ОКО ПЛАНЕТЫ > Космические исследования > За триллион лет до Большого взрыва

За триллион лет до Большого взрыва


23-09-2010, 09:25. Разместил: VP

Алексей Левин
«Популярная механика» №6, 2010

 

Теория Большого взрыва пользуется доверием абсолютного большинства ученых, изучающих раннюю историю нашей Вселенной. Она и в самом деле объясняет очень многое и ни в чем не противоречит экспериментальным данным. Однако недавно у нее появился конкурент в лице новой, циклической теории, основы которой разработали двое физиков экстра-класса — директор Института теоретической науки Принстонского университета Пол Стейнхардт и лауреат Максвелловской медали и престижной международной премии TED Нил Тьюрок, директор канадского Института перспективных исследований в области теоретической физики (Perimeter Institute for Theoretical Physics). С помощью профессора Стейнхардта «Популярная механика» попыталась рассказать о циклической теории и о причинах ее появления. Изображение: «Популярная механика»
Теория Большого взрыва пользуется доверием абсолютного большинства ученых, изучающих раннюю историю нашей Вселенной. Она и в самом деле объясняет очень многое и ни в чем не противоречит экспериментальным данным. Однако недавно у нее появился конкурент в лице новой, циклической теории, основы которой разработали двое физиков экстра-класса — директор Института теоретической науки Принстонского университета Пол Стейнхардт и лауреат Максвелловской медали и престижной международной премии TED Нил Тьюрок, директор канадского Института перспективных исследований в области теоретической физики (Perimeter Institute for Theoretical Physics). С помощью профессора Стейнхардта «Популярная механика» попыталась рассказать о циклической теории и о причинах ее появления. Изображение: «Популярная механика»

У теории Большого взрыва в нынешнем десятилетии появился сильный конкурент — циклическая теория.

 


Название этой статьи может показаться не слишком умной шуткой. Согласно общепринятой космологической концепции, теории Большого взрыва, наша Вселенная возникла из экстремального состояния физического вакуума, порожденного квантовой флуктуацией. В этом состоянии не существовало ни времени, ни пространства (или они были спутаны в пространственно-временную пену), а все фундаментальные физические взаимодействия были слиты воедино. Позже они разделились и обрели самостоятельное бытие — сначала гравитация, затем сильное взаимодействие, а уже потом — слабое и электромагнитное.

 

Момент, предшествовавший этим переменам, принято обозначать как нулевое время, t = 0, однако это чистая условность, дань математическому формализму. Согласно стандартной теории, непрерывное течение времени началось лишь после того, как сила тяготения обрела независимость. Этому моменту обычно приписывают величину t = 10–43с (точнее, 5,4 × 10–44с), которую называют планковским временем.

 

Современные физические теории просто не в состоянии осмысленно работать с более короткими промежутками времени (считается, что для этого нужна квантовая теория гравитации, которая пока не создана). В контексте традиционной космологии нет смысла рассуждать о том, что происходило до начального момента времени, поскольку времени в нашем понимании тогда просто не существовало.

 

Непременной частью стандартной космологической теории служит концепция инфляции (см. врезку). После окончания инфляции в свои права вступило тяготение, и Вселенная продолжила расширяться, но уже с уменьшающейся скоростью. Такая эволюция растянулась на 9 млрд лет, после чего в дело вступило еще одно антигравитационное поле неизвестной природы, которое именуют темной энергией. Оно опять вывело Вселенную в режим экспоненциального расширения, который вроде бы должен сохраниться и в будущие времена. Следует отметить, что эти выводы базируются на астрофизических открытиях, сделанных в конце прошлого века, почти через 20 лет после появления инфляционной космологии.

 

Впервые инфляционная интерпретация Большого взрыва была предложена около 30 лет назад и с тех пор многократно шлифовалась. Эта теория позволила разрешить несколько фундаментальных проблем, с которыми не справилась предшествующая космология. Например, она объяснила, почему мы живем во Вселенной с плоской евклидовой геометрией — в соответствии с классическими уравнениями Фридмана, именно такой она и должна сделаться при экспоненциальном расширении.

 

Инфляционная теория объяснила, почему космическая материя обладает зернистостью в масштабах, не превышающих сотен миллионов световых лет, а на больших дистанциях распределена равномерно. Она также дала истолкование неудачи любых попыток обнаружить магнитные монополи, очень массивные частицы с одиночным магнитным полюсом, которые, как считается, в изобилии рождались перед началом инфляции (инфляция так растянула космическое пространство, что первоначально высокая плотность монополей сократилась почти до нуля, и поэтому наши приборы не могут их обнаружить).

 

 

Космологическая инфляция

Изображение: «Популярная механика»

Согласно инфляционной модели, Вселенная вскоре после своего рождения очень короткое время экспоненциально расширялась, многократно удваивая свои линейные размеры. Ученые полагают, что начало этого процесса совпало по времени с отделением сильного взаимодействия и произошло на временной отметке в 10–36 с. Такое расширение (с легкой руки американского физика-теоретика Сидни Коулмена его стали называть космологической инфляцией) было крайне непродолжительным (до 10–34 с), однако увеличило линейные размеры Вселенной как минимум в 1030–1050 раз, а возможно, что и много больше.

 

Изображение: «Популярная механика»
В соответствии с большинством конкретных сценариев, инфляцию запустило антигравитационное квантовое скалярное поле, плотность энергии которого постепенно уменьшалась и, в конце концов, дошла до минимума. Перед тем как это случилось, поле стало быстро осциллировать, порождая элементарные частицы. В результате к окончанию инфляционной фазы Вселенная заполнилась сверхгорячей плазмой, состоящей из свободных кварков, глюонов, лептонов и высокоэнергетичных квантов электромагнитного излучения.

Вскоре после появления инфляционной модели несколько теоретиков поняли, что ее внутренняя логика не противоречит идее перманентного множественного рождения все новых и новых вселенных. В самом деле, квантовые флуктуации, подобные тем, которым мы обязаны существованием нашего мира, могут возникать в любом количестве, если для этого имеются подходящие условия. Не исключено, что наше мироздание вышло из флуктуационной зоны, сформировавшейся в мире-предшественнике. Точно так же можно допустить, что когда-нибудь и где-нибудь в нашей собственной Вселенной образуется флуктуация, которая «выдует» юную вселенную совершенно другого рода, также способную к космологическому «деторождению». Существуют модели, в которых такие дочерние вселенные возникают непрерывно, отпочковываются от своих родительниц и находят свое собственное место. При этом вовсе не обязательно, что в таких мирах устанавливаются одни и те же физические законы. Все эти миры «вложены» в единый пространственно-временной континуум, но разнесены в нем настолько, что никак не ощущают присутствия друг друга. В общем, концепция инфляции позволяет — более того, вынуждает!– считать, что в исполинском мегакосмосе существует множество изолированных друг от друга вселенных с различным устройством.

 

Множественные вселенные. Инфляционная теория допускает образование множественных дочерних вселенных, которые непрерывно отпочковываются от существующих. Изображение: «Популярная механика»
Множественные вселенные
Инфляционная теория допускает образование множественных дочерних вселенных, которые непрерывно отпочковываются от существующих. Изображение: «Популярная механика»

Физики-теоретики любят придумывать альтернативы даже самым общепринятым теориям. Появились конкуренты и у инфляционной модели Большого взрыва. Они не получили широкой поддержки, но имели и имеют своих последователей. Теория Стейнхардта и Тьюрока среди них не первая и наверняка не последняя. Однако на сегодняшний день она разработана детальней остальных и лучше объясняет наблюдаемые свойства нашего мира. Она имеет несколько версий, из которых одни базируются на теории квантовых струн и многомерных пространств, а другие полагаются на традиционную квантовую теорию поля. Первый подход дает более наглядные картинки космологических процессов, так что на нем и остановимся.

 

Самый продвинутый вариант теории струн известен как М-теория. Она утверждает, что физический мир имеет 11 измерений — десять пространственных и одно временное. В нем плавают пространства меньших размерностей, так называемые браны. Наша Вселенная — просто одна из таких бран, обладающая тремя пространственными измерениями. Ее заполняют различные квантовые частицы (электроны, кварки, фотоны и т. д.), которые на самом деле являются разомкнутыми вибрирующими струнами с единственным пространственным измерением — длиной. Концы каждой струны намертво закреплены внутри трехмерной браны, и покинуть брану струна не может. Но есть и замкнутые струны, которые могут мигрировать за пределы бран — это гравитоны, кванты поля тяготения.

 

Как же циклическая теория объясняет прошлое и будущее мироздания? Начнем с нынешней эпохи. Первое место сейчас принадлежит темной энергии, которая заставляет нашу Вселенную расширяться по экспоненте, периодически удваивая размеры. В результате плотность материи и излучения постоянно падает, гравитационное искривление пространства слабеет, а его геометрия становится все более плоской. В течение следующего триллиона лет размеры Вселенной удвоятся около ста раз, и она превратится в практически пустой мир, полностью лишенный материальных структур. Рядом с нами находится еще одна трехмерная брана, отделенная от нас на ничтожное расстояние в четвертом измерении, и она тоже претерпевает аналогичное экспоненциальное растяжение и уплощение. Все это время дистанция между бранами практически не меняется.

 

А потом эти параллельные браны начинают сближаться. Их толкает друг к другу силовое поле, энергия которого зависит от расстояния между бранами. Сейчас плотность энергии такого поля положительна, поэтому пространство обеих бран расширяется по экспоненте, — следовательно, именно это поле и обеспечивает эффект, который объясняют наличием темной энергии! Однако этот параметр постепенно уменьшается и через триллион лет упадет до нуля. Обе браны все равно продолжат расширяться, но уже не по экспоненте, а в очень медленном темпе. Следовательно, в нашем мире плотность частиц и излучения так и останется почти что нулевой, а геометрия — плоской.

 

Циклическое мироздание. Момент Большого взрыва — это столкновение бран. Выделяется огромное количество энергии, браны разлетаются, происходит замедляющееся расширение, вещество и излучение остывают, образуются галактики. Расширение вновь ускоряется за счет положительной плотности межбрановой энергии, а затем замедляется, геометрия становится плоской. Браны притягиваются друг к другу, перед столкновением квантовые флуктуации усиливаются и преобразуются в деформации пространственной геометрии, которые в будущем станут зародышами галактик. Происходит столкновение, и цикл начинается сначала. Изображение: «Популярная механика»
Циклическое мироздание
Момент Большого взрыва — это столкновение бран. Выделяется огромное количество энергии, браны разлетаются, происходит замедляющееся расширение, вещество и излучение остывают, образуются галактики. Расширение вновь ускоряется за счет положительной плотности межбрановой энергии, а затем замедляется, геометрия становится плоской. Браны притягиваются друг к другу, перед столкновением квантовые флуктуации усиливаются и преобразуются в деформации пространственной геометрии, которые в будущем станут зародышами галактик. Происходит столкновение, и цикл начинается сначала. Изображение: «Популярная механика»

Но окончание старой истории — лишь прелюдия к очередному циклу. Браны перемещаются навстречу друг другу и, в конце концов, сталкиваются.

 

На этой стадии плотность энергии межбранового поля опускается ниже нуля, и оно начинает действовать наподобие гравитации (напомню, что у тяготения потенциальная энергия отрицательна!). Когда браны оказываются совсем близко, межбрановое поле начинает усиливать квантовые флуктуации в каждой точке нашего мира и преобразует их в макроскопические деформации пространственной геометрии (например, за миллионную долю секунды до столкновения расчетный размер таких деформаций достигает нескольких метров). После столкновения именно в этих зонах выделяется львиная доля высвобождаемой при ударе кинетической энергии. В итоге именно там возникает больше всего горячей плазмы с температурой порядка 1023 градусов. Именно эти области становятся локальными узлами тяготения и превращаются в зародыши будущих галактик.

 

Такое столкновение заменяет Большой взрыв инфляционной космологии. Очень важно, что вся возникшая заново материя с положительной энергией появляется за счет накопленной отрицательной энергии межбранового поля, поэтому закон сохранения энергии не нарушается.

 

А как ведет себя такое поле в этот решающий момент? До столкновения плотность его энергии достигает минимума (причем отрицательного), затем начинает возрастать, а при столкновении становится нулевой. Затем браны отталкиваются друг от друга и начинают расходиться. Плотность межбрановой энергии проходит обратную эволюцию — опять делается отрицательной, нулевой, положительной. Обогащенная материей и излучением брана сначала расширяется с падающей скоростью под тормозящим воздействием собственного тяготения, а потом вновь переходит к экспоненциальному расширению. Новый цикл заканчивается подобно прежнему — и так до бесконечности. Циклы, предшествующие нашему, происходили и в прошлом — в этой модели время непрерывно, поэтому прошлое существует и за пределами 13,7 млрд лет, прошедших после последнего обогащения нашей браны материей и излучением! Было ли у них вообще какое-то начало, теория умалчивает.

 

Циклическая теория по-новому объясняет свойства нашего мира. Он обладает плоской геометрией, поскольку к концу каждого цикла непомерно растягивается и лишь немного деформируется перед началом нового цикла. Квантовые флуктуации, которые становятся предшественниками галактик, возникают хаотически, но в среднем равномерно — поэтому космическое пространство заполнено сгустками материи, но на очень больших дистанциях вполне однородно. Мы не можем обнаружить магнитные монополи просто потому, что максимальная температура новорожденной плазмы не превышала 1023К, а для возникновения таких частиц потребны много большие энергии — порядка 1027К.

 

Радикальная альтернатива

1980-х годах профессор Стейнхардт внес немалый вклад в разработку стандартной теории Большого взрыва. Однако это ничуть не помешало ему искать радикальную альтернативу теории, в которую вложено столько труда. Как рассказал «Популярной механике» сам Пол Стейнхардт, гипотеза инфляции действительно раскрывает много космологических загадок, но это не означает, что нет смысла искать и другие объяснения: «Сначала мне было просто интересно попробовать разобраться в основных свойствах нашего мира, не прибегая к инфляции. Позднее, когда я углубился в эту проблематику, я убедился, что инфляционная теория совсем не так совершенна, как утверждают ее сторонники. Когда инфляционная космология только создавалась, мы надеялись, что она объяснит переход от первоначального хаотического состояния материи к нынешней упорядоченной Вселенной. Она это и сделала — но пошла много дальше. Внутренняя логика теории потребовала признать, что инфляция постоянно творит бесконечное число миров. В этом не было бы ничего страшного, если бы их физическое устройство копировало наше собственное, но этого как раз и не получается. Вот, скажем, с помощью инфляционной гипотезы удалось объяснить, почему мы живем в плоском евклидовом мире, но ведь большинство других вселенных заведомо не будет обладать такой же геометрией. Короче говоря, мы строили теорию для объяснения своего собственного мира, а она вышла из-под контроля и породила бесконечное разнообразие экзотических миров. Такое положение дел перестало меня устраивать. К тому же стандартная теория не способна объяснить природу более раннего состояния, предшествовавшего экспоненциальному расширению. В этом смысле она так же неполна, как и доинфляционная космология. Наконец, она не в состоянии ничего сказать о природе темной энергии, которая уже 5 млрд. лет управляет расширением нашей Вселенной».

Циклическая теория существует в нескольких версиях, как и теория инфляции. Однако, по словам Пола Стейнхардта, различия между ними чисто технические и интересны лишь специалистам, общая концепция же остается неизменной: «Во-первых, в нашей теории нет никакого момента начала мира, никакой сингулярности. Есть периодические фазы интенсивного рождения вещества и излучения, каждую из которых при желании можно называть Большим взрывом. Но любая из этих фаз знаменует не возникновение новой вселенной, а лишь переход от одного цикла к другому. И пространство, и время существуют и до, и после любого из этих катаклизмов. Поэтому вполне закономерно спросить, каким было положение дел за 10 млрд лет до последнего Большого взрыва, от которого отсчитывают историю мироздания.

 

Второе ключевое отличие — природа и роль темной энергии. Инфляционная космология не предсказывала перехода замедляющегося расширения Вселенной в ускоренное. А когда астрофизики открыли это явление, наблюдая за вспышками далеких сверхновых звезд, стандартная космология даже не знала, что с этим делать. Гипотезу темной энергии выдвинули просто для того, чтобы как-то привязать к теории парадоксальные результаты этих наблюдений. А наш подход гораздо лучше скреплен внутренней логикой, поскольку темная энергия у нас присутствует изначально и именно она обеспечивает чередование космологических циклов». Впрочем, как отмечает Пол Стейнхардт, есть у циклической теории и слабые места: «Нам пока не удалось убедительно описать процесс столкновения и отскока параллельных бран, имеющий место в начале каждого цикла. Прочие аспекты циклической теории разработаны куда лучше, а здесь предстоит устранить еще немало неясностей».

 

Но даже самые красивые теоретические модели нуждаются в опытной проверке. Можно ли подтвердить или опровергнуть циклическую космологию с помощью наблюдений? «Обе теории, и инфляционная, и циклическая, предсказывают существование реликтовых гравитационных волн, — объясняет Пол Стейнхардт.– В первом случае они возникают из первичных квантовых флуктуаций, которые в ходе инфляции размазываются по пространству и порождают периодические колебания его геометрии, — а это, согласно общей теории относительности, и есть волны тяготения. В нашем сценарии первопричиной таких волн также служат квантовые флуктуации — те самые, что усиливаются при столкновении бран. Вычисления показали, что каждый механизм порождает волны, обладающие специфическим спектром и специфической поляризацией. Эти волны обязаны были оставить отпечатки на космическом микроволновом излучении, которое служит бесценным источником сведений о раннем космосе. Пока такие следы обнаружить не удалось, но, скорее всего, это будет сделано в течение ближайшего десятилетия. Кроме того, физики уже думают о прямой регистрации реликтовых гравитационных волн с помощью космических аппаратов, которые появятся через два-три десятка лет».

 

Еще одно различие, по словам профессора Стейнхардта, состоит в распределении температур фонового микроволнового излучения: «Это излучение, приходящее из разных участков небосвода, не вполне однородно по температуре, в нем есть более и менее нагретые зоны. На том уровне точности измерений, который обеспечивает современная аппаратура, количество горячих и холодных зон примерно одинаково, что совпадает с выводами обеих теорий — и инфляционной, и циклической. Однако эти теории предсказывают более тонкие различия между зонами. В принципе, их сможет выявить запущенная в прошлом году европейская космическая обсерватория "Планк" и другие новейшие космические аппараты. Я надеюсь, что результаты этих экспериментов помогут сделать выбор между инфляционной и циклической теориями. Но может случиться и так, что ситуация останется неопределенной и ни одна из теорий не получит однозначной экспериментальной поддержки. Ну что ж, тогда придется придумать что-нибудь новое».

 

 

Монопольная бомба

Отец американской водородной бомбы Эдвард Теллер постоянно размышлял о создании сверхмощного оружия. Как-то он обедал с известным физиком-теоретиком и космологом Нилом Тьюроком, и тот рассказал, что занимается магнитными монополями — гипотетическими частицами, обладающими не электрическим, а магнитным зарядом. К ужасу собеседника, Теллер немедленно начал прикидывать, как использовать монополи в роли начинки для супербомбы.

Что же это за частица? Согласно классической и квантовой электродинамике, источником электромагнитного поля служат электрические заряды и электрические токи. В принципе, можно предположить, что существуют и магнитные заряды, которые переносят особого рода частицы, проявляющие себя как одиночные магнитные полюса. Поток таких магнитных монополей может сформировать специфический ток — опять-таки, не электрический, а магнитный. Магнитные заряды и магнитные токи легко вводятся в уравнения Максвелла, отчего те только делаются более симметричными. В 1894 году эта идея пришла в голову Пьеру Кюри, который не только работал с радиоактивными элементами, но также много занимался магнитными явлениями. Кюри ограничился тем, что изложил ее в короткой заметке, поскольку такие заряды и токи никто и никогда не наблюдал.

Заряд для супербомбы. Вакуумное поле в центре монополя сохраняет экзотические свойства, которое имело до автономизации сильного взаимодействия. Как объяснил «Популярной механике» профессор теоретической физики Стэнфордского университета Леонард Сасскинд, такое поле должно катализировать распад протона. Поэтому протон при столкновении с монополем обязан превращаться в более легкие частицы, такие как нейтральный пион и позитрон. Это будет настоящей аннигиляцией, причем для нее не нужна никакая антиматерия. Идеальная начинка для супербомбы! Изображение: «Популярная механика»
Заряд для супербомбы
Вакуумное поле в центре монополя сохраняет экзотические свойства, которое имело до автономизации сильного взаимодействия. Как объяснил «Популярной механике» профессор теоретической физики Стэнфордского университета Леонард Сасскинд, такое поле должно катализировать распад протона. Поэтому протон при столкновении с монополем обязан превращаться в более легкие частицы, такие как нейтральный пион и позитрон. Это будет настоящей аннигиляцией, причем для нее не нужна никакая антиматерия. Идеальная начинка для супербомбы! Изображение: «Популярная механика»

Следующий шаг сделал Поль Дирак в 1931 году. Он обнаружил, что гипотеза магнитного монополя не только не противоречит принципам квантовой физики, но даже ведет к весьма интересным следствиям. Его вычисления показали, что произведение любого электрического заряда на заряд монополя равно половине произведения постоянной Планка на скорость света, помноженной на целое число или ноль (последнее означает отсутствие монополей в природе, поскольку электрические заряды заведомо существуют). Из формулы Дирака вытекает, что в системе СГС минимальный заряд монополя почти в 70 раз превышает заряд электрона. Поэтому монополь очень сильно отклоняется магнитными полями и может быть легко обнаружен — на фотоэмульсии или же в камере Вильсона. С 1951 года эти частицы искали в космических лучах, а позднее и на ускорителях, но неизменно без всякого успеха. Все говорило за то, что либо монополей не существует вообще, либо они не появляются в окрестностях Солнечной системы.

 

В своей статье о монополях Дирак отметил, что, поскольку они разрешены квантовой механикой, «было бы удивительно, если бы природа не воспользовалась такой возможностью». А в 1974 году Александр Поляков и Герард Хоофт показали, что при определенных условиях в юной Вселенной монополи просто обязаны были появиться на свет. Этот вывод следует из целого класса теорий, описывающих отношения между фундаментальными взаимодействиями вскоре после Большого взрыва. Когда возраст Вселенной составлял 10–36 секунды, сильное взаимодействие отделилось от электрослабого и обрело самостоятельное существование. При этом в вакууме образовались точечные топологические дефекты, своего рода узлы, несущие в своих центральных ядрах гигантскую энергию и потому обладающие огромной массой, как минимум в 1015 раз превышающей массу протона. Это и были магнитные монополи — вернее, их зародыши. В монополи они превратились после того, как электрослабое взаимодействие тоже разделилось надвое и появился настоящий электромагнетизм. И тогда-то протомономоли предстали в завершенном обличье частиц с одиночными магнитными полюсами.

 

Замороженные монополи

Изображение: «Популярная механика»

Осенью 2009 года в журнале Science были опубликованы работы двух научных групп — германо-британской под руководством ученых из немецкого Центра Гельмгольца (Helmholtz-Zentrum Berlin, HZB) и французско-британской под руководством исследователей из Института Лауэ-Ланжевена в Гренобле, — которые продемонстрировали твердотельные модели магнитных монополей, реализованные на титанате диспрозия (Dy2Ti2O7). У этого материала в каждом узле кристаллической решетки имеются четыре свободных магнитных спина, допускающих различную ориентацию. Это похоже на конфигурацию молекул воды во льду, поэтому такие материалы носят общее название «спиновый лед».

 

Спиновое спагетти. В спиновом льду при низких температурах в магнитном поле возникает сеть из переплетенных спиновых цепочек («спиновое спагетти»), которые выглядят на расстояниях много больше атомных подобно струнам Дирака — гипотетическим одномерным объектам, на концах которых находятся монополи и антимонополи. Струны Дирака в оригинальной модели ненаблюдаемы, их концы считаются свободными частицами. Изображение: «Популярная механика»
Спиновое спагетти
В спиновом льду при низких температурах в магнитном поле возникает сеть из переплетенных спиновых цепочек («спиновое спагетти»), которые выглядят на расстояниях много больше атомных подобно струнам Дирака — гипотетическим одномерным объектам, на концах которых находятся монополи и антимонополи. Струны Дирака в оригинальной модели ненаблюдаемы, их концы считаются свободными частицами. Изображение: «Популярная механика»
Разумеется, это не настоящие монополи, а их имитация — специфические квазичастичные коллективные возбуждения в средах с особыми магнитными свойствами, которые при нейтронном сканировании проявляют себя на больших масштабах как монополи. В более мелких масштабах это сходство исчезает. Микроскопическое магнитное поле «спиновых спагетти» не образует особенностей на концах, в то время как поле настоящего монополя вблизи него стремится к бесконечности.

Если эта теория верна, почему монополи не удается обнаружить? Частицы со столь гигантской массой невозможно создать ни на одном ускорителе, но нет их и в космических лучах. Согласно стандартной космологической теории, монополи возникли перед началом инфляционного расширения Вселенной, которое так растянуло пространство, что их плотность снизилась до ненаблюдаемых значений. Если верить циклической космологии, Вселенная никогда не нагревалась до температур, при которых возможно рождение монополей. Так что либо плотность этих частиц чересчур мала, либо они просто не существуют.

А как насчет монопольной бомбы? Оказывается, у Теллера были основания на нее надеяться. Дело за малым — где добыть монополи?


Вернуться назад