*846. Происхождение Вселенной

[Центр Архэ]

[Андрей Борисов]

https://lenta.ru/articles/2015/05/10/hologram/
07:25, 10 мая 2015

Черные дыры, теория струн и дуальное описание природы

Изображение: Technische Universität Wien

Недавно физики представили расчеты, согласно которым пространства с плоской метрикой (а это в том числе и наша Вселенная) могут быть голограммами. В своей работе авторы использовали идею AdS/CFT-соответствия (anti-de Sitter / conformal field theory correspondence) между конформной теорией поля и гравитацией. На частном примере такого соответствия ученые показали эквивалентность описания этих двух теорий. Так что же такое голографическая Вселенная и при чем тут черные дыры, дуальность и теория струн?

В основе этой работы лежит так называемый голографический принцип, утверждающий, что для математического описания какого-либо мира достаточно информации, которая содержится на его внешней границе: представление об объекте большей размерности в этом случае можно получить из «голограмм», имеющих меньшую размерность. Предложенный в 1993 году нидерландским физиком Герардом'т Хоофтом принцип применительно к теории струн (называемой также M-теорией или современной математической физикой) воплотился в идее AdS/CFT-соответствия, на которое в 1998 году указал американский физик-теоретик аргентинского происхождения Хуан Малдасена.

Герард ’т Хоофт
Фото: Wammes Waggel / Wikipedia

В этом соответствии описание гравитации в пятимерном пространстве анти-де Ситтера — пространстве отрицательной кривизны (то есть с геометрией Лобачевского) — при помощи теории суперструн оказывается эквивалентным некоторому пределу четырехмерной суперсимметричной теории Янга-Миллса, определенной на четырехмерной границе пятимерия. В несуперсимметричном случае четырехмерная теория Янга Миллса составляет основу Стандартной модели — теории наблюдаемых взаимодействий элементарных частиц. Теория же суперструн, базирующаяся на предположении существования на планковских масштабах гипотетических одномерных объектов — струн — описывает пятимерие. Приставка «супер» при этом означает наличие симметрии, в которой у каждой элементарной частицы имеется свой суперпартнер с противоположной квантовой статистикой.

Эквивалентность описания означает, что между наблюдаемыми теориями существует однозначная связь — дуальность. Математически это проявляется в наличии соотношения, позволяющего рассчитать параметры взаимодействий частиц (или струн) одной из теорий, если известны таковые для другой. При этом никакого другого способа это сделать для первой теории нет. Идею дуальности и голографический принцип иллюстрируют два примера, демонстрирующие удобство таких аналогий при описании явлений в масштабах от элементарных частиц до вселенной. Вероятно, такое удобство имеет фундаментальные основания и является одним из свойств природы.
Согласно голографическому принципу, две вселенные различных размерностей могут иметь эквивалентное описание. Физики показали это на примере AdS/CFT между пятимерным пространством анти де-Ситтера и его четырехмерной границей. В результате оказалось, что пятимерное пространство описывается как четырехмерная голограмма на своей границе. Черная дыра в таком подходе, существуя в пятимерии, в четырехмерии проявляет себя в виде излучения.

Изображение: www.nature.com
Согласно голографическому принципу, две вселенные различных размерностей могут иметь эквивалентное описание. Физики показали это на примере AdS/CFT между пятимерным пространством анти де-Ситтера и его четырехмерной границей. В результате оказалось, что пятимерное пространство описывается как четырехмерная голограмма на своей границе. Черная дыра в таком подходе, существуя в пятимерии, в четырехмерии проявляет себя в виде излучения.

Первый пример — дуальность описания черных дыр и конфайнмента кварков («невылетания» кварков — элементарных частиц, участвующих в сильных взаимодействиях — адронов). Опыты по рассеиванию на адронах других таких частиц показали, что они состоят из двух (мезоны) или трех (барионы — таких, как например, протоны и нейтроны) кварков, которые не могут находиться, в отличие от других элементарных частиц, в свободном состоянии.

Работа физиков из Индии, Австрии и Японии основана на вычислении энтропии Реньи для соответствия между двумерной конформной теорией поля (описывающей элементарные частицы) и гравитацией в трехмерном пространстве анти-де Ситтера. Ученые на примере квантовой запутанности (которая проявляется тогда, когда свойства объектов, первоначально связанных между собой, оказываются скоррелированными даже при их разнесении на расстояние между собой) показали, что энтропия принимает одинаковые значения в плоской квантовой гравитации и в двумерной теории поля.

Такая ненаблюдаемость кварка видна в компьютерных расчетах, однако теоретического обоснования пока не имеет. Математическая формулировка этой задачи известна как проблема «массовой щели» в калибровочных теориях, и это одна из семи задач тысячелетия, сформулированных институтом Клэя. К настоящему моменту только одну из сформулированных задач (гипотезу Анри Пуанкаре) удалось решить — это сделал более десяти лет назад российский математик Григорий Перельман.

При удалении друг от друга взаимодействие между кварками только усиливается, тогда как при приближении их друг к другу — слабеет. Это свойство, названное асимптотической свободой, предсказали американские физики-теоретики и лауреаты Нобелевской премии Фрэнк Вильчек, Дэвид Гросс и Дэвид Политцер. Теория струн предлагает эффектное описание этого явления с использованием аналогии между «невылетанием» частиц из-под горизонта событий черной дыры и удержанием кварков в адронах. Однако такое описание приводит к ненаблюдаемым эффектам и поэтому применяется лишь в качестве наглядного примера.

Другой пример — соотношение, согласно которому энтропия черной дыры пропорциональна квадрату площади ее горизонта событий — области пространства, откуда попавшее в черную дыру тело (исключая квантовые эффекты и возможное существование червоточин) выбраться никогда не сможет. Израильский физик Яков Бекенштейн показал это в 1972 году, исходя из физических соображений, а его выводы два года спустя уточнил англичанин Стивен Хокинг. Получается, что, зная информацию только о границе черной дыры (площадь горизонта событий), можно определить ее внутреннюю характеристику — энтропию, являющуюся мерой неупорядоченности внутреннего состояния системы.

Дуальности и голографический принцип, реализованные как AdS/CFT-соответствие, пока не нашли точного математического обоснования, а большинство моделей, с которыми работают физики-теоретики, относятся к специфическим пространствам и взаимодействиям. Однако остается надежда, что с течением времени гравитация и Стандартная модель физики частиц получат универсальное описание в реальных пространствах, и, скорее всего, это произойдет именно в теории струн.

[Андрей Борисов]

https://lenta.ru/articles/2016/09/12/naturalness/
00:02, 12 сентября 2016

Проблемы Вселенной получили естественное объяснение

Изображение: Diomedia

В ходе экспериментов на Большом адронном коллайдере (БАКе) до сих пор не открыты новые фундаментальные частицы, кроме бозона Хиггса. Это сделало особенно актуальным решение проблемы сильного отличия масс элементарных частиц от энергий ранней Вселенной. Важность этой задачи сравнима с проблемой малости космологической постоянной. Все чаще физики видят решение перечисленных вопросов в рамках концепции естественности, которая предполагает, что масса бозона Хиггса и космологическая постоянная зависят от специального параметра. Подробнее — в материале «Ленты.ру».

В сценарии, рассмотренном японскими физиками Хироки Мацуи и Еши Мацумото, наблюдаемые значения массы бозона Хиггса и космологической постоянной возникают естественным образом, то есть не требуют введения новых частиц, в особенности суперсимметричных, когда у каждой появляется как минимум один более тяжелый партнер. Между тем новая модель предполагает введение новых взаимодействий с гравитацией.

Для начала напомним, с чем связаны проблемы иерархии масс и космологической постоянной. Первая проявляется, в широком смысле, в большом разрыве между экспериментально наблюдаемыми массами элементарных частиц и масштабами энергий ранней Вселенной. Масса самой тяжелой частицы Стандартной модели, топ кварка, равна примерно 173,1 гигаэлектронвольта, тогда как планковская масса, являющаяся верхним пределом для масс частиц и характерным масштабом квантовой гравитации и теории струн, — на 16 порядков выше.

Проблема космологической постоянной, иначе — лямбда-члена, проявляется еще острее. Константа фигурирует в уравнениях общей теории относительности и описывает минимально возможную, то есть нулевую энергию физического вакуума. В большинстве моделей эта постоянная остается неизменной в пространстве-времени. Проблема заключается в том, что ее теоретически вычисленное значение оказывается в 10 в 120-й степени раз больше величины, следующей из астрономических наблюдений. Ученые не знают причину такого расхождения, однако ясно, что его природа связана с несовместимостью общей теории относительности и квантовой механики, проявляющей себя на планковских масштабах.

Авторы рассмотрели сценарии космологического механизма релаксации, основанные на эволюции хиггсовского и аксионоподобного поля, которая началась после инфляционной стадии развития Вселенной, когда за ничтожно малое время размеры мира увеличились на 50 порядков.

Если частицей первого поля является бозон Хиггса, то второго — аксион. Последний впервые появился в 1977 году в работах Роберто Печчеи и Хелен Квинн в качестве попытки решения сильной CP-проблемы. Она заключается в том, что в экспериментах по квантовой хромодинамике — теории, описывающей сильные взаимодействия, не наблюдаются нарушения неизменности ее уравнений при одновременном зеркальном отражении и замене частиц на античастицы. Между тем теоретически в квантовой хромодинамике такое нарушение возможно, а экспериментально оно наблюдается в электрослабых взаимодействиях.

Спиральная галактика
Изображение: JPL / NASA

Возможное решение проблемы иерархии масс ученые продемонстрировали на примере электрослабого взаимодействия, характерный масштаб которого имеет порядок массы бозона Хиггса, то есть около 125 гигаэлектронвольт. Действие, описывающее новую теорию, содержит два слагаемых. Первое связано с бозоном Хиггса, второе — с аксионоподобным полем, взаимодействующим на планковском масштабе с гравитацией.

Конформное, иначе — масштабное преобразование вводит в теорию параметр, связанный с аксионным полем, который сильно снижает массу бозона Хиггса и космологическую постоянную. В этом смысле их значения контролируются аксионным полем и определяются параметром конформного преобразования.

В настоящее время существуют три варианта объяснения проблемы иерархии частиц. Первый связан с существованием других, еще не открытых экспериментально тяжелых частиц. На их роль претендуют, в частности, суперсимметричные частицы и темная материя. К сожалению, эксперименты на БАКе пока не подтверждают реалистичность существования первых.

Второе объяснение не предполагает новых частиц и сводится к так называемому антропному принципу: Вселенная такая, какая есть, с заданным набором описывающих ее природу параметров, поскольку иначе не существовало бы человека, задающего подобные вопросы — в частности, об иерархии масс. Третий вариант предполагает существование мультивселенной — множества параллельных миров, характеризуемых уникальными наборами фундаментальных констант, масс частиц и взаимодействий между ними. Набирающие популярность теории естественности, вероятно, можно считать четвертым возможным решением проблемы иерархии частиц.

[Анатолий Засов]

https://postnauka.ru/faq/44957
Астрофизик о далеких галактиках, расширении Вселенной и постоянной Хаббла
27 марта 2015

Астроном Эдвин Хаббл с фотографией галактики Андромеды / AP Archive

Законом Хаббла называется линейное соотношение между скоростью, с которой удаляются от нас далекие галактики, и расстоянием до них. Это означает, что если закон Хаббла применим, то галактика, которая в два раза дальше от нас, удаляется от нас в два раза быстрее.

Этот закон был сформулирован американским астрономом Эдвином Хабблом в 20-х годах XX века на основании очень немногочисленных в то время изменений скоростей галактик. Оценивая расстояния до галактик по блеску наиболее ярких звезд и сопоставляя это расстояние с известными в то время скоростями галактик, он нашел линейное соотношение между ними. При этом коэффициент пропорциональности, связывающий скорость и расстояние, был им получен с очень большой ошибкой из-за систематической недооценки расстояний. Коэффициент пропорциональности в зависимости Хаббла принято называть постоянной Хаббла. Величина постоянной Хаббла продолжает уточняться, и сейчас наиболее точное значение близко к 70 км/с на 1 мегапарсек (1 Мпк составляет около 3 млн световых лет). К примеру, если какая-то галактика находится на расстоянии в 100 Мпк от нас, то можно ожидать, что она удаляется от нашей Галактики со скоростью около 70⋅100 = 7000 км/c.

С физической точки зрения закон Хаббла является естественным отражением расширения Вселенной, происходящего одинаково по всем направлениям, при отсутствии выделенного центра этого расширения (с любой галактики картина расширения будет выглядеть примерно одинаково). Величина, обратная постоянной Хаббла, имеет размерность времени и составляет около 14 миллиардов лет. Эту величину часто условно принимают за возраст Вселенной, так как она представляет собой грубую оценку времени, прошедшего с начала расширения.

Важно отметить, что закон Хаббла — это не всеобщий закон природы. Он выполняется лишь приблизительно, потому что галактики, помимо скоростей, связанных с расширением Вселенной, обладают еще случайными скоростями собственных движений — от нескольких сотен до нескольких тысяч км/с. По этой причине, если галактики находятся сравнительно близко по отношению к нам — скажем, на расстоянии нескольких Мпк, — скорости случайных движений делают закон Хаббла неприменимым; такие галактики могут как удаляться, так и приближаться к нам. Закон Хаббла достаточно точно выполняется только для далеких галактик, и то в определенных пределах — на очень больших расстояниях в миллиарды световых лет (тысячи Мпк) постоянная Хаббла отличается от принятой для более близких галактик.

Тем не менее закон Хаббла в настоящее время используется как наиболее простой и надежный способ определения расстояний до галактик и их скоплений. Это важнейший параметр, описывающий современный темп расширения Вселенной.

доктор физико-математических наук, профессор кафедры астрофизики и звездной астрономии физического факультета МГУ, заведующий отделом Внегалактической астрономии ГАИШ МГУ

[Алексей Старобинский]

https://postnauka.ru/video/41354
Физик о самой ранней стадии развития Вселенной, пространстве де Ситтера и метрике пространства-времени
13 февраля 2015

Как возникла гипотеза космологической инфляции? Какими современными наблюдательными данными она подтверждается? Какими свойствами обладала Вселенная в начале инфляционной стадии? Об этом рассказывает доктор физико-математических наук.

Космология занимается тем, что изучает структуру и историю всей Вселенной или, если сказать более точно, той части Вселенной, которую мы можем сейчас непосредственно наблюдать. За последние примерно 40 лет, начиная с того уровня, на котором космология была примерно в 1978 году, мы стали существенно больше знать о прошлом Вселенной. Если эту историю представить в самой компактной форме — примерно в такой же степени компактности, как если упростить историю человечества, перечислив только основные общественно-экономические формации: первобытно-общинную, рабовладельческую и так далее, — то если в 1978 году мы говорили о том, что история Вселенной состоит из двух частей, то сейчас мы уже говорим о четырех основных эпохах. История Вселенной за эти 40 лет стала вдвое обширней.

Самая первая стадия — инфляционная, или де-ситтеровская, — самая ранняя из известных нам стадий эволюции вселенных. Я не хочу сказать, что это самая первая стадия. В принципе, что-то было и раньше. Просто сейчас о том, что предшествовало инфляции, мы никаких определенных наблюдательных данных не имеем. Об инфляционной стадии за последние 20 лет, начиная с эксперимента COBE 1992 года, накопилось уже много наблюдательных данных, из них-то мы уверенно говорим о том, что до горячего Большого взрыва, который был известен уже с 50-х годов прошлого века, была предшествующая стадия, которая была холодной, но сверхплотной, с очень большой плотностью.

Согласно Эйнштейну, гравитационное взаимодействие можно описать как движение всего в искаженном пространстве-времени. Характерные радиусы кривизны этого четырехмерного пространства-времени были малыми в смысле характерных длин или очень большими в смысле кривизны (кривизна — обратный радиус). Речь будет идти о характерных временах порядка 10-39 секунды и расстояниях 10-29 сантиметра. Соответствующие энергии будут порядка 1014 ГэВ. В то же время на Большом адронном коллайдере достигается энергия максимум 104 ГэВ, то есть на 10 порядков меньше.

Откуда мы об этом узнали? Была предложена гипотеза о том, что предшествовало стадии горячего Большого взрыва. Фактически одной из первых была моя работа 1979 года о том, что, если бы такая стадия была, то как бы это можно было проверить. Есть второй закон термодинамики: энтропия растет, в не очень четком смысле слова — если не прилагать специальных усилий, то беспорядок растет. Сейчас наша Вселенная достаточно упорядочена, что математически следует из того, что метрика пространства-времени, которая ее сейчас характеризует, может быть описана как очень симметричная, плюс на ней малая рябь, малые неоднородности с относительной безразмерной амплитудой порядка 10-5 — это число следует только из наблюдений. Эти возмущения метрики есть обобщения на случай теории Эйнштейна того самого ньютоновского гравитационного потенциала, который в школе изучается. Из того факта (это можно и более строго показать), что все-таки беспорядок растет, можно, хотя и не совсем обязательно, но естественно выдвинуть гипотезу, что по крайней мере та часть Вселенной, в которой мы находимся, в прошлом была еще более упорядоченной.

Инфляционную гипотезу можно представить в таком виде — это один из способов ее ввести, именно этот способ я использовал в своей работе 1979 года. Давайте вообще примем самую крайнюю гипотезу, что в какой-то момент времени в прошлом Вселенная была максимально симметричной, столь симметричной и красивой, насколько это возможно, насколько допускают законы физики, в частности законы квантовой механики и квантовой теории поля. Причем это утверждение должно относиться ко всему: и к гравитационному взаимодействию в терминах эйнштейновской теории гравитации или даже более сложных модифицированных теорий гравитации, которые я использовал, то есть к метрике пространства-времени; и ко всем физическим полям, которые в ней присутствуют.

Отсюда и возникает инфляционная гипотеза. Ее можно сформулировать так: давайте поищем пространство-время, обладающее столь большой степенью симметрии, сколько возможно, в частности, столь же симметричное, как и плоское пространство-время Минковского, которое, кстати, обладает 10-параметрической группой симметрии.

В смысле квантовых полей это значит, что не было никаких частиц, потому что любая частица нарушает симметрию, она дает выделенную, связанную с ней систему отсчета.

В этом смысле был вакуум по отношению ко всем частицам. Оказывается, такое пространство-время есть. Пространство Минковского для начального состояния не подходит, поскольку у него плотность энергии нулевая, а нам нужно в конце иметь положительную плотность энергии, из которой, в частности, мы состоим и сами. Но есть, оказывается, другое пространство-время, столь же симметричное — это пространство-время де Ситтера, которое является обобщением на четырехмерное пространство двухмерного гиперболоида вращения — того гиперболоида, из кусков которого построена Шуховская башня. Но там это двухмерная поверхность в трехмерном пространстве, а я говорю о четырехмерном. Оказалось, что эта гипотеза работает, и из нее есть наблюдательные следствия, именно эти следствия были измерены в экспериментах последних 20 лет.

Что это за наблюдательные следствия? Хотя частиц не было, но, согласно квантовой механике, это не значит, что не было квантовых полей. Квантовые поля, согласно принципу неопределенности Гейзенберга, не могут обращаться в ноль даже в вакуумном состоянии, где нет частиц. Эту начальную стадию я называл де-ситтеровской в 1979 году, а в 1981 году Алан Гут предложил ей имя «инфляционная стадия», которое действительно потом стало очень популярным.

Тут важно замечание, что это все-таки не абсолютно точно де-ситтеровская стадия, потому что реальная все-таки неустойчива. Истинно де-ситтеровская стадия была бы устойчивой, и она бы осталась такой, и тогда не было бы места ни для чего, что мы видим сейчас, в частности, для нас самих. Поэтому такая стадия должна быть метастабильной. То есть она должна хотя и медленно, но все-таки распадаться. Поэтому та максимальная симметрия, о которой я сказал, тоже соблюдается с точностью до этой слабой неустойчивости. Но это нестрашно, эта важная оговорка, но она не мешает сделать определенные предсказания.

В пространстве де Ситтера происходит процесс, который не происходит в плоском пространстве-времени. Поскольку это пространство-время кривое, в нем происходит процесс, аналогичный рождению пар «частица — античастица» в сильном поле, в частном случае электрического поля рождаются пары «электрон — позитрон». В метрике де Ситтера рождаются пары «частица — античастица» всех квантовых полей материи, в том числе и пары фотонов, а также пары гравитонов, но это отдельный вопрос.

Специфика состоит в том, что в ускорительных экспериментах действительно имеют дело с частицами, там они регистрируются, а в космологии, оказывается, важна не частица, а уже сами флуктуации полей. В этом причина существования ответа на следующий вопрос: допустим, что выдвинута гипотеза о том, что что-то было с нашей Вселенной очень давно, — это все очень красиво, но как мы сейчас об этом узнаем и почему следы этого не затерлись?

Оказывается, и тут работает принцип причинности. Расширение Вселенной на начальной де-ситтеровской, или инфляционной, стадии происходит по экспоненциальному закону. Это закон очень быстрый. Из-за этого оказывается, что эти самые неоднородности, эти самые квантовые флуктуации (из них нас больше всего интересуют флуктуации метрики пространства-времени, то есть некие неоднородности пространства-времени) забрасываются. Созданный в одном месте, например, обобщенный гравитационный потенциал немножко больше, в другом месте — немножко меньше. Расстояние между этими точками становится настолько большим, что потом световой сигнал от одной точки до другой не успевает дойти за всю последующую эволюцию, вплоть до относительно недавнего момента.

Принцип причинности плюс только естественная гипотеза о том, что принцип причинности работает до этих энергий, по крайней мере до 1014 ГэВ, приводят к тому, что эти самые неоднородности (аналог того, чем для археологов были бы черепки с надписями), созданные на инфляционной стадии, доживают до настоящего момента. А дальше мы знаем, как их искать. Это можно делать и по распределению галактик, и, что самое точное, по особенностям в температуре реликтового излучения.

Практически оказывается, что окружающее нас реликтовое излучение, имеющее температуру примерно 2,73 кельвина, только в первом приближении изотропно.

В первом приближении его температура по разным направлениям на небесной сфере одна и та же. Но только в первом приближении. А на уровне 10-5 от этих примерно 2,7 градуса, то есть на уровне 30 микрокельвинов, она начинает отличаться. И у нас есть четкое предсказание, какие должны быть статистические свойства. Подтверждение наличия таких статистических свойств в более грубом первом приближении, которое только подтверждало общее предсказание всех инфляционных моделей, но еще не давало возможности сказать, какая из них верна, было получено в эксперименте COBE в 1992 году, примерно лет через десять после теоретического предсказания. А более точно это было сделано в экспериментах последних лет — это, во-первых, эксперимент WMAP, а потом эксперимент Planck. Эксперимент WMAP публиковал свои данные в течение нескольких последних лет, но действительно самые последние хорошие данные — это уже 2010–2011 годы, и 2013 год — это данные эксперимента Planck.

Не углубляясь в детали, можно показать, с какой точностью предсказаний мы работаем и как растет экспериментальная точность. Одна из самых важных величин, которые характеризуют и начальную де-ситтеровскую стадию, и флуктуации реликтового излучения, — это так называемый наклон спектра первичных возмущений. Это некая малая величина, общее предсказание инфляционного сценария, что эта величина должна быть малой. Предсказание, полученное в конкретном сценарии, в том, который я впервые предложил в 1980 году, а конкретно это число рассчитали в 1981 году Муханов и Чибисов, что это малое число равняется -0,04. Эксперимент COBE 1992 года дал результат для этого малого числа 0±0,1, то есть общее подтверждение того, что это число должно быть малым, меньше по модулю 0,1, но еще пока точность недостаточна, чтобы судить более точно. Последние данные эксперимента Planck свидетельствуют, что это число равняется -0,04±0,01. Так вы видите и точность теоретических предсказаний, и прогресс в определении уже чисел, конкретных безразмерных чисел, который произошел в экспериментальной космологии.

доктор физико-математических наук, академик РАН, главный научный сотрудник Института теоретической физики им. Л. Д. Ландау РАН
Полезен ли был материал?

[Макс Тегмарк]

https://postnauka.ru/video/27821
Физик о флуктуациях в ранней Вселенной, темной энергии и теории инфляции
23 июня 2014

Какие открытия и технологии позволили космологии стать точной и основанной на данных? Какие параметры необходимо заложить в стандартную космологическую модель, чтобы получить согласие с экспериментом? Профессор Массачусетского технологического института Макс Тегмарк в рамках проекта Serious Science, созданного командой ПостНауки, рассказывает, как теория космической инфляции решает проблемы начала Вселенной.

Начнем с рассмотрения реликтового излучения, а именно с определения того, насколько Вселенная была клочковата, неоднородна 400 000 лет спустя после Большого взрыва — эти флуктуации на уровне 10-5. Небо горячее в одних направлениях и холоднее в других. Мы можем заложить эту информацию в программы для по-настоящему больших компьютеров и попытаться предсказать, насколько неоднородной будет Вселенная в более поздние эпохи, когда галактики уже образовались, а также каковы эти неоднородности. Тогда мы сможем сравнить полученные результаты с тем, что мы в действительности видим, когда делаем трехмерные карты распределения галактик с помощью телескопов. Результаты этого сравнения были весьма успешными.

Одно из этих чисел — плотность атомов, еще одно характеризует, как много существует темной материи, еще одна величина — сколько существует темной энергии, еще одно число говорит, насколько ранняя Вселенная была неоднородной, еще одно — это отношение количества больших неоднородностей к малым. Это весьма примечательно, что мы смогли описать многие гигабайты данных с помощью всего нескольких чисел. Это наибольший успех точной космологии на данный момент, и это причина, почему мы достаточно уверенно можем говорить, что существует темная энергия и темная материя, а также знаем, сколько их.

Принцип неопределенности Гейзенберга утверждает, что Вселенная не может быть абсолютно однородной, должны быть небольшие отклонения. Но эти флуктуации имеют размер намного меньше атома, какое отношение они могут иметь к галактикам? Замечательная идея теории инфляции заключается в том, что в это время пространство увеличивалось в размере вдвое много раз, пока малый масштаб этих флуктуаций не растянулся до размеров, превышающих галактические. Также эта теория предсказывает, что эти неоднородности, которые в конце концов привели к формированию галактик и нас, происходят из квантовых флуктуаций, из микромира. Это замечательная связь между наименьшими и наибольшими масштабами во Вселенной.

Источник видео: http://serious-science.org/

профессор физики в Массачусетском технологическом институте

[Юрий Сухов]

https://lenta.ru/articles/2016/11/07/falsevacuum/
00:07, 7 ноября 2016

Когда распад ложного вакуума уничтожит Вселенную

Космологические пузыри (в представлении художника)
Кадр: Perimeter Institute for Theoretical Physics / YouTube

Самым невероятным концом света стало бы уничтожение мира в результате распада ложного вакуума. В этом случае не только люди, планета, Солнце и Млечный Путь, но и вся наблюдаемая Вселенная прекратили бы свое существование. Таким будущим человечество не раз пугали ученые, в частности философ Ник Бостром, автор работы «Живете ли вы в компьютерной симуляции?». Насколько опасен истинный вакуум для жизни на Земле — в материале «Ленты.ру».

Вакуум в квантовой теории поля отвечает состоянию системы с минимально возможной энергией. Все физические процессы в таком мире происходят с энергиями, превышающими это принимаемое за нулевое значение. Между тем не исключено, что Вселенная или ее наблюдаемая часть находится в метастабильном, или ложном, вакууме. Это означает, что существует еще более выгодное энергетическое положение, в которое может эволюционировать Вселенная — истинный вакуум.

Количественное описание перехода системы из ложного вакуума в истинный впервые предложили в 1970-х годах советские физики. Почти в то же время эти вопросы привлекли внимание американских ученых. К настоящему времени разработан математический аппарат, позволяющий оценить вероятность туннелирования системы из первоначального, метастабильного состояния во второе, более устойчивое. Во многом он основан на статистической физике и квантовой теории поля, составляющими основу так называемого формализма космологических пузырей.

Млечный Путь
Фото: NASA / Reuters

В таком подходе считается, что наблюдаемый мир существует в ложном вакууме. Это состояние, скорее всего, носит метастабильный характер — вся Вселенная или та ее часть, которую видит человек, может находиться в стабильном состоянии огромный по космологическим масштабам промежуток времени, который, однако, конечен. Внутри пузыря ложного вакуума может возникнуть пузырь истинного вакуума. Эволюция Вселенной в этом случае происходит за счет распада первоначального метастабильного состояния.

Пузырь истинного вакуума расширяется внутри пузыря ложного вакуума в соответствии со специальной теорией относительности, не быстрее скорости света, и уничтожает всю материю первоначального мира. Поэтому и говорят о возможной гибели наблюдаемой Вселенной. Однако количественный анализ распада ложного вакуума сопряжен с большой неопределенностью.

Главное, что необходимо сделать, — это оценить вероятность рождения пузыря новой космологической фазы. Есть два основных подхода, позволяющих максимально упростить задачу и получить явные выражения для вероятности перехода — приближения тонкой и толстой стенок. В качестве базового объекта выступает потенциал Хиггса (иначе — Гинзбурга-Ландау) Стандартной модели — современной концепции физики элементарных частиц. В нем присутствует поле Хиггса, ответственное за возникновение у частиц инертной массы.

Образованию пузыря истинного вакуума в пузыре ложного соответствует фазовый переход первого рода, когда система претерпевает скачкообразное, а не непрерывное, как в фазовом переходе второго рода, изменение. Главное в обоих приближениях — высота потенциального барьера, разделяющего ложный и истинный вакуум. Приближение тонкой стенки работает, когда различие между ложным и истинным минимумами потенциала намного меньше высоты барьера между ними.

Если толщина стенок намного меньше радиуса пузыря, основной вклад в вероятность его рождения вносит поверхностная, а не объемная энергия. Определение вероятности при этом сводится к вычислению показателя экспоненты. Приближение толстой стенки гораздо реже используется в физически интересных теориях. И понятно почему: в этом случае вероятность образования пузырьков новой фазы оказывается экспоненциально подавленной — ложный вакуум практически неотличим от истинного.

Джет в окрестностях черной дыры (в представлении художника)
Фото: Nasa / Reuters

Вероятность туннелирования зависит от квантовых поправок в потенциал Хиггса, в частности от вклада тяжелых частиц. В настоящее время самой тяжелой элементарной частицей считается топ-кварк — его масса превышает 173 гигаэлектронвольт. Именно поэтому открытия новых тяжелых частиц так важны для космологических моделей — это может повлиять на прогнозы стабильности наблюдаемого мира.

Особая роль в распаде вакуума у гравитации — кривизны пространства-времени. В частности, микроскопические черные дыры, которые могут возникать при столкновениях частиц высоких энергий, в сотни раз повышают вероятность рождения в их окрестностях пузырей с истинным вакуумом. Динамика космологических пузырей еще сложнее, если внутри первоначальной Вселенной формируется несколько пузырей — расширяясь и сталкиваясь друг с другом, они создают новый мир с истинным вакуумом.

Сегодня неизвестно, в каком состоянии находится Вселенная. Если это истинный вакуум, то волноваться не о чем. Если ложный, то, скорее всего, тоже — размеры наблюдаемой Вселенной слишком велики, чтобы новый пузырь, расширяющийся со скоростью света, в сколь-нибудь разумное по меркам человека время заполнил весь мир. Однако есть исключение — если новая фаза каким-либо образом возникнет в непосредственной близости от человечества. Тогда Земля может погибнуть практически мгновенно.