Что было до Большого взрыва. Памяти Алексея Старобинского (19.04.1948–21.12.2023)

Конференция в Кембридже в 1982 году, где происходил «мозговой штурм» теории инфляции. В центре — Алексей Старобинский. Алан Гут — второй справа в нижнем ряду. Фото из архива Алексея Старобинского
Конференция в Кембридже в 1982 году, где происходил «мозговой штурм» теории инфляции. В центре — Алексей Старобинский. Алан Гут — второй справа в нижнем ряду. Фото из архива Алексея Старобинского

Ушел из жизни Алексей Старобинский — один из отцов-основателей теории космологической инфляции, которая легла в фундамент современной космологии. Это случалось 21 декабря. Наверно не будет преувеличением сказать, что из отцов-основателей этой теории он был первым. Немного истории.

Академик РАН Алексей Александрович Старобинский, член бюро Отделения физических наук РАН (ras.ru)
Академик РАН Алексей Александрович Старобинский, член бюро Отделения физических наук РАН (ras.ru)

Еще в 1960-х годах, когда окончательно утвердилась теория Большого взрыва, всплыло очень болезненное противоречие: чтобы появилась такая большая однородная Вселенная, начальные условия для ее расширения должны быть филигранно подогнаны: скорость расширения и плотность должны быть сбалансированы с точностью до 10–60 (или, иными словами, начальная кривизна пространства должна быть удивительно малой). Хуже того, этот баланс должен быть соблюден в разных областях Вселенной, которые в начале расширения ничего «не знали» друг о друге. Первые попытки решить проблему появились в начале 1970-х годов. Эраст Глинер из Ленинградского физтеха сделал первую попытку в правильном направлении. Тогда была популярной «теория отскока» — коллапс предыдущей вселенной сменяется расширением следующей. Проблема в том, что в момент «отскока» возникает сингулярность, и Глинер выдвинул идею, как ее избежать. А именно: в момент достижения большой плотности во Вселенной меняется уравнение состояния: давление меняет знак, возникает натяжение, равное плотности энергии. При этом, как диктует уравнение Фридмана, Вселенная начинает экспоненциально расширяться, возникает так называемый «мир де Ситтера», а потом этот мир рушится, превращаясь в расширяющуюся горячую Вселенную.

Что такое Большой взрыв?

В отличие от расхожего представления, что Большим взрывом называется начало расширения Вселенной, в современной космологии используется более точное понятие. Большой взрыв — это возникновение горячей Вселенной. В такой терминологии стадия космологической инфляции предшествовала Большому взрыву, каковой произошел в результате «выгорания» инфлатона. То есть Большой взрыв — это конец стадии инфляции и начало горячей Вселенной. Переход между этими двумя стадиями — достаточно сложный процесс, причем Алексей Старобинский внес существенный вклад в его описание.

К сожалению, идея Глинера была отвергнута. Против выступил Зельдович, и у него были веские аргументы. Действительно, эта гипотеза не работала в сценарии отскока и была умозрительной, недостаточно проработанной. Но на самом деле с водой выплеснули ребенка — гипотеза содержала зачатки идей, которые вскоре «выстрелили».

Алексей Старобинский вернулся к этой теме спустя несколько лет. В 1979 и 1980 годах он публикует две прорывные статьи1, где идея рассматривается на новом уровне. Особенно важной была вторая из них, где на высоком техническом уровне выводится удивительный эффект: в пространстве с высокой кривизной меняется вакуум. Это похоже на эффект Казимира: когда мы близко сводим две параллельные металлические пластины, они начинают притягиваться, влияя на нулевые (вакуумные) колебания электромагнитного поля. В случае огромной кривизны пространства-времени это приводит к тому, что как бы меняются уравнения Эйнштейна, будто в них появляется новый член. На самом деле теория гравитации не меняется — меняется вакуум, будто в нем появляется некое поле с большой плотностью энергии.

Увы, мировое научное сообщество поначалу не заметило работу Алексея. Замеченной оказалась статья Алана Гута (Alan Guth, иногда транскрибируется как «Алан Гус»), который и поныне в широких кругах считается главным основателем теории инфляции. В своей статье 1981 года2 Гут предложил сценарий, который оказался неправильным, но он очень ясно описал, зачем нужна инфляция, и сформулировал ее на языке, привлекательном для физиков, занимающихся теорией элементарных частиц. В ней фигурировали модные и любезные сердцу физиков понятия, такие как фазовый переход и спонтанное нарушение симметрии. Его статья сломала лед — теория инфляции стала почти общепринятой. Можно сказать, появилась новая космологическая парадигма. Почти сразу стало ясно, что сценарий Гута неправильный — при тщательном рассмотрении в нем не получается перехода в «правильную» вселенную, но все понимали, что правда где-то близко, надо немного подправить сценарий. В результате подправили, причем основную роль здесь сыграл Андрей Линде со своей концепцией «хаотической инфляции».

Сценарий космологической инфляции Алана Гута

Что было до Большого взрыва. Памяти Алексея Старобинского (19.04.1948–21.12.2023)

Сначала Вселенная была очень горячей и находилась в термодинамическом равновесии. И в ней существовало скалярное поле, которое впоследствии получило общее название «инфлатон». С ним произошла точно та же история, что с полем Хиггса. Из-за высокой температуры эффективный потенциал поля был параболическим с минимумом при нулевом значении поля, но с ненулевой плотностью энергии (верхняя кривая).

Вселенная расширялась и остывала, эффективный потенциал стал меняться, как показано на рисунке, — появился абсолютный минимум при ненулевом значении поля. Однако поле оставалось в локальном минимуме, доминируя в плотности энергии, оно стало раздувать Вселенную, подобно тому, как сейчас ее раздувает темная энергия. Потом поле стало туннелировать через потенциальный барьер из «ложного» вакуума в истинный.

Модель, будучи масштабированной версией фазового перехода Вайнбегра — Салама (расщепление электромагнитных и слабых взаимодействий), оказалась слишком «навороченной» для объяснения инфляции. Она содержала труднообъяснимое начальное состояние (термодинамическое равновесие до инфляции) и неверное описание разогрева Вселенной после инфляции.

Постепенно модель Старобинского становилось всё более популярной. Она прекрасно вписывалась в сценарий Андрея Линде, более того, со временем оказалось, что она лучше других моделей описывает данные по неоднородностям реликтового излучения. Но главное, с моей точки зрения, что она не требует привлечения новых сущностей, специального поля — инфлатона. Грубо говоря, инфлатон возникает в результате отклика существующих полей на большую кривизну пространства-времени. Уильям Оккам за теорию космологической инфляции пожал бы руку именно Алексею. Я также уверен, что Алексей был бы в числе лауреатов Нобелевской премии за теорию инфляции, которая с очень большой вероятностью будет когда-то вручена.

Вышесказанное более детально отражено в интервью с Алексеем Старобинским, опубликованном в моей книге «Прорыв за край мира». Приведем фрагменты этого интервью, взятого в начале 2014 года.

— Итак, начнем с вопроса, который я уже пообещал задать в начале этой части книги: ты понимал значение своей работы, где предложил первую более-менее полную работающую модель инфляции? В том смысле, что механизм инфляции дает решение основных загадок — плоскостности и однородности Вселенной. Если понимал, то почему не написал об этом в той статье?

— Да, не написал. Просто считал общим местом — обо всем этом уже говорил Эраст Глинер чуть ли не за десять лет до того. Увы, Глинеру не поверил никто, в том числе такие великие люди, как Зельдович и Сахаров, потому что у него была только гипотеза — ни модели, как такой режим мог реализоваться в ранней Вселенной, ни идеи, как всё это можно проверить и доказать на опыте, не было. Кроме того, ты говоришь о статье 1980 года, а была еще статья 1979 года, в которой как раз и была предложена идея, как это можно доказать: измерив спектр неоднородностей во Вселенной в больших — космологических — масштабах.

Уже давно возникла гипотеза, что начальный (возникший до стадии Большого взрыва) спектр возмущений плотности материи должен быть плоским — структура Вселенной успешно моделировалась именно в этом предположении. А сценарии инфляции (тогда слово «инфляция» еще не употреблялось, использовали термин «решение де Ситтера») с очевидностью давали именно плоский спектр. Предсказание спектра возмущений куда сильнее, чем просто объяснение плоскостности и однородности Вселенной. Это объяснение к тому же во многих случаях оказывается иллюзорным, что вскоре выяснилось на примере модели Гута 1981 года <…>

— Ты считал уже в 1980 году, что однородная плоская Вселенная как результат инфляции — общее место. Для тебя и твоего круга, может, это и было общим местом, но научная общественность о том не знала. Тогда в лучшем случае считали инфляцию чем-то экзотическим и заумным, а чаще просто не знали про нее. Все-таки Алан Гут сделал важнейшую часть задачи — занялся популяризацией и пропагандой этого механизма. Видимо, именно поэтому он считается отцом новой парадигмы.

— Конечно, пропаганда тоже необходима. Удача Гута во многом была связана с тем, что он нашел правильный язык для физиков частиц, которые составляли большую часть его аудитории. Скалярное поле, великое объединение, фазовый переход — это именно их «бизнес». Но модель у него неверная — там не получается благополучный выход из инфляции. Знаешь об этом?

— Да, я об этом уже написал выше, не будем повторять… Но зато у Гута в статье всё понятно и впечатляюще. А у тебя в статье, небось, техника в основном…

— На самом деле статья достаточно простая. И короткая, всего четыре страницы. А у Гута — страниц двадцать.

— Зато у него, вероятно, большую часть составляет легко читаемая дискуссия. Кстати, а в твоей модели как обстоит дело с выходом из инфляции?

— Выход благополучный и вполне элегантный. Тот же самый механизм квантовых флуктуаций, который дает спектр возмущений, он же обеспечивает и «выгорание» вакуума с большой плотностью энергии («инфлатона». — Б. Ш.) — его переход в частицы. Не нужно искать специального механизма, он уже есть. Это, кстати, было одной из целей — я искал не только сценарий с решением де Ситтера, но и как из него элегантней выйти в фазу Большого взрыва — горячей фридмановской Вселенной.

— Ты всё говоришь про спектры возмущений и что они были главной твоей целью. Но как основополагающая работа по этой части известна статья Вячеслава Муханова и Геннадия Чибисова 1981 года3 — вроде бы они посчитали спектр…

— Да, а чью модель они использовали? Я уже сказал, что без последовательной модели спектр возмущений материи правильно посчитать нельзя.

— Ну, твою <…> Ты говоришь, подход Гута понятней для физиков частиц. Я по своему воспитанию и ментальности тоже скорее физик частиц, и рассуждения в терминах инфляции за счет скалярного поля мне ближе по духу, чем твоя модификация уравнений Эйнштейна с добавлением члена, пропорционального R2. Твоя модель, как выяснилось, эквивалентна варианту со скалярным полем в режиме «медленного скатывания», который придумали позже. У меня такой вопрос: какой именно потенциал скалярного поля надо взять, чтобы получить полную тождественность с твоей моделью?

— Примерно как квадрат гиперболического тангенса. Это при положительных значениях эффективного поля, а при отрицательных потенциал растет экспоненциально. Вблизи нуля это будет квадратичная зависимость, а потом она выполаживается в сторону положительных значений, что очень благоприятствует медленному скатыванию. Ты начал со слов: «Инфляция объясняет то и се». На самом деле я не совсем согласен с такой формулировкой. Правильнее сказать: «Инфляция в рамках адекватных моделей объясняет то и се». Основные же достоинства инфляционного сценария в целом — эстетическое изящество и полная предсказуемость всей дальнейшей эволюции Вселенной, которая может согласовываться, а может и не согласовываться с наблюдательными данными.

Что же касается медленного скатывания, то оно в действительности появилось не после, а до всех работ по инфляции — еще в моей статье 1978 года4, где я рассматривал сценарий «отскока»: замкнутая вселенная сжимается, включается решение де Ситтера, сжатие переходит в расширение, минуя сингулярность. Андрей Линде в своей работе 1983 года5, где он предложил хаотическую инфляцию, сделал важный шаг: отбросил стадию сжатия, с которой были связаны некоторые проблемы, и предложил идею произвольных начальных условий (однако при достаточно большом значении скалярного поля — больше планковского) — где-нибудь они окажутся подходящими для старта инфляции. А сами уравнения, в том числе и эффект медленного скатывания, уже существовали.

— Ну да, собственно, хорошие простые уравнения, типа гармонического осциллятора с трением, везде всплывают. Как понимаю, в случае хаотической инфляции было важно показать, что это работает и там. В твоей работе меня больше впечатлило другое: я написал, что твой механизм инфляции похож на эффект Казимира. Там металлические пластины влияют на плотность энергии вакуума, а у тебя — кривизна пространства дает тот же эффект. Ты одобряешь эту метафору?

— Одобряю, только надо добавить, что это динамический эффект Казимира. Кривизну дает ускоренное расширение. Кстати, динамический эффект Казимира сейчас пытаются зарегистрировать экспериментально — с помощью движущихся пластин.

Механизм инфляции с применением модели Старобинского

Что было до Большого взрыва. Памяти Алексея Старобинского (19.04.1948–21.12.2023)

В варианте медленного скатывания с применением модели Старобинского сценарий инфляции оказывается несравненно проще, чем в модели Гута.

На рисунке схематично показан потенциал модельного поля. На стадии инфляции поле находится на пологой части потенциала, что способствует медленному скатыванию. Инфляция заканчивается, когда поле скатывается до крутого участка и затем начинает колебаться в минимуме, что и приводит к разогреву.

— Насколько, по-твоему, теория инфляции доказана? По мнению Валерия Рубакова, для того, чтобы она была окончательно принята и за нее можно было бы давать Нобелевскую премию, нужно обнаружить предсказываемые ею гравитационные волны, которые могут быть выявлены по карте поляризации реликтового излучения.

— Я согласен с ним лишь частично. Действительно, гравитационные волны надо зарегистрировать, и это стало бы окончательным подтверждением. Но есть и другие способы проверки, пока не будем о них рассказывать.

— А ты уверен, что гравитационные волны когда-нибудь будут зарегистрированы? Ведь уже видно по данным WMAP и «Планка», что «оптимистические» модели, предсказывающие большую амплитуду реликтовых гравитационных волн, не проходят.

— Мое предсказание: отношение амплитуды гравитационных волн к амплитуде возмущений плотности — примерно полпроцента. Сейчас верхнее ограничение на эту величину, обычно обозначаемую как r, составляет около 10% Дело в том, что в большинстве популярных моделей r обратно пропорционально числу N (числу раздуваний в е раз, о котором сказано выше), причем с коэффициентом в числителе порядка десяти (точное значение зависит от модели). Поскольку N ~ 50…60, то отношение должно быть 15–20%. Это уже противоречит данным. Модели инфляции с потенциалом скалярного поля V ~ f 4 уже надежно отвергнуты. Самая простая и популярная модель с V ~ f 2 поставлена под сомнение — она противоречит данным на уровне двух сигма. А в моей модели в знаменателе стоит N2 и отношение r должно быть на уровне полпроцента. Верхнему пределу еще далеко до этой величины.

— Ты думаешь, при отношении полпроцента гравитационные волны в принципе обнаружимы?

— Экспериментаторы обещают достичь уровня 10–4 <…>

— Когда Яков Борисович, наконец, признал теорию инфляции? Как выше по тексту уже сказал Володя Лукаш, Зельдович устроил разнос Глинеру, когда тот рассказывал про сценарий «отскока» с «физическим» космологическим членом, что было неким прототипом инфляции. А спустя десять с чем-то лет не признавать ее было уже трудно.

— Пожалуй, это произошло в районе 1980 года — кажется, мне удалось его убедить. Вариант с модифицированной общей теорией относительности ему оказался ближе, чем сценарий с «отскоком» в чисто гидродинамической модели Глинера с заданным руками уравнением состояния или в моей модели 1978 года с массивным скалярным полем (меня он тогда покритиковал тоже, и не только он).

— Ну и в заключение. Пример с твоей моделью и сценарием Гута показывает, насколько в науке важна пропаганда…

— Конечно, в науке пропаганда необходима, но кто-то должен делать правильные работы, чтобы у пропагандистов был адекватный предмет для пропаганды.

Некоторые из основных участников конференции Zeldovich 100 Conference (март 2014 года) у памятника Зельдовичу в Минске, Беларусь. Слева направо: Андрей Дорошкевич, Марек Демьянский, Ремо Руффини, Алексей Старобинский, Лев Титарчук, Геннадий Бисноватый-Коган, Владимир Белинский (Melirius, «Википедия»)
Некоторые из основных участников конференции Zeldovich 100 Conference (март 2014 года) у памятника Зельдовичу в Минске, Беларусь. Слева направо: Андрей Дорошкевич, Марек Демьянский, Ремо Руффини, Алексей Старобинский, Лев Титарчук, Геннадий Бисноватый-Коган, Владимир Белинский (Melirius, «Википедия»)

В заключение пару слов о других достижениях Алексея Старобинского. Его смело можно назвать классиком в области квантовых эффектов в гравитационных полях. В частности, совместно с Зельдовичем он предсказал явление «суперрадиации» вращающихся черных дыр, которое послужило отправной точкой Хокингу в его открытии квантового испарения черных дыр. Кроме самого явления космологической инфляции Алексей многое сделал в отношении сопутствующих эффектов, таких как генерация возмущений и механизм разогрева Вселенной после инфляции. Алексей Старобинский на протяжении всей научной карьеры работал в Институте теорфизики им. Ландау, при этом вел интенсивную преподавательскую деятельность, многие известные физики считают себя его учениками.

Профессор факультета физики НИУ ВШЭ, академик РАН Алексей Старобинский, 2019 год (Высшая школа экономики, hse.ru)
Профессор факультета физики НИУ ВШЭ, академик РАН Алексей Старобинский, 2019 год (Высшая школа экономики, hse.ru)

Борис Штерн

Автор благодарен Павлу Иванову за ценные добавления


1 Starobinsky A.A. A new type of isotropic cosmological models without singularity // Phys. Lett. B 91 (1), 99-102 (1980);
Старобинский А.А. Спектр реликтового гравитационного излучения и начальное состояние Вселенной // Письма в ЖЭТФ, 30(11), 719-723 (1979).

2 Guth A. H. Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems // Phys. Rev. D 23, 347 – Published 15 January 1981.

3 Mukhanov V. F. , Chibisov G. V. Quantum fluctuations and a nonsingular universe // JETP Lett. Vol. 33 (1981), 549-553.

4 Старобинский А.А. Об одной несингулярной изотропной космологической модели // Письма в Астрономический журнал, 4(4), 155-159 (1978).

5 Linde A.D. Chaotic Inflation // Physics Letters B. Vol. 129, Iss. 3–4, 22 September 1983.

Подписаться
Уведомление о
guest

9 Комментария(-ев)
Встроенные отзывы
Посмотреть все комментарии
Паша
Паша
5 месяцев(-а) назад

По поводу симпатичной фотки 1982 года — я бы написал, в центре сидит Хокинг, за ним стоит ААС, для ясности. Интересен относительно пожилой дяденька рядом с ААС, не Уилер?

Борис Штерн
ТрВ
5 месяцев(-а) назад
В ответ на:  Паша

М.А. Марков

Паша
Паша
5 месяцев(-а) назад
В ответ на:  Борис Штерн

Да, понял, я сомневался, что Уилер, а Марков на ум не пришел. Есть, кстати,
сборник трудов этой конференции, там все статьи хорошие.

Alеx
Alеx
5 месяцев(-а) назад

«механизм инфляции дает решение основных загадок — плоскостности и однородности Вселенной»

Помнится мне, было чисто геометрическое решение этой загадки, Вселенная в виде сферы Пуанкаре. Как она поживает нынче, какой имеет научный статус?

Борис Штерн
ТрВ
5 месяцев(-а) назад
В ответ на:  Alеx

Не нужна. Обычная трехмерная сфера очень большого радиуса вполне подходит

Alеx
Alеx
5 месяцев(-а) назад
В ответ на:  Борис Штерн

Вилимо, Вы хотите сказать, что большой радиус объясняет плоскостность, а теория инфляции — однородность. Что я хотел сказать: сфера Пуанкаре объясняет сразу и то, и другое, но удовлетворительно ли? Может быть, эта гипотеза опровергнута? Я не знаю. Если да, опровергнута, нельзя ли пояснить, как именно? Какой-то такой был вопрос. Правильно я понимаю, что правильный ответ Ваш таков: не нужна, потому что есть теория инфляции?

Паша
Паша
5 месяцев(-а) назад
В ответ на:  Alеx

Имхо, это не то место, где надо задавать такие вопросы. Но, Борис тут прав, такого рода гипотезы, пожалуй, не имеют сейчас никакого разумного обоснования, см., например, статью в Вики про эксперимент «Планк».

Борис Штерн
ТрВ
5 месяцев(-а) назад
В ответ на:  Alеx

Да

Юрий Кирпичев
Юрий Кирпичев
5 месяцев(-а) назад

Однажды обращался к Старобинскому — по имейлу, разумеется. И он нашел время на благожелательный ответ!

Оценить: 
Звёзд: 1Звёзд: 2Звёзд: 3Звёзд: 4Звёзд: 5 (7 оценок, среднее: 5,00 из 5)
Загрузка...