Компьютерра, 2006 № 01-02 (621-622) | страница 66
В общем, не приходится удивляться, что отношение большинства физиков к идее Эверетта определяется непреходящей житейской мудростью: «Мне бы ваши заботы, господин учитель». В конце концов, в контексте профессиональных интересов специалистов по физике твердого тела, ядерной материи или оптики квантовая механика сводится к набору уравнений и способов их решения. Ученик Пола Дирака (Paul Dirac) Джон Полкингхорн (John Polkinghorne), променявший блестящую карьеру физика-теоретика на принесшие ему мировую известность занятия теологией, как-то выразился в том смысле, что типичный специалист по квантовой механике не более философичен, нежели типичный автослесарь. Однако верно и то, что интерес к основам квантовой механики сейчас на подъеме, и в этой связи Эверетта вспоминают куда чаще, чем пару десятилетий назад.
Авторы новейших гипотез Мультивселенной танцуют совсем от других печек. Они строят свои рассуждения на базе очень красивой модели Большого Взрыва (Big Bang), предложенной в 1980 году Аланом Гутом (Alan Guth) и вскоре серьезно модифицированной Андреем Линде, Полом Стейнхардтом (Paul Steinhardt) и Андреасом Албрехтом (Andreas Albrecht). Согласно этому сценарию, в самом начале свого существования наша Вселенная (о других мирах речь тогда не шла) испытала кратковременное, но чрезвычайно быстрое расширение, в ходе которого ее размеры росли пропорционально экспоненциальной функции времени. Эта стадия эволюции Космоса называется инфляционной (inflation – раздувание), поэтому и все направление именуют инфляционной космологией.
По современным представлениям, инфляция началась через 10–43 секунды после Большого Взрыва. На этом этапе существовал только физический вакуум, первичное скалярное поле, параметры которого сильно менялись из-за квантовых флуктуаций (этот загадочный субстрат образно называют пространственно-временной пеной). Для определенности будем говорить только об одном-единственном поле, хотя в более реалистичных моделях это ограничение отброшено. Какая-то из флуктуаций привела к тому, что интенсивность поля достигла острого локального пика, после чего стала спадать. Этот подскок как раз и создал условия для выхода на инфляционный режим. В итоге возник молниеносно расширяющийся пузырек с первоначальным диаметром 10–33 см, который и стал зародышем нашей Вселенной.
Инфляция пузырька-предтечи была очень недолгой, менее 10–34 с. За это ничтожно малое время его поперечник неизмеримо вырос, насколько именно – предмет спора теоретиков (скажем, оценка «в 1050 раз» считается еще очень скромной). Во всяком случае, Вселенная на этой стадии приобрела вполне макроскопические размеры. Далее она эволюционировала в соответствии с моделью Фридмана, в которой скорость расширения приблизительно пропорциональна квадратному корню из средней плотности материи и потому постепенно падает. Когда возраст Вселенной достиг 6,5 млрд. лет, на смену фридмановскому режиму пришла эволюция иного рода, первую модель которой в 1917 году построил голландский астроном Виллем де Ситтер (Willem de Sitter). Темп расширения не только перестал падать, но, напротив, начал возрастать, что мы сегодня и наблюдаем.
