Второе направление подсказывается спецификой энергетического баланса Вселенной. Напомним, что в обычной лабораторной физике равновесные состояния энергетически выделены – они характеризуются наименьшей из возможных потенциальных энергий. Точнее говоря, равновесное состояние образуется при одновременном выполнении двух критериев: механического критерия, требующего минимума энергии, и статистического критерия, выполняющегося при максимуме энтропии. (При их одновременном выполнении минимизируется величина, называемая свободной энергией системы.) Ограничимся пока чисто энергетической характеристикой. Для достижения системой состояния с минимальной энергией излишки энергии должны быть сброшены в окружающую, внешнюю среду, но для замкнутой Вселенной, во-первых, такой критерий не имеет смысла, а во-вторых, фундаментальным следствием теории Эйнштейна является равенство нулю полной энергии. В этом смысле в замкнутой Вселенной по энергетическому критерию равновесные состояния не предпочтительнее неравновесных. Отсюда логично вытекает предположение, что замкнутая Вселенная может испытывать спонтанные квантовые скачки из равновесных состояний в неравновесные, энергия которых при распаде превращается в энергию частиц. Таким образом, вместо непрерывной классической инфляции будущая квантовая теория вакуума должна будет обратиться к исследованию последовательности квантовых скачков. Вероятность квантовых скачков в теории не равна нулю, но не хотелось бы формирование макроскопических свойств нашей Вселенной объяснять только игрой случая. Возможно, в природе есть некие закономерности, которые формируют или содержат в потенциальном виде цель эволюции, реализуемую через квантовые скачки.

Резюмируя, еще раз подчеркнем, что существующая теория инфляции выделила ключевую идею неравновесности и показала плохую совместимость результатов с теорией частиц в известных на сегодня моделях; достигнутый же уровень теории вакуума и элементарных частиц показывает, что все исследования еще только впереди. И в этом случае решение центральных проблем увязывается с нашими знаниями о квантовой динамике вакуума в реальном времени.

В завершение этого раздела скажем еще несколько похвальных слов в адрес теории инфляции. Дело в том, что эта теория способна предложить решения еще, по крайней мере, двух проблем, порожденных физикой фазовых переходов в космологической плазме. Макроскопический эффект фазового перехода критически зависит от существования или не существования причинно-следственных отношений в масштабах, значительно превышающих формальный горизонт событий на момент перехода. Если во Вселенной, испытывающей фазовый переход, не решена проблема горизонта, то возникает так называемая проблема доменных стенок. Суть дела в том, что при спонтанном нарушении симметрии происходит перестройка вакуума, сопровождающаяся образованием глобальных классических скалярных полей. Теория предсказывает, что имеется несколько, по крайней мере, два состояния скалярного поля с одним и тем же значением энергии. Поэтому в причинно несвязанных областях нарушение калибровочной симметрии приводит к образованию доменов – замкнутых областей – с противоположными по знаку величинами скалярного поля. Стенки между доменами должны иметь чрезвычайно высокую плотность энергии и наличие таких стенок во Вселенной имело бы катастрофические последствия для космологии. Вторая проблема инициируется моделями Великого Объединения. Практически во всех таких моделях предсказывается рождение большого числа (порядка числа барионов во Вселенной) сверхтяжелых магнитных монополей – уединенных магнитных зарядов. Проблема в том, что экспериментально такие реликтовые монополи, образующиеся в период времени 10^-35 секунд после Большого Взрыва, не обнаружены. Указанные проблемы решаются в существующих теориях инфляции. В системе, все элементы которой связаны причинно-следственными отношениями, энергетически выгодным является однодоменный фазовый переход. Это означает, что наблюдаемая часть нашей Вселенной помещается внутрь одного домена, границы которого лежат далеко за пределами астрономических наблюдений. Таким образом и решается проблема доменных стенок. Что же касается монополей, то, как выяснилось, они в основном рождаются вблизи границ доменов, то есть, если размеры домена превышают видимую нами часть Вселенной, то проблема отсутствия монополей в астрономических наблюдениях решается автоматически.