|
Дело о маленькой Вселенной
|
|
|
|
Вселенная велика, как сказал бы Дуглас Адамс. Самый далекий свет, который мы можем видеть, — это космическое микроволновое фоновое излучение (CMB), которому потребовалось более 13 миллиардов лет, чтобы достичь нас. Это отмечает край наблюдаемой Вселенной, и хотя вы можете подумать, что это означает, что ширина Вселенной составляет 26 миллиардов световых лет, благодаря космическому расширению ее поперечник теперь приближается к 46 миллиардам световых лет. По любым меркам это чертовски много. Но большинство космологов считают, что Вселенная намного больше, чем наш наблюдаемый ее уголок. То, что мы видим, — это малая часть невообразимо огромного, если не бесконечного творения. Однако в новой статье, опубликованной на сервере препринтов arXiv, утверждается, что наблюдаемая Вселенная — это, по сути, все, что существует. Другими словами, в космических масштабах Вселенная довольно мала.
|
|
|
|
Есть несколько причин, по которым космологи считают, что Вселенная большая. Одним из них является распределение скоплений галактик. Если бы Вселенная не простиралась за пределы того, что мы видим, самые далекие галактики ощущали бы гравитационное притяжение к нашей области космоса, а не от нас, что привело бы к асимметричной кластеризации. Поскольку галактики группируются примерно в одном масштабе во всей видимой Вселенной. Другими словами, наблюдаемая Вселенная однородна и изотропна. Второй момент заключается в том, что пространство-время плоское. Если бы пространство-время не было плоским, наше представление о далеких галактиках было бы искажено, из-за чего они казались бы намного больше или меньше, чем они есть на самом деле. Далекие галактики кажутся немного больше из-за космического расширения, но это не означает общей кривизны пространства-времени. Основываясь на пределах наших наблюдений, плоскостность космоса предполагает, что он как минимум в 400 раз больше наблюдаемой Вселенной.
|
|
|
Кроме того, космический микроволновый фон представляет собой почти идеальное черное тело. Есть небольшие колебания его температуры, но она гораздо более однородна, чем должна быть. Чтобы объяснить это, астрономы предположили период огромного расширения сразу после Большого взрыва, известный как ранняя космическая инфляция. Мы не наблюдали никаких прямых доказательств этого, но эта модель решает так много космологических проблем, что получила широкое признание. Если модель точна, то Вселенная примерно в 1026 раз больше наблюдаемой Вселенной. Итак, учитывая все эти теоретические и наблюдательные данные, как можно утверждать, что Вселенная мала? Это связано с теорией струн и болотами.
|
|
|
|
Хотя теорию струн часто представляют как физическую теорию, на самом деле это совокупность математических методов. Ее можно использовать при разработке сложных физических моделей, но она также может быть просто математикой ради самой математики. Одна из проблем при соединении математики теории струн с физическими моделями заключается в том, что эффекты можно будет увидеть только в самых экстремальных ситуациях, и у нас недостаточно данных наблюдений, чтобы исключить различные модели. Однако некоторые модели теории струн кажутся гораздо более многообещающими, чем другие. Например, некоторые модели совместимы с квантовой гравитацией, а другие нет. Очень часто теоретики определяют «болото» бесперспективных теорий.
|
|
|
|
Когда вы отделяете многообещающие теоретические земли от болота, у вас остаются теории, в которых ранняя космическая инфляция невозможна. Большинство моделей инфляционной теории струн находятся в болоте. Это заставляет задаться вопросом, можете ли вы построить модель космологии, которая соответствует наблюдениям, без ранней инфляции. Это подводит нас к новому исследованию. Один из способов обойти раннюю космическую инфляцию — взглянуть на структуры более высоких измерений. Классическая общая теория относительности опирается на четыре физических измерения: три пространственных и одно временное, или 3+1. Математически вы можете представить вселенную 3+2 или 4+1, где глобальная структура может быть встроена в эффективную структуру 3+1. Это распространенный подход в теории струн, поскольку он не ограничивается стандартной структурой общей теории относительности.
|
|
|
|
Авторы демонстрируют, что при правильных условиях можно построить многомерную структуру в рамках теории струн, которая соответствует наблюдениям и избегает болота. Судя по их игрушечным моделям, Вселенная может быть лишь в сто или тысячу раз больше наблюдаемой Вселенной. Все еще большой, но совершенно крошечный по сравнению с ранними моделями инфляции. Все это довольно спекулятивно, но в каком-то смысле это и ранняя космическая инфляция. Если ранняя космическая инфляция верна, мы сможем наблюдать ее эффект через гравитационные волны в ближайшем будущем. Если это не поможет, возможно, стоит более внимательно присмотреться к моделям теории струн, которые удерживают нас от теоретического болота.
|
|
|
|
Источник
|
