Вселенная на бране. Пространство и время с точки зрения M-теории

К этому моменту наша 3-брана завершает свой отскок и начинает снова приближаться ко второй 3-бране. По мере приближения к следующему столкновению квантовые флуктуации струн, прикреплённых к нашей бране, наполняют её однородную пустоту мельчайшей рябью (пятая стадия). Эти флуктуации продолжают расти, по мере того как наша брана набирает скорость; затем происходит катаклизм, когда наша брана ударяется о вторую 3-брану, затем она отскакивает, и цикл возобновляется. Квантовые флуктуации отпечатывают крохотные неоднородности на излучении и материи, возникающие в ходе столкновения, и, во многом подобно инфляционному сценарию, эти отклонения от совершенной однородности перерастают в сгущения материи, которые в конечном счёте образуют звёзды и галактики.

Таковы основные стадии циклической модели (её также ласково называют большим шлепком ). Её основные идеи — сталкивающиеся миры на бранах — резко отличаются от основ инфляционной теории, но тем не менее в этих двух моделях есть общие важные положения. В обеих теориях считается, что изначальная неоднородность создаётся квантовыми возмущениями. В действительности, Стейнхардт и Тьюрок утверждают, что уравнения, описывающие квантовую рябь в циклической модели, почти идентичны уравнениям инфляционной теории, так что и неоднородности, предсказываемые двумя этими теориями, тоже почти идентичны. Более того, хотя в циклической модели нет стремительного инфляционного расширения, но его заменяет период в триллион лет (начиная с третьей стадии) более мягкого ускоренного расширения. Это всего лишь вопрос постановки вопроса; на то, что в инфляционной модели достигается за мгновение ока, в циклической модели уходит почти вечность. Поскольку в циклической модели столкновение не знаменует начало Вселенной, то можно неторопливо решить космологические проблемы (такие как проблема плоского пространства и проблема горизонта) за последние триллионы лет каждого предыдущего цикла. Эры мягкого, но постоянно ускоренного расширения в конце каждого цикла растягивают 3-брану, делая её плоской и вполне однородной, за исключением мельчайших, но важных квантовых флуктуаций. Так что долгая финальная стадия каждого цикла, за которой следует шлепок в начале следующего цикла, даёт среду, очень близкую к той, что возникает за кратчайший период расширения в инфляционной модели.

Беглая оценка

В настоящий момент как инфляционная, так и циклическая модели представляют собой глубокие космологические разработки, но ни одна из них не является законченной теорией. Незнание преобладающих условий в самые ранние моменты возникновения Вселенной вынуждает сторонников инфляционной космологии просто предположить, без теоретического обоснования, что в то время возникли условия, требующиеся для инфляции. Если они действительно возникали, то инфляционная теория решает многочисленные космологические загадки и объясняет стрелу времени. Но её успех в первую очередь зависит от того, что действительно происходило. Более того, инфляционная космология не была согласована с теорией струн и поэтому не разделяет успех теории струн в деле объединения квантовой механики и общей теории относительности.

В циклической модели есть свои недостатки. Как и в случае с моделью Толмена, соображения, связанные с накоплением энтропии (а также квантово-механические соображения), показывают, что циклы не могли идти вечно. Циклы должны были когда-то начаться в прошлом, и поэтому, как и в инфляционной модели, нужно объяснить, как всё началось. С этой оговоркой циклическая теория, подобно инфляционной теории, решает основные космологические проблемы и устанавливает стрелу времени, указывающую направление от низкоэнтропийного шлепка через последующие стадии (рис. 13.8). Однако согласно современным представлениям циклическая модель никак не объясняет, каким образом или почему Вселенная оказалась в должной конфигурации, отражённой на рис. 13.8. Например, почему шесть пространственных измерений свернулись в требуемое многообразие Калаби-Яу, тогда как одно из дополнительных измерений послушно приняло форму пространственного сегмента, разделяющего две 3-браны? Как так вышло, что две 3-браны так совершенно выровнялись по отношению друг к другу и притягиваются как раз с нужной силой, требующейся для того, чтобы все стадии на рис. 13.8 шли так, как мы их описали? И, прежде всего, что в действительности происходит, когда две 3-браны сталкиваются в версии циклической модели взрыва?

Перейти на страницу: 13 14 15 16 17 18 19

Copyright © 2010 - All Rights Reserved - www.physicinweb.ru