Космология и теория суперструн

 

Согласно последним данным спутника WMAP позволившим определить значения всех основных космологических параметров, наша Вселенная в среднем трехмерно-плоская. Говоря «в среднем», мы имеем в виду ее глобальную структуру, без учета локальных искривлений метрики пространства-времени вблизи массивных объектов - звезд, галактик, скоплений и сверхскоплений галактик. 

 

До эпохи инфляции геометрия Вселенной не была трехмерно-плоской. Если обратить во времени процесс эволюции Вселенной, то можно сказать, что с уменьшением ее размера величина трехмерной кривизны увеличивается. Но гораздо более интересная  особенность очень ранней Вселенной - ее многомерность, предсказанная  теорией суперструн. Согласно этой теории, ранняя Вселенная характеризовалась большим количеством дополнительных измерений сложной структуры, которые эволюционировали вместе со Вселенной и сейчас могут представлятьcя как в виде свернутых компактных микроскопических многообразий, так и в виде протяженных. Долгие совместные усилия математиков и  физиков-теоретиков породили одну из красивейших теорий мироздания, объединившую квантово-полевой подход с теорией гравитации Эйнштейна и претендующую на роль единой теории всех известных физических взаимодействий. Это теория суперструн или ее современное обобщение - М-теория. 

 

В  теории суперструн  все элементарные частицы, в  том числе и  переносчик гравитационного взаимодействия, гравитон, являются различными типами колебаний некоторого нового одномерного пространственного объекта - струны. Частота колебаний определяет тип частицы и  ее энергию. Типичный продольный размер струны очень мал  - порядка планковской длины  (10^-33  см). При малых энергиях струна неотличима от точечной частицы. Теория суперструн  начинает проявлять себя только при сверхвысоких энергиях, существовавших в ранней Вселенной. Для ее непротиворечивого описания требуется 9 пространственных измерений и одно временное. Эти дополнительные измерения равноправно существу­ют в ранней доинфляционной Вселенной, а потом, по мере остывания и расширения Вселенной, свертываются  (компактифицируются),  оставляя  только три пространственных и одно временное. Таким образом, общая теория относительности Эйнштейна оказывается низкоэнергетическим приближением теории суперструн. 

 

М-теория для  своего непротиворечивого математического описания требует уже 11 измерений. Она является обобщением теории суперструн в том смысле, что помимо самих струн (одномерных объектов) содержит и элементы более высоких размерностей - поверхности (р-браны) и трехмерные структуры. М-теория сейчас проходит этап становления. 

 

Теория суперструн, как и любая другая физическая теория, требует для своего подтверждения наблюдательных и экспериментальных данных. Но мы, очевидно, можем оперировать только четырьмя измерениями. Так как мы не наблюдаем проявлений дополнительных измерений, они должны быть очень малыми, как в  случае моделей с компактификацией (модели Калуцы-Клейна). Малый радиус дополнительных измерений означает, что они должны проявлять себя только при сверхвысоких энергиях, какие реализовывались в  ранней Вселенной. Не исключено, что существуют и протяженные дополнительные измерения, с которыми наша четырехмерная Вселенная может взаимодействовать гравитационно или обмениваться какими-либо гипотетическими частицами. В случае Калуцы-Клейна дополкнительные измерения формируются в виде многообразий М.  Знание топологии та­их многообразий дало бы нам сведения о геометрической структуре пространства-времени очень ранней доинфляционной Вселенной, когда ее топология яростно кипела и бурлила, когда сменялись фазовые состояния пространства, подобно тому, как возникают пузыри новой, газообразной фазы в кипящей смоле. Но кипящая смола - это вещество, а в ранней Вселенной кипело само пространство; тогда никакой материи еще не было, она родилась позже, из энергии, вырвавшейся из этой скрученной сложнейшей геометрии пространства. 

 

Какова же допустимая  теорией структура многообразия приведшая к появлению ненаблюдаемых эффектов в наших четырех измерениях, таких как зависимость констант связи от времени, появлению «пятой силы»? Поля-модули оказалось возможно зафиксировать, отбросив физически нереализуемые решения, исходя из последних данных по ускоренному расширению Вселенной. 

 

Но возникла проблема «космологической постоянной». Ее величина соответствует минимальному значению потенциала четырехмерного эффективного струнного действия - четырехмерной вакуумной энергии. Это действие зависит от многообразий высших размерностей. Таким образом, энергия дополнительных измерений может  объяснить  значение современной «космологической  постоянной». 

 

Проблема  же  состоит  в  следующем:  поскольку  пространство  дополнительных измерений  имеет  множество  различных  конфигураций  (многообразий  Калаби-Яу), то значений струнного вакуума многомерного потенциала может быть много. В космологии, основанной на теории суперструн, множество возможных вакуумов называется ландшафтом. Каждый из таких вакуумов соответствует нарушенной симметрии. Это нарушение происходило по-своему в каждом домене Мультиленной в результате ее расширения и остывания. 

 

Теория суперструн и М-теория пытаются объяснить теорию инфляции и показать, каким образом образовывались причинно-несвязанные друг с другом домены Мультиленной. Теоретическая физика пытается дать ответ на самый сложный вопрос - «почему?» Почему в ранней Мультиленной была эпоха инфляции? Симметрия теории суперструн нарушилась, породив множество стабильных (и  квазистабильных)  состояний,  каждому  из  которых  соответствует  самостоятельно эволюционирующий домен Мультиленной. Каждая такая вселенная  соответствует  различным устойчивым вакуумным  состояниям.  Типичный  минимум потенциала в  теории суперструн  - это  величина,  пропорциональная четвертой степени  энергии струны,  то  есть  порядка планковской  массы. Эта величина отличается  от  наблюдаемой (А-член) на  120  порядков! Но, поскольку набор  энергий вакуума  есть величина, распределенная  случайным  образом, из этого набора можно  подобрать  величину  космологической  постоянной,  соответствующую реальным данным. Остается  вопрос, почему именно этот минимум  из множества возможных реализовался в нашей Вселенной. 

 

Ответ может дать, например, антропный принцип. Таким  образом, теория суперструн предоставляет нам целый набор  моделей  ранней Вселенной.  Выбор  реальной  модели  обусловлен  нашим умением  работать  в  четырехмерном  пространстве-времени  вместо  10- или  даже  11-мерного, умением правильно объяснить структуры дополнительных измерений. Теория суперструн и  М-теория пытаются дать ответ и на вопрос о происхождении самой Мультиленной. Так,  это могло произойти в  результате  столкновения двух многомерных поверхностей. Каждая из них обладала сложной фрактальной структурой, и их взаимодействие положило начало образованию целого семейства вселенных. 

 

Как видим, современная космология базируется на достижениях астрономии, теоретической физики, физики элементарных частиц, физики сверхвысоких энергий и пользуется сложнейшим математическим аппаратом, стимулируя при этом их собственное развитие. И  список привлекаемых дисциплин постоянно растет. 

 

Ведь для того, чтобы понять, как образовалась наша Вселенная, необходимо объединение различных подходов естествознания. Предстоит еще долгий путь, но какие захватывающие перспективы открываются перед исследователями!