«Кажется, я знаю, как родилась Вселенная» - Троицкий вариант — Наука
Как возникла теория космологической инфляции? Нынешний собеседник Бориса Штерна — человек, который, собственно, ее и придумал. Точнее, сформулировал тот вариант инфляции, который стал общепринятым, — так называемой хаотической инфляции. Это Андрей Линде — физик-теоретик, эмеритус-профессор Стэнфордского университета, сотрудник Института теоретической физики при этом университете, где он работает вместе с женой, Ренатой Каллош, и с другими соавторами со всего мира.
Это интервью — второе из цикла бесед, посвященных академику Валерию Рубакову. Рубаков не входил в число основных авторов концепции, но всё время общался с ними, живо всем этим интересовался, был рядом и сделал по крайней мере одну знаменитую работу по теории инфляции. Беседа с Андреем Линде в ТрВ-Наука уже появлялась, и то интервью было впоследствии опубликовано в книге «Прорыв за край мира», вышедшей 12 лет назад. Новый материал войдет в книгу «Рубаков и физика Вселенной», которая сейчас готовится к изданию в «Трованте». Публикуем первую часть беседы1.
Рената Каллош. Физик-теоретик, работающий в области теории струн и супергравитации. Профессор Стенфордского университета с 1990 года. Окончила физфак МГУ, до 1989 года работала в ФИАНе. Лауреат ряда престижных наград по теорфизике. Член Американской академии искусств и наук.
— Начнем с давних времен, с начала 1980-х. В нашем прошлом разговоре вы вспоминали забавные эпизоды, касающиеся того, как вы додумались до того, что стало называться «новой инфляцией». Хотя эти истории и были уже опубликованы, самое время вспомнить их еще раз.
— Забавных эпизодов в моей жизни было много, связанных и с инфляцией, и с чем угодно. В то время не все они казались забавными, но теперь их можно вспоминать с улыбкой.
История инфляции для меня была разнообразной. Было несколько разных этапов. Прежде всего мы с Давидом Абрамовичем Киржницем разработали теорию космологических фазовых переходов и увидели, что иногда они происходят взрывоподобно, за счет распада нестабильного вакуума и рождения пузырей в новой фазе. Затем мы с Геной Чибисовым поняли, что во время распада Вселенная может начать экспоненциально расширяться и что за счет столкновения пузырей и перехода энергии нестабильного вакуума в энергию материи можно значительно увеличить количество элементарных частиц во Вселенной. Не просто на несколько процентов, а в тысячу раз, в миллион, в триллион раз.
Но в этом было что-то неправильное. Эти пузыри сталкивались, и после этого Вселенная становилась очень неоднородной. И мы так ничего об этом и не написали. Ну что ж писать, когда не работает?! Но под конец Гена Чибисов сказал мне, что если бы это сработало, то можно было бы решить проблему энтропии. Я спросил: «Какая такая проблема энтропии?» Ну, Гена был человек меланхоличный, он не ответил и ушел.
После этого, уже в 1981 году, я попал на семинар, который давал Валера Рубаков с соавторами Владимиром Лапчинским и Алексеем Веряскиным. Они писали в это время работу про схожие вещи, но хотели решить проблему плоскостности. Пришел на семинар, и они говорят мне: «Вот, хотим проблему плоскостности Вселенной решить». — «А что это за проблема такая?» В отличие от Чибисова, они мне объяснили. Физику-то мы знали, всё нормально было с этим, а вот зачем и почему эта проблема всплывает в космологии — это был другой вопрос. И не все в то время это понимали.
Была стандартная теория: происходит Большой взрыв, возникает бесконечное количество материи, потом Вселенная расширяется, получается бесконечное количество элементарных частиц, направо и налево всё одинаково, всё как мы видим в телескоп, в чём сомневаться-то? А проблемы были в том, откуда энтропия, т. е. откуда это всё взялось, почему во Вселенной так много частиц и почему она почти плоская? Могла бы быть замкнутой, сильно замкнутой, тогда сколлапсировала бы уже, могла быть открытой… а почему она почти плоская и в каком смысле «почти»? Вот мы всё это и обсуждали. И на том семинаре Рубаков с Лапчинским и Веряскиным представили вариант того, как можно было бы, наверное, эту проблему решить.
Предложенное решение было связано с пузырями и распадом нестабильного вакуума в теории Колемана — Вайнберга, которую я потом использовал в варианте теории, где потенциал был с плоской верхушкой (см. ниже. — Прим. Б. Ш.), но вот что-то тоже там не дотягивалось немножечко. После этого я думал обо всех этих вещах, и было очень жалко: теория была бы такая интересная и замечательная, но вот опять чуть-чуть чего-то не хватает.
Потом мне позвонил Лев Борисович Окунь, замечательный физик-теоретик, который занимался теорией элементарных частиц, да и вообще был широко образованный человек. И говорит: «Андрей, а видели ли вы работу, которую Алан Гут недавно написал?» Я: «Какую работу? Я ничего не получал». — «А вот препринт только что пришел. И он там старается объяснить, почему Вселенная большая, почему однородная и т. д.». Я говорю: «Препринт не видел, но я знаю, что там содержится! Я знаю, как эту проблему решить. Но только она не решается. Потому что там пузыри сталкиваются». Короче говоря, я не видел этой работы Гута, но я ему в течение получаса объяснял, в чем там главная идея, как там Вселенная экспоненциально расширяется, как большие пузыри сталкиваются, и там получается, в общем, плохо, не работает.
Потом, наконец, получил я этот препринт 2. Стал об этом думать еще. А препринт был замечательным по двум причинам. С одной стороны, это был поток очень интересных идей. А с другой — кончалось это так, что не получается, потому что столкновение пузырей всё портит. Гут об этом сам написал, но добавил, что, может быть, если мы все вместе навалимся, как-нибудь разберемся? Вот все и разбирались в течение почти года. Я тоже разбирался.
И, наверное, от этого у меня в то время была даже небольшая депрессия. Не знаю, иногда такие вещи эмоционально действуют, когда почти-почти-почти — и не можешь, не можешь, не можешь, и вдруг — ага! Летом 1981 года я вдруг понял, что очень просто всё получается! Это я численно считал в подвале ФИАНа. Там были какие-то старые, но работающие компьютеры, на которых я никогда работать толком не умел. Сидел, напрягался, чтобы выяснить, как идет фазовый переход путем туннелирования из ложного вакуума. И увидел, что иногда бывает так, что фазовый переход не сразу идет из одного состояния в другое, а как-то мягко он попризадерживается. И я подумал, что вот если бы он попризадержался там немножечко еще рядом с верхушкой, что для этого нужно было бы? И я вдруг понял: пожалуйста, можно так сделать, что у вас во Вселенной образуется пузыречек, только он еще такой растущий, еще ребеночек, стенки мягкие. И в нем мир еще находится близко к своему старому состоянию ложного вакуума. Тогда внутри пузырька Вселенная расширяется экспоненциально и пузырек сам расширяется. Поэтому то, что его стенки сталкиваются с другими пузырями, уже становится никому не важно. Потому что столкновения идут экспоненциально далеко, я этого не вижу, у меня всё хорошо в моей части Вселенной.
Я очень обрадовался. Думал, что, наверное, я все-таки где-то вру. Но вроде нет, всё нормально и очень просто. Вообще удивительно, что никто этого не придумал. А может, кто-нибудь придумал, надо все-таки позвонить кому-нибудь, узнать! Но единственным, кому я мог позвонить и узнать, был Валера Рубаков, потому что я помнил их семинар и думал, что они работают над этой же теорией. Если кто-нибудь до этого тоже дошел, то, конечно же, Валера знает, и, кроме того, он человек честный. Что есть, то и скажет. Я знаю его. Хороший, настоящий человек был. Вот я ему позвонил и говорю: «Валер, а вы не думали об этом?»
А как я звонил ему — тоже очень интересно, потому что ночь уже была. Я взял телефон на длинном проводе, дотянул его до ванны, сидел там на полу, чтобы не будить жену и двух детей. И с пола ему и звонил: «Валер, не слышал такого?» — «Нет, я не знаю ничего». Поговорил с ним еще, мы закончили разговор, я повесил трубку, пошел, жену разбудил. «Рената, — говорю, — кажется, я знаю, как Вселенная родилась». И про это всё ей рассказал. Так что эпизод был своеобразный, конечно.
— Замечательная история! Тогда же очень скоро у Валеры тоже вышла довольно важная работа — про гравитационные волны, с Михаилом Сажиным и Алексеем Веряскиным 3. Насколько помню, потом их работу использовали для первого ограничения по соотношению между гравитационными волнами и скалярными возмущениями, т. е. возмущением плотности. Эта работа потом через много лет «сыграла».
— Много лет даже и не надо было ждать. Еще до этого была очень важная работа Алексея Старобинского, который тоже предсказал рождение гравитационных волн, когда распадается что-то типа де-ситтеровской Вселенной и получаются гравитационные волны. И Рубаков с соавторами сделал очень важную работу ровно на этот счет, но уже в применении к инфляционной теории.
Происходит следующее: у вас идет инфляция, потом постепенно заканчивается — и остаются обычные, простейшие (скалярные. — Прим. Б. Ш.) возмущения, из которых со временем получаются галактики. Это, вообще говоря, казалось научной фантастикой, что можно получить галактики из квантовых флуктуаций. И это сделали Геннадий Чибисов и Вячеслав Муханов. Я им говорил, что они с ума сошли: галактики огромные, а тут квантовые эффекты! Но когда постепенно всё стало понятно, то оставалось только снять шляпу.
Так вот, это были простейшие, самые важные флуктуации, которые они предсказали еще в 1981 году для модели Старобинского. А то, о чем мы сейчас говорим, — гравитационные волны — это как бы следующая вещь. Она, может быть, даже, по идее, и проще была, только сигнал получается обычно слабее. Слабее, но сейчас его все изо всех сил ищут. Вот это и было сделано в работе Валеры того времени. Что я могу сказать? Если бы это не было сделано, то много хорошего тогда бы не получилось.
Почему это сейчас так стало важно? Потому что те первые возмущения, скалярные, про которые я говорил, уже нашли. И свойства их — такие в точности, как было предсказано в работе Чибисова и Муханова 4. И всё с ними хорошо. Но хорошо бы продвинуться еще. А почему хорошо бы еще? Потому что гравитационные волны (тензорные возмущения) — как бы вторая линия атаки. Если мы имеем какую-то информацию о тех скалярных возмущениях, которые получились, то хотелось бы найти информацию и о тензорных возмущениях, и тогда, как бы на перекрестке, уже находить правильные модели. И поначалу простейшие модели были какие? Например, модель Старобинского, хотя в то время ее еще не называли инфляцией по отдельным причинам. А после этого была моя модель новой инфляции, а после этого хаотическая 5. И хаотическая была в некотором смысле самая общая, и в ней, в ее простейших моделях, эти тензорные возмущения получались чуть-чуть побольше, не такие, как надо. Всё, значит, теория была закрыта. Ну, не то что вся теория — хаотическая инфляция остается, но самые простейшие варианты были закрыты, и это произошло…
— Они же были закрыты много позже, по данным WMAP!
— Мы сейчас с вами говорим о 1980-х годах, тогда всё было полностью открыто. А уже потом, когда начали накапливаться данные, всё становилось виднее и виднее. WMAP, потом «Планк», а уж потом пришел BICEP, и там было много чего интересного и забавного. Такого интересного и такого забавного, что временами бывало даже страшно.
— Андрей, уточнение. Проблема с гравитационными волнами, как я понимаю, возникает из-за того, что в конце инфляции возмущения усиливаются, а гравитационные волны не усиливаются — как были, так и остаются. И получается, что они просто тонут на фоне скалярных возмущений.
— Думаю, да, это правильное объяснение. Нам повезло со скалярными возмущениями. Сильно-сильно повезло. Но теория их, кстати, гораздо сложнее. Чибисов и Муханов сделали замечательную работу на эту тему, а потом другие люди пришли и ее продолжили. Так что там было сложнее, но результат стал виднее.
— Работа Рубакова с Сажиным и Веряскиным — тоже, как я понимаю, о влиянии гравитационных волн на температурные возмущения реликтового излучения и на амплитуду возмущений.
— Эти гравитационные волны тоже продуцируются во время стадии инфляции. И живут после того, как инфляция кончилась. У них имеется свой спектр. Значит, можно его посмотреть и сравнить с теоретическим. Большое количество работы. Главное — чтобы хоть в какой-нибудь точке хоть какой-нибудь сигнальчик был. А если его нету, то почему его нету? И как надо теории менять? И это была драма, которая продолжается до сих пор.
— Но ведь пришлось отбросить простейшие теории, а модель Старобинского подошла, правильно?
— Модель Старобинского подошла, только поэтому ей и стали заниматься. Потому что он написал работу раньше всех, но при этом сказал, что, в отличие от теорий, которые начинаются с хаотического состояния, предполагается, что Вселенная была полностью однородна и изотропна в момент рождения. А основная идея инфляции была противоположна — она состояла в том, как начать с хаоса и несмотря на это получить полностью однородный изотропный мир. Поэтому было неясно, как к работе Старобинского относиться. А потом оказалось, что в этой модели даются такие предсказания, которые до сих пор подтверждаются. Судьба теоретических идей такова, что иногда проходит много времени, прежде чем они будут приняты или отвергнуты.
— Значит, если модель Старобинского верна, то гравитационные волны обнаружить на самом деле очень сложно. И Валера много раз подчеркивал, что пока реликтовые гравитационные волны не обнаружены, нельзя считать теорию инфляции окончательно принятой.
— Но вот с этим, кстати, я не согласен. Это слишком осторожная точка зрения. Она особенно хорошо была высказана ранее. По-моему, первым это сказал Майк Тернер, но, может быть, Эдвард Колб. Сказали они примерно так, по-английски: “Gravitational waves are a smoking gun for inflation”. Что значит smoking gun («дымящийся пистолет»)? Допустим, вы видите, что человек лежит, обливается кровью, но кто же его знает, что с ним случилось — может, камень на него упал? А если рядом стоит другой человек, и у него дымок из пистолета, то всё очевидно. Эти слова smoking gun стали настолько популярными, что никто и не задумывался об их смысле, хотя есть еще отпечатки пальцев, генетический анализ, свидетельства из социальной сети и т. д. Smoking gun был нужен в XVI–XVIII веках, а в XIX, когда появился бездымный порох, — уже нет. Так вот, было бы замечательно, если бы эти гравитационные волны нашли. Но не потому, что они нужны для доказательства инфляции. Я часто пишу статьи об этом, и у меня есть список из десятка разных свидетельств того, что если бы не инфляция, то мы видели бы на небе совсем не то, что видим 6. А мы проверили: значит, есть примерно десять свидетельств — это как десять отпечатков пальцев — плюс фотографии, мотив преступления и т. д. Но, безусловно, если гравитационные волны найдут — а я на это очень надеюсь, — то тогда было бы еще замечательнее. Как американцы говорят, icing on the cake.
— Уровень гравитационных волн в модели Старобинского — это примерно полпроцента от амплитуды скалярных возмущений. И, насколько я знаю — читал ваш обзор недавно, — многие модели, другие совершенно, дают ту же самую величину. И у вас даже есть какие-то идеи на эту тему, почему вот они все на этой величине концентрируется.
— Примерно так. Знаете, мне это было очень интересно, особенно в 2013 году, когда был первый выпуск данных «Планка» и ситуация была драматичная. До этого ходили слухи: мол, обнаружили, что эти скалярные возмущения гораздо сложнее, чем ожидалось, что, наверное, они негауссовы. Негауссовы — это значит: когда у вас монетка бросается вверх, и монетка гнутая, то орел или решка выпадают не с теми процентами вероятности. Так вот, ожидалось, что уже сейчас будут негауссовы возмущения, и все постдоки и студенты занимались тем, что разрабатывали модели, где монетка получается гнутая.
Глядеть на это было тяжело, но вопрос важный, потому что если уж данные «Планка» эти предположения подтвердят, то это исключит все простейшие инфляционные модели с одним скалярным полем. Что было бы потрясающе убийственно, но, безусловно, очень важно. Поэтому многие этим занимались, но, честно говоря, без энтузиазма. Как в «Анне Карениной» сказано: все счастливые семьи счастливы одинаково, а все несчастные — несчастны по-своему. И это была бы тогда несчастная семья, но какая уж есть.
И вдруг в 2013 году объявление от команды «Планка»! Я в это время вылетаю из Швейцарии, возвращаюсь в Стэнфорд, стою в очереди у самолета, и тут от Ренаты приходит сообщение: «Они объявили, что по данным „Планка“ нету негауссовости». Всё, выяснено самое главное! Я читаю, вхожу в самолет, у меня уже всё скачано на мой компьютер, и я весь полет гляжу на картинки от «Планка» и чуть не плачу, какие они прекрасные! В общем, это был совершенно потрясающий момент. И вот «Планк» сдвинул это всё! Вместо того, чтобы заниматься чем-то на случай несчастья, пришло счастье.
А какие модели проще всего дают это счастье? Два простейших варианта. Первый — это модель Старобинского 7. Ха! Существует с 1980 года, почти без изменений. А вторая модель — хиггсовская инфляция. Ее первые версии тоже были в 1980-е, но всё сдвинулось после работы Михаила Шапошникова и Фёдора Безрукова 8. Ха! Такой же ответ, как у Старобинского! Как же так? В двух совершенно разных теориях получается один и тот же ответ — почему? Мы с Ренатой тогда стали думать, как это может получиться. Должна быть какая-то физика, какая-то общая причина.
И оказалось, на самом деле, что можно построить большой класс теоретических моделей, которые дают точно такой же результат. А потом нам с Ренатой и Дидериком Роэстом удалось построить еще более интересный класс моделей — α-аттракторы 9.
В этих моделях наклон спектра такой же, как у Старобинского и в хиггсовской инфляции, а амплитуда гравитационных волн может быть больше или меньше. «Планк» измерил наклон спектра, и у всех этих моделей — и у Старобинского, и в хиггсовской модели, и в том большом клубке моделей, который мы тогда придумали — получается один и тот же ответ. И причины, которые там выявились, глубокие. Чтобы их объяснить, надо говорить о гиперболической геометрии, об Эшере. Был такой замечательный художник, который хотел втиснуть бесконечность в кружок конечного радиуса. Оказалось очень полезным для космологии 10. То есть вместо того, чтобы заниматься гнутыми монетками, мы пришли к чему-то прекрасному.
И жили с этим счастливо до последнего года. Почему до последнего года? А потому что все эти данные, которые шли от микроволнового излучения, WMAP, «Планка», других экспериментов на этот счет, — все они приводили более-менее к одному и тому же результату, который был совместен с этими простейшими моделями, со Старобинским, Хиггсом и с тем, что мы делаем. А потом они присоединили к этому недавние вещи, связанные с экспериментом DESI, где меряются барионные акустические осцилляции, — родственные, но более сложные вещи. Получается так: все работы типа «Планка», основанные на реликтовом микроволновом излучении, можно изобразить на картинке как бы эллипсом. А то, что сделали на основе работы DESI, можно изобразить другим эллипсом, который только чуть-чуть соприкасается с первым. То есть эти результаты совместимы, но не вполне, на грани несовместности порядка 2–4 σ.
— Я разбирался с этой работой команды DESI. У них там явно какие-то косяки. То есть это рано воспринимать слишком серьезно. Сейчас объясню, почему. Когда они привлекают разные наборы сверхновых, у них результаты сильно плывут. К тому же я не видел у них оценки качества подгонки. Хи-квадрат, грубо говоря, они не дают, по крайней мере, я не нашел. То есть у них, возможно, что-то неправильно, и еще рано слишком полагаться на их результаты. Я бы подождал данных «Евклида».
«Евклид» — широкоугольный космический телескоп, предназначенный для построения трехмерной карты галактик вплоть до миллиарда объектов. Запущен в 2023 году, находится в точке Лагранжа L2. Основная научная цель — измерение барионных акустических осцилляций вплоть до красного смещения z = 2. Эти данные позволят получить уравнение состояния темной материи, от которого зависит дальнейшая судьба Вселенной. В предыдущем релизе данных представлены координаты 30 млн галактик, но пока без красных смещений, поскольку продолжалась отладка спектрометрии. Следующий релиз с данными по красному смещению запланирован на осень 2026 года.
— Да, вот мы и ждем. Ждем, что произойдет, когда с этим делом разберутся. Но пока что надо жить и думать, что делать, если так получается. И, в принципе, жить можно. Можно применить все заготовки, которые были на всякий случай жизни сделаны уже десять лет назад. Стало быть, есть цикл работ, где можно чуть-чуть эту величину — наклон спектра, спектральный индекс — изменить так, чтобы он был немножечко ближе к единице. И работы такие были, и мы этим делом тоже занимались и занимаемся. Они не такие изящные, честно говоря, но так делать можно. Не то чтобы какие-то теории погибнут, если эти данные от DESI принимать во внимание, нет. Но часть хороших теорий будет нуждаться в сильной допроверке и доподгонке, а этого мы не любим. Хотя стоит вспомнить, что было с открытием Хиггса. Ну, кто мог ожидать, что масса Т-кварка будет такая колоссальная! Это же неестественно! Сколько параметров надо для того, чтобы описать Стандартную модель?..
А здесь — если вы хотите подогнать модели под наблюдаемые данные — есть три основные цифры. Есть амплитуда возмущений — подгоняется запросто. Есть наклон, его и подгонять не надо, если работают модели типа модели Старобинского и т. д. И есть амплитуда гравитационных волн, которые пока что не нашли. Три параметра. Так вот, есть простейшие модели обычной хаотической инфляции, мои старые-старые изыскания. Только нужно взять не квадратичный потенциал, не m2φ2, а достаточно взять полином третьей степени. И вот полиномом третьей степени вы опишите любую совокупность этих трех чисел. Любую. Но вот красота, изящество того, что было раньше, конечно, пострадает, если так это будет. Но мы не одной красотой живем. И красота, как говорят, в глазах смотрящего, а простота останется.
— Андрей, в вашем недавнем с Ренатой обзоре я прочел вещь, которая меня немножко удивила: что есть модели, где отношение гравитационных волн к скалярным где-то 10–10. Как это вообще может получиться?
— Всё зависит от того, на каком масштабе энергии у вас происходила инфляция. Такие соотношения возникали, когда люди пытались получить инфляцию в теории струн. До сих пор мы точно не знаем, как это сделать. Более того, если по-честному, то мы до сих пор не знаем в точности, работает ли теория струн в ее современном виде. Это замечательная, но очень сложная наука. Но в простейших сценариях инфляции в модели теории струн оценки давали такие сумасшедше маленькие отношения тензорных возмущений к скалярным возмущениям. Ну, что поделаешь!
Простейший случай: квадратичный потенциал m2φ2. Там получилось слишком много. Как делать следующее по простоте? Тогда идете к Старобинскому, получаете в 30–40 раз меньше. Можно ли сделать еще меньше? Пожалуйста. В альфа-аттракторах есть параметр α. Величина r — отношение тензорных возмущений к скалярным — пропорциональна α. Вы выберете α = 1/1 000 000, величина r получится сумасшедше маленькая.
Но это не очень естественно в альфа-аттракторах. Рената и Серджио Феррара — один из создателей теории супергравитации — поняли, что у этих α есть дискретный набор самых предпочтительных значений. Cемь разных значений, как семь гномов: 1/3, 2/3, 1, 4/3, 5/3, 6/3, 7/3. И получается вот что: cамая большая амплитуда гравитационных волн получается для последнего варианта. И она в 7/3 выше, чем у модели Старобинского. А другой выбор — 1/3 — дает амплитуду в три раза ниже, чем у модели Старобинского. Поэтому есть набор значений r, которые можно более естественным образом получать. Но это не означает, что маленькие значения величины r исключены или невозможны. К сожалению или к счастью, я уж не знаю. Для тех, кто ищет тот самый дым из пистолета, может быть «к сожалению». А для тех, кто хочет придумать альтернативные теории, может быть «к счастью». Хотя, наверное, дело гораздо хитрее.
— Валера хоть и настаивал на том, что нужно найти этот самый smoking gun, т. е. гравитационные волны, но считал теорию инфляции самой-самой разумной. По-простому говоря, он ее любил. Вместе с тем он всё время говорил, что надо искать альтернативы. И сам предлагал какие-то альтернативы, а какие-то критиковал. Что вы можете сказать про эту «альтернативную» деятельность — и Валерину, и другую? Какие вообще есть варианты?
— Это очень важная деятельность. Альтернативы иметь всегда хорошо. Как и возможность голосовать за более чем одного человека. Когда у вас нет выбора, то труднее оценить важность достигнутого. Кроме того, инфляция решает много проблем. Но… она действует по принципу, знаете: «Много истин знает лис, а ёж знает одну великую истину: нужно свернуться в клубочек, если лис на тебя нападет». Инфляция знает одну великую истину — как самым простым способом сделать Вселенную, похожую на нашу, начиная почти с ничего. Но остается все-таки вопрос, откуда Вселенная родилась. Как понять космологическую сингулярность? Есть возможность, что Вселенная спонтанно возникла без сингулярности, что была квантовая космология, что время нельзя продолжать туда, назад, потому что часы тогда переставали тикать, и т. д. Нам с этим еще разбираться и разбираться — тем, кто останется в живых долго. А что, если Вселенная раньше была, потом она сжалась, потом стала расширяться и т. д.? И все эти модели очень-очень интересны. В свое время Марков занимался сходными моделями. Я в 1994 году, когда писал общий обзор инфляционной космологии, даже целую секцию выделил, посвященную варианту, в котором Вселенная будет сжиматься, а потом расширяться. И даже придумал механизм, основанный на идее гравитационного конфайнмента. Все эти механизмы, однако, были очень-очень сложные и гипотетические.
А потом, в 2001-м, вышла статья, которая выглядела очень заманчиво. Она называлась «Экпиротическая Вселенная». Авторами были Джастин Хури, Пол Стейнхардт, Нейл Турок и Бёрт Оврут 11. И статья была совершенно потрясающая. Когда она у нас появилась, мы с Ренатой ее немедленно распечатали и глядели на нее в восхищении. Они используют теорию струн и описывают в теории струн возникновение Вселенной как результат столкновения двух бран. После этого начинается Большой взрыв. Инфляция не нужна, все проблемы решены. И мы начали читать препринт, а он был толстый, 67 страниц. Я читаю свою часть по инфляции, а Рената — свою, про теорию струн и гравитацию. И я говорю: «Рената, что-то я здесь не понимаю, какая-то ерунда. Как можно говорить, что они решили проблему однородности, если просто предположили, что всё с самого начала было однородно? Что предположили — то и получили, а проблему не решили». Через полчаса она говорит: «Андрей, а вот здесь откуда они это взяли?» И через час стало ясно, что вся работа расползается по швам абсолютно. Мы написали статью с названием «Пиротехническая Вселенная» 12. После этого пошла война. Указываешь ошибку — они никогда не соглашаются, но переделывают и говорят, что решение этой проблемы будет в следующей работе. Потом мы находим еще одну ошибку в этой следующей работе, а они говорят, что решение этой проблемы будет в следующей работе. И так всё до сих пор и продолжается.
Так что теоретически есть такая возможность. И такие исследования могут быть полезны, потому что всё время генерируются новые идеи. Проблема только в том, что когда ты что-то продашь, выдавая за золото, и сделаешь это много раз, люди перестанут доверять. Более того, возникнет какое-то циничное отношение к науке, когда молодое поколение видит, что можно говорить полуправду, а всё сходит, и хорошее место в жизни можно получить. А Валера был человек другой, он занимался схожими идеями, но если где-то не получалось, он объяснял, почему не получалось, и шел дальше, и старался сделать, чтобы получилось. Так укреплялось отношение к нему, к тому, что он делает. У него была чистота мысли и глубокая честность. Это то, почему я ему тогда позвонил. Я знал, что он даст честный ответ.
Так вот… Он искал альтернативу по-другому. Было интересно: может быть, Вселенная началась не в сингулярности в нулевой момент времени? Может быть, она началась когда-нибудь далеко, на минус бесконечном времени? Какую роль в этом может играть конформная инвариантность? И т. д.
В каком контексте лучше всего заниматься подобными идеями? Трудно сказать. Существует, например, loop gravity, где люди тоже занимались прохождением через сингулярность. Loop gravity была не очень популярна среди тех, кто занимался теорией струн. Казалось, что теория струн все проблемы решает, но она становилась всё более и более сложной. Общее восхищение и почтение по отношению к этой науке осталось, но большое количество специалистов из этой области ушло — они, как и я, стареют, уходят на пенсию. После этого приходят новые и говорят: где же эти лидеры теории струн, что они думают об этом сейчас? А лидеры занимаются, например, квантовой теорией информации, и это совершенно замечательная штука. То есть много разных вещей можно делать в науке. И то, что было сделано в теории струн, остается. То, что сделал Рубаков, остается. Как из этого сделать какое-то дальнейшее продвижение, мы еще не знаем, но никогда не надо отказываться от возможности открыть что-то, про что тебе родители говорили, что это нельзя, потому что все пробовали, и не получилось.
— Андрей, по поводу теории отскока. У меня остается некое недоумение, потому что существует работа Белинского — Халатникова — Лифшица 13, где, в общем, показывается, что такого плавного отскока не сделаешь, что либо проваливается всё в сингулярности, разваливается, либо нужно какое-то дикое уравнение состояния. Вот как с этим люди обходятся?
— Обойти теоремы трудно, и пример с экпиротической Вселенной это хорошо иллюстрирует. Но вопрос ведь в том, что, может быть, надо что-то изменить в самом подходе. Дело в том, что эти теоремы о сингулярности — они классические. А что, если работает квантовая космология? А что, если работает теория струн? А что, если еще что-то? Когда я разговариваю про пространство-время с Ренатой, она говорит: «Да, но пространство-время — это только поля на мировом листе». И дальше начинает мне объяснять, что вторично и что первично с точки зрения теории струн и т. д. Мы же пытаемся говорить об этом в более привычных понятиях — в тех, в которых все эти теоремы были доказаны.
А что такое время? Начнем с этого. Время — это что-то «тикает». А может ли что-нибудь «тикать» рядом с сингулярностью или часы останавливаются? Вот я помню, как решал уравнение Уилера — Девитта для рождения компактной Вселенной на торе, т. е. в ящике, у которого идентифицированы противоположные стороны (это то, чем занимались и Старобинский с Зельдовичем сорок лет назад), и получился замечательный ответ, что туннелировать не надо, чтобы родить такую Вселенную. Я решаю эти уравнения — и вижу, что волновая функция в самом начале, когда Вселенная была еще очень маленькая, не осциллировала. Единственная вещь, которая тогда существовала, — скалярное поле, и оно поначалу тоже не осциллировало, «замерзло». Часов нету там, ничего не «тикает».
Это похоже на то, что один философ сказал более двух тысяч лет назад: не было такого времени, когда не было Вселенной, потому что само время было создано вместе со Вселенной. За последние два тысячелетия, и особенно за последние несколько десятилетий, мы узнали о Вселенной неимоверно много. Но мы узнали далеко не всё.
Важное достоинство инфляционной теории состоит в том, что ее основные результаты мало зависят от того, что было до начала инфляции. А это означает, что мы можем продолжать работу, не дожидаясь, пока все проблемы, связанные с возникновением Вселенной, будут полностью разрешены.
Окончание беседы будет опубликовано
в следующем выпуске ТрВ-Наука
1 Видеозапись интервью — на youtu.be/-NPqLZgcEIY, а также vk.com/trvscience и rutube.ru/channel/36379070/
2 Guth A. H. Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems // Phys. Rev. D23, 347, 1981.
3 Rubakov V. A., Sazhin M. V., Veryaskin A. V. Graviton creation in the inflationary universe and the grand unification scale // Phys. Lett. B115 (1982) 189–192.
4 Чибисов Г. В. и Муханов В. Ф. Квантовые флуктуации и «несингулярная» Вселенная // Письма в ЖЭТФ, 35, 539 (1981).
5 Linde A. Chaotic Inflation // Phys. Lett. B, Vol. 129, Is. 3–4, p. 177–181.
6 Kallosh R., Linde A. On the present status of inflationary cosmology // Gen. Rel. Grav. 57, 10 (2025), arxiv.org/abs/2505.13646
7 Starobinsky А. А. A new type of isotropic cosmological models without singularity // Phys. Lett. B. Vol. 91, Is. 1 (1980), p. 99–102.
8 Bezrukov F. L. and Shaposhnikov M. The Standard Model Higgs boson as the inflaton // Phys. Lett. B659 (2008), p.703–706.
9 Kallosh R., Linde A., Roest D. Superconformal inflationary α-attractors // High Energ. Phys. 2013, 198 (2013). doi.org/10.1007/JHEP11(2013)198
10 Kallosh R., Linde A. Escher in the Sky // Compt. Rend. Phys. 16, 914 (2015), arxiv.org/abs/1503.06785
11 Khoury J., Ovrut B. A., Steinhardt P. J.; Turok N. The Ekpyrotic Universe: Colliding Branes and the Origin of the Hot Big Bang // Phys. Rev. D. 64 (12) 123522 (2001). arxiv.org/abs/hep-th/0103239
12 Kallosh R., Kofman L., Linde A. Pyrotechnic Universe // Phys. Rev. D64 (2001), arxiv.org/abs/hep-th/0104073
13 Belinskii V. A., Khalatnikov I. M., Lifshitz E. M. A general solution of the Einstein equations with a time singularity // Adv. Phys. 31 (3): 639–667 (1982).