Пространство-время, геометрия, космология. - Бёрке У.
Скачать (прямая ссылка):
Экспоненциально быстрое расширение Вселенной (соответствующее пространство-время, как уже указывалось, является деситтеровским) могло начаться, если фазовый переход при энергиях порядка IO15 ГэВ был переходом первого рода. В этом случае симметричное состояние вакуума («ложный» вакуум) метастабильно, и для образования новой фазы требуется некоторое время. Если это время достаточно велико, Вселенная успевает расшириться, пока фазовый переход еще не завершился — происходит «переохлаждение» ложного вакуума. Существенно, что такое состояние вакуума характеризуется конечной положительной плотностью энергии, в то время как плотность энергии несимметричного вакуума, который должен образоваться в результате фазового перехода, равна нулю. Если переохлаждение достаточно сильное, то плотность энергии обычного вещества становится много меньше плотности энергии ложного вакуума и первой можно вовсе пренебречь. Тензор энергии-импульса вакуума пропорционален метрическому тензору Tflill = p^g^, поэтому мы приходим к вакуумным уравнениям Эйнштейна с положительной эффективной космологической постоянной. Это эквивалентно «веществу», создающему отрицательное давление, по абсолютной величине равное плотности энергии р = -Pbsk (ср. с формулой (41.9) в тексте). Из уравнения (4.88) тогда следует, что величина рвак остается при расширении постоянной, а само расширение происходит по экспоненциальному закону в соответствии с уравнением (4.87) при
Постоянная H столь велика, что за ничтожное время порядка IO-36C Вселенная успеет расшириться в IO30 раз [12]. Это дает простое объяснение одинаковости Вселенной в областях, столь удаленных друг от друга, что находящиеся в них наблюдатели не успели бы обменяться световыми сигналами за все время существования Мира. Нетрудно также заметить, что даже отличное от нуля первоначальное значение параметра кривизны к в уравнениях (48.1), (48.2) экспоненциально быстро становится несущественным — соответствующий вклад убывает как ехр (-2Ht). Таким образом, для объяснения наблюдаемой в настоящее время плотности, близкой к критической, не нужно предполагать чересчур точной «плоскостности» Вселенной на ранних' стадиях расширения, как этого требует стандартная модель. Интересно, что полная энергия Вселенной при «раздувании» возрастает в колоссальной степени, поскольку плотность Pb3k остается величиной постоянной. Тем самым оказывается, что энергия, заключенная во Вселенной, возникает из вакуума.
р = — р и к = 0, т. е. R ~ ехр (Ht), где H = 10 Предисловие редактора перевода
Дальнейший анализ показал, что реалистичность подобного сценария критически зависит от деталей фазового перехода, которые в свою очередь определяются выбором конкретного варианта модели Великого объединения. Если, как это было предложено в первоначальном варианте сценария инфляционной Вселенной, термализация и выход на режим фридманов-ского расширения происходят за счет столкновений зародышей несимметричной фазы, то Вселенная в результате окажется неприемлемо сильно неоднородной. При таком фазовом переходе должны также рождаться магнитные монополи в количестве, явно противоречащем наблюдениям. Однако существуют модели, в которых переход вакуума в несимметричную фазу происходит не скачком, а постепенно, так что значение плотности энергии новой фазы медленно убывает. За это время каждый зародыш новой фазы успеет расшириться до размеров, значительно превышающих размеры видимой части Вселенной, которая, таким образом, может полностью оказаться внутри единственного «пузыря» несимметричной фазы [14]. Такой вариант сценария инфляционной Вселенной решает одновременно и проблему монополей, поскольку плотность рождающихся монополей должна быть одного порядка с плотностью пузырей новой фазы.
Если инфляционный сценарий выдержит проверку временем, то на повестку дня выйдет исследование еще более ранней истории Вселенной. Не исключено, однако, что вопрос будет решен принципиально иным способом. В последнее время высказывается интригующая мысль, что классическое гравитационное поле (т. е. метрика, а с ней и само представление о пространстве и времени) возникло в результате квантового перехода из некоторого «состояния», описание которого должна дать полная квантовая теория гравитации и в котором обычные понятия пространства и времени лишены смысла. Возможно, что именно деситтеровская Вселенная окажется начальным классическим состоянием мира, возникшим из квантового хаоса [15].
Говоря о новых веяниях в космологии восьмидесятых годов, нельзя не коснуться вопроса о возможной роли нейтрино во Вселенной. Перечисляя в разд. 36 виды материи, играющие главную роль в космологии, Бёрке не упоминает нейтрино. Между тем из описываемой в книге теории горячей Вселенной следует, что при высоких температурах нейтрино находились в термодинамическом равновесии с другими частицами и их концентрация по порядку величины равнялась концентрации фотонов. В ходе расширения общая концентрация частиц уменьшалась, и вследствие слабости нейтринных взаимодействий по истечении времени порядка 0,1 с после начала расширения нейтрино стали практически свободными. В современную эпоху 11 Предисловие редактора перевода
