Теория инфляции. Стрела времени

С позиций инфляционной космологии рассмотрена современная теория космической эволюции для ранней Вселенной от первых мгновений до начала Большого взрыва. Показано , что инфляция характеризует стадию стремительного экспоненциального расширения Вселенной , заканчивающуюся Большим взрывом.

Горшков В.К., Мансуров Г.Н., 2012

С позиций инфляционной космологии рассмотрена современная теория космической эволюции для ранней Вселенной от первых мгновений до начала Большого взрыва. Показано , что инфляция характеризует стадию стремительного экспоненциального расширения Вселенной , заканчивающуюся Большим взрывом.

Дана краткая характеристика теории струн как существенного этапа в решении вопроса о создании единой теории четырех видов взаимодействия ( гравитационного , сильного , слабого и электромагнитного ).

Ставится вопрос о фундаментальности понятий про - странства и времени и о природе стрелы времени .

Большой взрыв

До недавнего времени стандартная космологическая модель рассматривалась как основная теория происхождения Вселенной .

Современная теория сотворения мира воз - никла примерно через пятнадцать лет после создания Эйнштейном общей теории отно - сительности .

Хотя сам Эйнштейн отказался посмотреть правде в глаза и признать , что из его теории следует невозможность существования вечной и статической Вселенной , за него это сделал Александр Фридман .

Он нашел так называемое решение Большого взрыва для уравнений , т . е . решение , в котором Вселенная развивается из начального состояния бесконечного сжатия и в настоящий момент находится в стадии расширения после этого исходного взрыва .

Эйнштейн был так уверен в невозможности подобных меняющихся во времени решений его уравнений , что даже опубликовал короткую ста - тью о якобы найденной им грубой ошибке в работе Фридмана .

Однако примерно через восемь месяцев Фридману все же удалось убедить Эйнштейна в том , что в действитель - ности никакой ошибки не было ;

Эйнштейн публично , но кратко , снял свои возражения .

Очевидно , однако , что Эйнштейн не считал результаты Фридмана имеющими какое - либо ХИМИЯ Электронный журнал «Вестник Московского госуд арственного областного университета» www.evestnik-mgou.ru / E-mail: e-mag@mgou.ru 140 2012/1/Химия отношение к нашей Вселенной .

Однако пять лет спустя кропотливые наблюдения Хаббла за несколькими десятками галактик , проводившиеся с помощью стодюймового телеско - па в обсерватории Маунт Вильсон , показали , что Вселенная действительно расширяется .

Работа Фридмана до сих пор является основой современной космологии .

Подробнее современная теория космической эволюции выглядит так .

Около 14 миллиардов лет назад Вселенная изверглась в результате мощного сингулярного взрыва , разметавшего в стороны все пространство и материю .

Вычисления температуры , которая была у Вселенной лишь спустя 10 - 43 с после Большого взрыва ( так называемое планковское время ), приводят к значению порядка 10 32 К , что примерно в 10 25 раз выше температуры в недрах Солнца .

С течением времени Вселенная расширялась и охлаждалась , и в ходе это - го процесса в первоначально однородной и горячей первичной космической плазме стали возникать вихри и скопления .

Через 10 - 5 с после Большого взрыва Вселенная достаточно охладилась ( примерно до 10 13 К , что в миллион раз больше температуры внутри Солнца ) для того , чтобы из групп трех кварков стало возможно образование протонов и нейтро - нов .

Примерно через сотую долю секунды условия стали такими , что в охлаждающейся плазме элементарных частиц уже могли формироваться ядра некоторых легких элемен - тов периодической таблицы .

В течение следующих трех минут , пока кипящая Вселенная охлаждалась примерно до 10 9 К , основная доля образовавшихся ядер приходилась на ядра водорода и гелия и включала небольшую добавку дейтерия (« тяжелого » водорода ) и ли - тия .

Этот интервал времени получил название периода первичного нуклеосинтеза .

Затем в течение нескольких сотен тысяч лет было мало событий , кроме дальнейшего расширения и охлаждения .

Но в конце этого этапа , когда температура упала до нескольких тысяч градусов , летавшие до этого с бешеной скоростью электроны замедлились до скоро - сти , позволяющей атомным ядрам ( в основном , ядрам водорода и гелия ) захватывать их , об - разуя электрически нейтральные атомы .

Это явилось поворотным моментом : начиная с него Вселенная , в общем и целом , становится прозрачной .

До эры захвата электронов она была заполнена плотной плазмой электрически заряженных частиц , одни из которых ( например , ядра ) несли положительный заряд , а другие ( например , электроны ) — отрицательный .

Фо - тоны , взаимодействующие лишь с заряженными частицами , испытывали постоянные пинки и толчки со стороны кишащих заряженных частиц и не могли пролететь достаточно далеко , не будучи отклоненными или поглощенными этими частицами .

Из - за таких препятствий свободному движению фотонов Вселенная предстала бы перед наблюдателем совершенно непрозрачной , подобной густому утреннему туману или снежной буре .

Но когда отрица - тельно заряженные электроны были рассажены по орбитам вокруг положительно заряжен - ных ядер и образовались электрически нейтральные атомы , препятствия исчезли и густой туман рассеялся .

С этого момента фотоны от Большого взрыва стали свободно путешество - вать по Вселенной , и постепенно она стала полностью доступной взору .

Примерно миллиард лет спустя , когда Вселенная достаточно успокоилась после неистового начала , из сжатых гравитацией комков первичных элементов стали форми - роваться галактики , звезды , а затем и планеты .

Однако теория Большого взрыва не со - держит самого взрыва , определяющего физику формирования Вселенной .

Его возникно - вение объясняет теория инфляции [4].

После объединения электронов и ядер в атомы фотоны могут беспрепятственно путешествовать во Вселенной .

Это означает , что Вселенная заполнена « газом » фотонов , движущихся во всевозможных направлениях и равномерно распределенных в космиче - ском пространстве .

Когда Вселенная расширяется , газ свободно летящих фотоноврас - ширяется вместе с ней , так как Вселенная , по существу , является резервуаром для этого газа .

Подобно тому , как температуры более привычных для нас газов понижаются при расширении , температура этого фотонного газа тоже падает при расширении Вселенной .

Электронный журнал «Вестник Московского госуд арственного областного университета» www.evestnik-mgou.ru / E-mail: e-mag@mgou.ru 141 2012/1/Химия Уже давно , после работ Георгия Гамова в 1950-х гг . [2], физики поняли , что современная Вселенная должна быть наполнена почти однородным составом из первичных фотонов , охладившихся до нескольких градусов выше абсолютного нуля за 14 миллиардов лет космического расширения .

В 1965 г . Арно Пензиас и Роберт Вильсон из Лаборатории им . Белла в штате Нью - Джерси случайно сделали одно из важнейших открытий нашей эпохи .

Работая с антенной , предназначенной для спутниковой связи , они зарегистриро - вали послесвечение Большого взрыва !

Позднее и теория , и эксперимент были усовер - шенствованы , и эти исследования завершились измерениями , полученными с помощью спутника СОВЕ (Cosmic Background Explorer, « зонда космического фона ») агентства NASA в 1990-е гг .

На основе полученных данных физики и астрономы точно установи - ли , что Вселенная действительно заполнена микроволновым излучением с температурой примерно на 2, 7 К выше абсолютного нуля , что в точности совпадает с предсказаниями теории Большого взрыва .

Более точно , в каждом кубическом метре Вселенной находится около 400 миллионов фотонов , образующих огромное космическое море микроволново - го излучения — эхо сотворения .

Все данные , которыми мы располагаем , подтверждают космологическую теорию , описывающую эволюцию Вселенной от сотых долей секунды после Большого взрыва до настоящего времени .

Однако не следует забывать о том , что новорожденная Вселенная развивалась с феноменальной скоростью .

Мельчайшие доли секунды , гораздо меньшие сотых долей , суть космические эпохи , в течение которых формировались кажущиеся нам неизменными свойства окружающего мира . Квантовая теория поля точечных частиц справедлива лишь тогда , когда средние энергии частиц не превышают планковскую энер - гию .

С точки зрения космологии , этот предел соответствует моменту , когда вся окружа - ющая нас Вселенная была сжата до размера мельчайшего зерна планковских размеров , а плотность была так высока , что сложно подыскать подходящую метафору , которая про - иллюстрировала бы эту ситуацию : плотность Вселенной в эти моменты времени была просто колоссальной .

При таких энергиях и плотностях гравитация и квантовая теория уже не могут рассматриваться как две различные сущности , каковыми они являлись в квантовой теории поля точечных частиц .

Именно теория струн дает основание для устранения противоречия между общей теорией относительности и квантовой механи - кой и создания квантовой гравитации .

На временн о й шкале такие энергии и плотности соответствуют точкам , удаленным от Большого взрыва менее чем на планковское время 10 - 43 с , следовательно , эта сверхранняя эпоха является космологической ареной теории струн .

В раскаленной среде ранней Вселенной три негравитационных взаимодействия оказываются связанными воедино .

Расчеты зависимости силы этих взаимодействий от энергии и температуры показывают , что до моментов примерно через 10 - 35 с после Боль - шого взрыва сильные , слабые и электромагнитные взаимодействия были одним « вели - ким объединенным » взаимодействием [1].

Процессы в сверхранней Вселенной , связанные с возникновением пространства и времени , рассматриваются в теории инфляции .

Теория инфляции. Стрела времени

Теория инфляции исходит из существования в бесконечной Вселенной не равной нулю вероятности флуктуации к низкой энтропии .

Малая флуктуация — вполне орди - нарный скачок к подходящим условиям в крошечном клочке пространства — сразу и неизбежно дает гигантскую и упорядоченную Вселенную , которую мы знаем .

Скачок к более низкой энтропии внутри ультрамикроскопического кусочка пространства был ис - пользован для инфляционного расширения в широчайшие просторы космоса .

Электронный журнал «Вестник Московского госуд арственного областного университета» www.evestnik-mgou.ru / E-mail: e-mag@mgou.ru 142 2012/1/Химия Кусочку пространства необходимо быть исключительно маленьким — порядка 10 –26 см в поперечнике — чтобы инициировать космологическое расширение , которое растянет этот кусочек до величины больше , чем Вселенная , которую мы видим .

Возмож - ны разные виды флуктуаций поля инфлатона .

Поле инфлатона — это особое поле Хиггса , характерное для Вселенной в начальный момент существования до Большого взрыва , когда Вселенная была чудовищно плотной и носителем ее энергии было поле Хиггса в состоянии , далеком от минимума потенциальной энергии . ( Поле Хиггса — это поле , ко - торое заполняет все пространство , даже самое « пустое »!).

Отрицательное давление поля инфлатона генерировало гигантское гравитационное отталкивание , которое разносило каждую область пространства прочь от любой другой .

Это и принято называть инфляци - ей , которая продолжалась ~10 - 35 с .

За это время объем Вселенной мог возрасти до 10 90 раз , что вполне можно назвать инфляционным взрывом .

В большинстве случаев флуктуации не будут пригодны для начала инфляции .

Но имеет значение то , чтобы был один кусочек , который привел бы к разглаживающему пространство инфляционному взрыву , ставшему первым звеном в низкоэнтропийной цепочке , ведущей к нашему космосу [3].

Инфляционная космология задает направление стреле времени , исходя из предпо - ложения возможности возникновения состояния в прошлом с чрезвычайно низкой гра - витационной энтропией ; будущее является направлением , в котором эта энтропия воз - растает .

Результат инфляции — однородное расширение пространства , заполненного почти однородно распределенной материей .

Это та низкоэнтропийная конфигурация , которая нужна для объяснения стрелы времени , направленной в сторону возрастания энтропии .

В начале инфляции полю инфлатона не нужно иметь много энергии , поскольку огромное расширение , порожденное инфлатоном , гигантски увеличит заключенную в нем энергию .

Крохотный кусочек (10 –26 см ) пространства , заложенный однородным по - лем инфлатона , в ходе инфляционного расширения приобретает такое количество энер - гии , которого хватит на всю нашу Вселенную .

Инфляционное расширение растягивает мелкую неоднородную квантовую рябь и делает ее ясно видимой на небе в виде галактик :

« Согласно инфляционной теории более чем 100 млрд . галактик , сияющих в пространстве как небесные бриллианты , являются не чем иным , как росписью квантовой механики .

По моему мнению , осознание этого является одним из величайших чудес современной научной эпохи » [3].

Расчеты , проделанные сегодня на основании инфляционной схемы , способны объ - яснить картину ничтожных температурных вариаций — вариаций , возникших около 14 млрд . лет назад , — и ключом к этому объяснению является дрожь , возникающая из кван - товой неопределенности .

Этот успех убеждает многих физиков в правильности инфля - ционной теории .

Тот факт , что астрономические наблюдения , которые стали возможными совсем недав - но , позволили космологии перейти из области спекуляций и предположений в область , ос - нованную на наблюдениях , дает основание назвать наше время золотым веком космологии .

Инфляционная теория утверждает , что материя и излучение возникли в конце ин - фляционной фазы , когда поле инфлатона выделило заключающуюся в нем энергию , ска - тившись с возвышения на дно своей чаши потенциальной энергии .

Может ли теория существованием инфлатона в тот момент , когда инфляция подо - шла к концу , объяснить столь громадное количество материи / энергии , содержащееся в современной Вселенной ?

Оказывается , инфляция может легко это сделать .

Дело в том , что поле инфлатона является гравитационным паразитом — оно питается гравитацией , — так что полная энергия поля инфлатона возрастает по мере того как пространстворас - ширяется .

Математика показывает , что плотность энергии поля инфлатона остается по - Электронный журнал «Вестник Московского госуд арственного областного университета» www.evestnik-mgou.ru / E-mail: e-mag@mgou.ru 143 2012/1/Химия стоянной в течение фазы быстрого инфляционного расширения , поскольку заключенная в нем полная энергия растет прямо пропорционально объему пространства .

Размер Вселенной в ходе инфляции возрастает как минимум в 10 30 раз , т . е . объ - ем — в 10 90 раз .

Значит энергия , заключенная в поле инфлатона , возрастает также в 10 90 раз к концу инфляционной фазы примерно через 10 - 35 с после ее начала .

Это значит , что в начале инфляции полю инфлатона не нужно иметь много энергии , поскольку гигантское расширение , порожденное инфлатоном , увеличит , соответственно , заключенную в нем энергию .

Расчет показывает , что крохотный кусочек пространства ~10 - 26 см в поперечни - ке , заполненный однородным полем инфлатона весом ~10 кг , в ходе последующего ин - фляционного расширения приобретает такое количество энергии , которого хватает на всю нашу Вселенную .

Остается объяснить , почему имелся инфлатон и само простран - ство , которое он занимал !

В полной противоположности с теорией Большого взрыва , в которой вся материя / энергия была в ранний момент огромная , инфляционная космология путем разработки залежей гравитации может произвести всю обыкновенную материю и излучение Вселен - ной из крохотного кусочка заполненного инфлатоном пространства .

Особая важность инфляционной космологии связана не только с пониманием про - странства и времени , но и с решением вопроса о стреле времени .

Для этого особенно важна история ранней Вселенной .

Для объяснения стрелы времени единственным убе - дительным основанием может быть то , что ранняя Вселенная была чрезвычайно упоря - доченной , т . е . имела экстремально низкую энтропию , что сделало возможным будущее , в котором энтропия всегда увеличивается .

Остается открытым вопрос : как могла возник - нуть эта высоко упорядоченная низкоэнтропийная субстанция в стартовой точке .

Инфляционная космология дает основание для прорыва в этом вопросе .

Чтобы это уви - деть , надо помнить , что каждая избыточная концентрация вещества продолжает расти дальше благодаря гравитационному притяжению .

То же происходит и с любой неоднородностью про - странства .

Но это относится исключительно к обычной притягивающей гравитации .

В тече - ние короткой инфляционной фазы гравитация была отталкивающей .

Это все меняет .

Инфляционная космология задает направление стреле времени путем создания прошлого с чрезвычайно низкой гравитационной энтропией .

Тогда будущее является направлением , в котором энтропия возрастает !

Результат , который достигнут теорией инфляции — гладкое , однородное расшире - ние пространства , заполненного почти однородно распределенной материей , — это та низкоэнтропийная конфигурация , которая дает объяснение для стрелы времени !

Инфляция представляет собой механизм , который создает большую Вселенную с относительно низкой гравитационной энтропией и , таким образом , создает основу для последующих миллиардов лет гравитационного скручивания материи , которое приводит к тому , результатом и свидетелями чего мы являемся .

Поскольку с трела времени задана инфляционной космологией через создание прошлого с чрезвычайно низкой гравитаци - онной энтропией , возрастание энтропии определяет направление стрелы времени наше - го будущего .

Этап инфляционного расширения — более ранний этап истории Вселенной — объясняет гладкие и однородные условия после взрыва .

Но что такое инфлатон ?

По - чему возникли условия для инфляционного взрыва ?

Это остается большим вопросом .

Идея Больцмана объяснить возникновение Вселенной через особую флуктуацию не могла объяснить , почему эта флуктуация оказалась так далека от хаоса и произвела Вселенную с упорядоченностью гораздо большей , чем это было нужно для возникно - вения жизни .

Инфляционная теория основывается на малой флуктуации , которая представляет вполне ординарный скачок к подходящим условиям в крошечном клочке пространства , Электронный журнал «Вестник Московского госуд арственного областного университета» www.evestnik-mgou.ru / E-mail: e-mag@mgou.ru 144 2012/1/Химия а это дает сразу и неизбежно гигантскую и упорядоченную Вселенную .

И если инфля - ционное расширение началось , то крошечный клочок будет неумолимо растянут до мас - штабов , по меньшей мере , нашей Вселенной , а поэтому нет загадки в том , что Вселенная , которую мы видим , не является крошечным уголком , а так обширна и населена огром - ным числом галактик . « Инфляция упаковывает все богатство объяснительной и предска - зательной силы в единственную флуктуацию к низкой энтропии »

[3].

Инфляция определила для крошечной крупинки гигантское расширение так , что 14 млрд . лет последующего раскручивания , последующей концентрации вещества в галак - тики , звезды , планеты , в целом не представляют загадки .

Существует отличная от нуля вероятность возникновения в бесконечной Вселен - ной необходимых условий для инфляционного расширения в изначальном состоянии вы - сокой энтропии и полного хаоса , причём не обязательно в отдельно взятом кусочке про - странства .

Таких кусочков , разбросанных в разных местах , может быть множество [6].

Наша Вселенная может быть одной из многих , когда случайные флуктуации создавали условия , подходящие для инфляционного взрыва .

Низкоэнтропийная , высокоупорядоченная , однородно гладкая ткань пространства , созданная инфляционным расширением — это то самое раннее состояние высокого по - рядка , которое дает начало Вселенной с ее последующей эволюцией к более высокой энтропии .

В этом и состоит природа стрелы времени !

Инфляция предлагает объяснительные рамки для проблем , которые кажутся несопо - ставимыми — проблема горизонта Вселенной , проблема плоскостности , проблема проис - хождения структур ( галактики , неоднородности температуры фонового излучения ), про - блема низкой энтропии ранней Вселенной — для всех этих проблем инфляция дает единое решение .

Но для этого нужна теория , которая может справиться с экстремальными услови - ями в ранние моменты космоса .

Такой теорией может быть теория , способная преодолеть величайшую проблему теоретической физики — фундаментальную несовместимость об - щей теории относительности и квантовой механики .

Такой теорией является теория супер - струн , которая привлекает наибольшее внимание физиков в решение этих проблем .

Теория струн

Единая теория — это главный вопрос , который стоял перед Эйнштейном до конца его жизни [6].

В этой работе Эйнштейн оставался в одиночестве .

Однако за последние три десятилетия произошли радикальные изменения в поисках единой теории .

Главная цель современной задачи унификации заключается в объединении общей теории относи - тельности и квантовой механики .

Понятие пустого пространства , как пространства , которое ничего не содержит , не - совместимо с квантовым принципом неопределенности .

Реальность колебаний квантового поля даже в пустом пространстве была показа - на экспериментально .

Понятие абсолютного пространства - времени , экспериментальные результаты , доказывающие нелокальность квантовой механики , ускоренное расширение Вселенной — эти результаты диктуют постановку конкретных вопросов о природе про - странства и времени .

Квантовые флуктуации существуют как для полей внутри пространства , так и для самого пространства , ибо форма пространства и гравитационное поле — это одно и то же .

На привычных масштабах квантовые возмущения пространства не наблюдаемы , но на масштабах порядка планковской длины пространство бурлит бешеными флуктуация - ми .

На масштабах меньше планковской длины и планковского времени обычные понятия пространства и времени оказываются неприменимыми .

Электронный журнал «Вестник Московского госуд арственного областного университета» www.evestnik-mgou.ru / E-mail: e-mag@mgou.ru 145 2012/1/Химия Изменение формы пространства и времени общей теории относительности Эйн - штейна сталкивается с принципом неопределенности квантовой механики , который определяет квантовые флуктуации гравитационного поля .

На мельчайших масштабах пространство и время превращаются в среду буйных флуктуаций .

Общая теория относительности применима для больших и массивных объектов , квантовая механика — для мелких и легких , но для единой схемы они несовместимы .

Такое разделение Вселенной на две обособленные реальности представляется проти - воестественным .

Должна существовать единая теория , которая применимако всему .

Действительно , большинство объектов можно делить на большие и маленькие , первые могут быть описаны с помощью общей теории относительности , вторые — с помощью квантовой механики .

Но есть объекты , для которых необходимы оба подхода — это черные дыры .

Для них необходима общая теория относительности , так как большая масса создает мощное гравитационное поле , но , в то же время , надо использовать квантовую механику , так как вся масса втиснута в микроскопический размер .

Подобная проблема тесно свя - зана с решением вопроса о происхождении Вселенной .

Ранняя Вселенная — это гигант - ская плотность при крохотных размерах .

Чтобы понять истоки Вселенной , необходимо преодолеть конфликт между общей теорией относительности и квантовой механикой .

Поскольку Вселенная у нас одна , то и для решения вопроса о происхождении Все - ленной должна быть создана единая теория .

По мнению многих физиков , именно теория суперструн имеет основания для успешного объединения общей теории относительно - сти и квантовой механики и создания квантовой теории гравитации .

Кроме того , теория суперструн может оказаться полностью унифицированной теорией всех сил и всей мате - рии , а именно единой теорией , которая приведет нас к самым глубоким законам Вселен - ной .

Теория струн была создана при изучении сильного ядерного взаимодействия .

Для рассмотрения этого взаимодействия были предложены маленькие эластичные нити , их назвали струнами .

Из квантово - механических уравнений теории струн следовало , что при высокоэнергетических столкновениях в ускорителях должны в изобилии рождать - ся частицы с нулевой массой и спином 2.

Ранее эти частицы не наблюдались .

Однако в дальнейших работах по объединению общей теории относительности и квантовой ме - ханики было получено , что гравитационные силы должны переноситься частицами по - добно электромагнитным силам , которые переносятся фотонами .

Теоретический анализ убедительно показал , что гравитационные силы должны переноситься частицами с ну - левой массой и спином 2, а это — гравитон , который был получен в теории струн .

Было показано , что теория струн с необходимостью включает квантово - механическое описа - ние гравитации .

Кроме того , в теории струн была решена проблема аномалий , это дости - жение доказало математическую состоятельность теории и ее квантово - механическую жизнеспособность .

Теория струн показала возможность успешного подхода к соединению гравитации и квантовой механики .

Для создания унифицированной теории стояла задача — дать еди - ное описание всей материи и всех взаимодействий .

Обычная теория , использовавшаяся в современных экспериментах , рассматривала элементарные частицы как точки без про - странственной протяженности , как конец процедуры деления .

Вместо модели точечно - подобной частицы теория струн предлагает представление каждой частицы в виде крохотной вибрирующей нити энергии .

Эти нити не имеют тол - щины , только длину , т . е . струны являются одномерными сущностями .

Все многообразие элементарных частиц в теории струн заменяет один фундаментальный ингредиент — струна .

А все богатство разновидностей частиц представляют различные типы колебания этой струны .

Так же , как виолончельная струна может колебаться множеством различ - Электронный журнал «Вестник Московского госуд арственного областного университета» www.evestnik-mgou.ru / E-mail: e-mag@mgou.ru 146 2012/1/Химияных способов , так и струны в теории струн могут вибрировать различными способами .

Разным модам колебаний струны соответствуют разные частицы .

Так , было установлено , что один вид колебаний струны обладает свойствами , характерными для гравитона .

По - мимо успешного подхода к соединению гравитации и квантовой механики , теория струн дает возможность единого описания для всей материи и всех взаимодействий .

Главное новое свойство теории струн в том , что ее основной ингредиент — не точечная частица , а объект , который имеет пространственную протяженность .

Это свойство имеетклю - чевое значение для успеха теории струн в соединении гравитации и квантовой механики .

Ненулевой размер гравитонов устанавливает предел на уровне планковской длины (10 - 33 см ) с точностью , до которого может быть разрешено гравитационное поле .

В любой теории , основанной на точечных частицах нулевого размера , квантовая неопределенность дает дикие флуктуации , которые исключают гладкое пространство об - щей теории относительности Эйнштейна .

Однако теория , основанная на струнах , вклю - чает встроенную защиту от отказов , ибо струны являются самыми мелкими составными частями .

Таким образом , теория струн ограничивает величину флуктуаций гравитаци - онного поля , этот предел дает основание , чтобы избежать конфликта между квантовой механикой и общей теорией относительности .

Еще до теории струн физики высказывались за существование симметрии между частицами с целым и с полуцелым спином .

Эта симметрия была названа суперсимметри - ей , однако в стандартной теории , основанной на точечной модели частиц , суперсимме - трия не получила доказательства .

В теории струн было показано , что способы вибрации возникают парами .

Для каж - дого способа колебаний со спином ½ имеется ассоциированный способ колебаний со спином 0, а для каждого способа колебаний со спином 1 имеется ассоциированный спо - соб колебаний со спином ½ и т . д .

Теория струн доказала , что она является суперсимметричной теорией струн , или теорией суперструн .

Именно с этим связан результат взаимного уничтожения аномалий , который был получен позднее .

Кроме того , теория струн начала доказывать свою жиз - неспособность путем установления , что ее моды колебаний объясняют существование частиц стандартной модели .

Число различных способов колебаний струны практически бесконечно .

Однако число известных частиц в таблицах вполне конечно .

Причем массы частиц , полученные экспериментально , не похожи на массы допустимых мод колебаний струны .

Это глубо - кое несоответствие между теорией струн и реальным миром представляет серьезную проблему , которая ставит под сомнение теорию струн .

Однако в теории струн получен результат , который ставит проблему еще большей важности , но вместе с тем и определяет стратегию для объяснения свойств наблюдаемых частиц .

Было установлено , что уравнения теории струн математически состоятельны , только если Вселенная имеет девять пространственных измерений .

Теория струн требу - ет существования шести измерений , которых никто никогда не видел .

Это представляет серьезную проблему .

Но теоретические открытия по созданию единой теории показали , что дополнительные измерения вовсе не обязаны быть проблемой .

И дальнейшие работы физиков показали , что дополнительные измерения позволяют преодолеть пропасть меж - ду модами колебаний струн и элементарными частицами , открытыми экспериментально .

Впервые теория предсказывает число пространственных измерений Вселенной , которое равно девяти , — не больше , не меньше .

Существование гравитона , суперсимметрия и дополнительные измерения — это результат , который следует из теории струн , а не привносится извне на основании экспе - риментальных наблюдений .

И что особенно важно — это то , что уравнения теории струн Электронный журнал «Вестник Московского госуд арственного областного университета» www.evestnik-mgou.ru / E-mail: e-mag@mgou.ru 147 2012/1/Химия определяют не только число дополнительных измерений , но и их форму , которую имеет сложный класс шестимерных форм , известных как пространства Калаби - Яу .

Пространство Калаби - Яу связано с трехмерным пространством в каждой его точ - ке .

Когда мы перемещаемся в пространстве , то мы перемещаемся через все девять про - странственных измерений , не замечая шесть дополнительных измерений , ибо они для нас слишком малы .

Но для струн они вполне годятся .

Струны столь малы , что даже когда дополнительные шесть измерений свернуты в пространство Калаби - Яу , струны могут колебаться в этих направлениях .

Это чрезвычайно важно по двум причинам .

Во - первых , это обеспечивает условие для колебания струны во всех девяти пространственных из - мерениях , это значит , что условие на число способов колебаний струны выполняется в точности .

Во - вторых , моды колебаний струны подвергаются воздействию искривлений и поворотов в геометрии дополнительных шести измерений .

Если форму и размер допол - нительных шести измерений модифицировать , то это повлияет на способы колебаний , как и в случае музыкальных инструментов .

Но способ колебания струны определяет его массу и заряд , а это значит , что дополнительные измерения играют центральную роль в определении свойств частиц .

Поскольку от свойств частиц зависит вся структура Все - ленной от галактик и звезд до существования жизни , то код космоса может быть записан в геометрии пространств Калаби - Яу .

Свойства колебательных мод струн детально определяются выбором пространства Калаби - Яу .

Однако вопрос об этой связи — это задача работ на сегодняшний день — остается без ответа .

Современное состояние теории таково , что уравнения неизвестны , а приближенных уравнений недостаточно для определения точного размера и формы до - полнительных измерений .

Однако получен ряд таких пространств Калаби - Яу , которые в точности дают как правильное число частиц , так и правильные электрические заряды известных частиц .

Таким образом , теория струн позволяет , по крайней мере в принципе , определить все свойства частиц из самой теории .

В этом еще одно принципиальное от - личие ее от стандартной теории , в которой свойства частиц получаются на основании экспериментальных данных , которые привносятся в теорию извне .

Есть все основания надеяться , что теория струн в недалеком будущем сможет объ - яснить фундаментальные свойства частиц , а значит , ответить на вопрос , почему наша Вселенная такова , какова она есть .

Решение вопроса о происхождение Вселенной требует , прежде всего , понимания изначальной Вселенной , решение вопроса о природе пространства , времени и стрелы времени .

В начальный момент пространство и время еще только должны были возникнуть из более фундаментальных сущностей — что это такое ? — основной вопрос теории струн .

Из общей теории относительности хорошо видно , что физика гравитации контро - лируется геометрией пространства .

Дополнительные пространственные измерения , полу - ченные в теории струн , дают основание предположить , что мощь геометрии в определении физики значительно возрастает .

Теория струн установила , что число измерений , образу - ющих ткань пространства , намного больше , чем мы непосредственно наблюдаем .

Значит , число измерений не является фундаментальным [5].

Это дает ключ к решению самых глу - боких тайн Вселенной .

Привычные понятия пространства и времени , как мы их до сих пор понимали , могут быть лишь приближениями к более фундаментальным концепциям , раз - работка которых составляет главную цель в решении вопроса о происхождении Вселенной .

Предположение , исходящее из теории струн , состоит в том , что пространство - время , возможно , соткано из струн , подобно ткани для рубашки .

Такая картина выглядит весьма заманчивой , однако ее несостоятельность слишком очевидна .

Дело в том , что мы представ - ляем струны вибрирующими в пространстве и времени , но без самой ткани пространства - Электронный журнал «Вестник Московского госуд арственного областного университета» www.evestnik-mgou.ru / E-mail: e-mag@mgou.ru 148 2012/1/Химия времени , которую должны образовывать сами эти струны .

Представления о пространстве и времени бессмысленны , пока неисчислимые струны их не образуют , т . е . пока нет про - странства и времени .

Очевидно , требуется полностью беспространственная и безвремен - ная формулировка теории струн , в которой пространство - время возникло бы как результат коллективного поведения струн .

Такая беспространственная и безвременная формулиров - ка струнной теории имеет название формулировки независимой от фона .

Пространство и время не возникают из теории , как это должно быть в независимой от фона концепции , а вводятся в теорию самим теоретиком .

Значит , разработка независимой от фона формули - ровки представляет наиболее значительную нерешенную проблему теории струн .

Данные , полученные в теории черных дыр , особенно важны в решении этого во - проса .

Черная дыра имеет максимально возможную энтропию .

Ответ на вопрос — чему она равна ? — был получен в работах Бекенштейна [10] и Хокинга [8].

Проведенный ими математический анализ показал , что энтропия черной дыры пропорциональна площа - ди ее горизонта событий .

Непосредственный расчет полностью подтвердил их результат [11].

Черные дыры устанавливают предел количеству энтропии , которое может быть вме - щено в заданную область пространства , равную размеру черной дыры !

Количество энтропии , заключенной в черной дыре — это не только фундаменталь - ное свойство самой черной дыры , но и является чем - то фундаментальным самого про - странства : максимальное количество энтропии , которую можно вместить в заданную область пространства — любую область , где угодно , в любое время — равняется количе - ству энтропии , содержащейся в черной дыре того же размера .

Существование предела энтропии указывает на то , что пространство имеет ато - мизированную структуру .

Это доказывает в ультрамикроскопическом масштабе также и существование минимального размера , равного планковской длине 10 - 33 см .

Согласно Бекенштейну и Хокингу , энтропия черной дыры равна числу клеток , уместившихся на горизонте событий , если размер каждой клетки — 10 - 66 см 2 .

Значит , планковская клетка — это фундаментальный элемент пространства , и каждая такая клетка несет минималь - ный , единичный элемент энтропии .

Понятие предельной энтропии приводит нас к пред - ставлению пространственного элемента .

Такая постановка вопроса заставляет пересмотреть смысл волновой функции .

Так же , как уравнение Ньютона определяет изменение состояния системы в классической физике , так и уравнение Шредингера определяет изменение состояния в квантовой механике .

Имен - но поэтому с детерминизмом в квантовой механике все в порядке , как отмечает академик Л .

Фаддеев [7].

Именно понятие состояния составляет основной смысл волновой функции , а вовсе не представление о волне вероятности , о чем чаще всего упоминают .

Но понятие состояния объекта может определяться через беспространственные и безвременны е ингре - диенты пространства - времени , тогда как понятие вероятности является результатом появле - ния наблюдателя и измерения , которое производится уже в готовом пространстве и времени .

Установление природы пространства и времени дает возможность вплотную подойти к ре - шению вопроса о происхождении Вселенной , ее начальной стадии .

Теория струн с неизбеж - ностью ставит вопрос о фундаментальности пространства и времени .

Список литературы

1. Вайнберг С . Мечты об окончательной теории . — М .: Едиториал УРСС , 2004. — 256 с .

2. Гамов Г . Создание Вселенной . Viking Press, 1952.

3. Грин Б . Ткань космоса : пространство , время и текстура реальности . — М .: Книжный дом ЛИБРОКОМ , 2009, — 526 с .

Электронный журнал «Вестник Московского госуд арственного областного университета» www.evestnik-mgou.ru / E-mail: e-mag@mgou.ru 149 2012/1/Химия 4.

Грин Б . Элегантная Вселенная . — М ., Едиториал УРСС , 2004. — 290 с .

5. Гросс Д . Грядущие революции в фундаментальной физике .

Проект « Элемен - ты ». Вторые публичные лекции по физике (25.04.2006). http://elementy.ru.

6. Линде А . Многоликая Вселенная . Всероссийский проект « Открытые публич - ные лекции ». ФИАН , 10.06.2007, http://elementy.ru 7.

Фаддеев Л . Природа . АН СССР , 1989, No 5, 11 с .

8. Хокинг С . Черные дыры и молодые вселенные . СПб ., Амфора / Эврика , 2001. — 192 с .

9. Эйнштейн А . Собрание научных трудов . Т . 3. — М ., Наука , 1966. — 623 с .

10. Bekenstein Jacob D. (April 1973). «Black holes and entropy». Physical Review D 7 (8): 2333–2346. doi:10.1103/PhysRevD.7.2333. 11. Strominger A. and Vafa C. Microscopic Origin of the Bekenstein-Hawking Entropy. Phys. Lett. B 379, 99 (1996) [hep-th/9601029].