Вселенная в лаборатории

Как была устроена Вселенная в самые ранние этапы своего развития? Просто поглядев на небо в телескоп, об этом сказать невозможно: самые старые объекты, которые мы могли бы наблюдать теоретически, родились не ранее чем через 380 000 лет после Большого взрыва. Это связано с тем, что прежде этого момента Вселенная была непрозрачна для света, а значит, ни в один телескоп в ней ничего не увидеть.

Однако Вселенная заполнена так называемым реликтовым излучением. Оно образовалось как раз в тот момент, когда Вселенная стала прозрачна. Оно светит во все стороны строго одинаково: с любой точки неба на Землю приходит это слабое радиоизлучение с температурой примерно –270 градусов Цельсия. И эта температура практически не зависит от того направления на небе, на которое мы смотрим. Это означает, что Вселенная в первое время своего существования была исключительно однородной и изотропной.

Почему это так? Одной из наиболее принятых гипотез является гипотеза космологической инфляции. Первоначально наблюдаемая Вселенная в момент Большого взрыва была размером меньше протона, поэтому в ней вся материя находилась в однородном состоянии. Затем последовало расширение примерно в 2 в 100 степени раз в течение 10 в –30 степени секунды. Это быстро «растащило» изначально причинно-связанные фрагменты Вселенной на огромные расстояния, так что они перестали взаимодействовать. Поэтому дальние, причинно-несвязанные куски Вселенной оказались подозрительно одинаковыми.

Одинаковыми, да не совсем. Оказалось, что температура реликтового излучения немного меняется от точки к точке. Меняется на сотые доли процента, и это нельзя списать на погрешности измерения. Наиболее характерный масштаб на небе, на котором заметны эти флуктуации, — 1 градус. То есть, если визуализировать флуктуации реликтового излучения, то небо будет пестрым — оно будет покрыто красными (теплыми) и синими (холодными) пятнами размерами примерно в две Луны каждое.

Оказывается, эти флуктуации — неспроста. Они соответствуют волнам звука, которые распространялись в ранней горячей Вселенной после завершения инфляционной стадии. Образно говоря, после инфляционного расширения Вселенная «пела». Физики рассчитали, каковы должны быть характерные масштабы неоднородности фона реликтового излучения. Для мелких неоднородностей они как раз соответствуют тому, что видно в наблюдениях. 

Но наблюдения — не эксперимент. У нас нет запасной вселенной, на которой можно было бы поставить опыт и увидеть, как всё было в начале. Поэтому физики из Гейдельбергского университета — Маркус Оберталер и его команда — решили использовать аналог, чтобы «увидеть» космические явления в лаборатории.

В качестве модели ранней Вселенной они использовали бозе-эйнштейновский конденсат атомов калия. Бозе-эйнштейновский конденсат — это, грубо говоря, очень разреженный газ из очень холодных атомов. При этом, в изучаемом случае непрерывной бозе-эйнштейновской конденсации, они могут быть представлены единым непрерывным квантовым полем. Это сближает их с ранней Вселенной, которая была заполнена полем так называемого инфлатона, обеспечивающего инфляцию.

Как смоделировать расширение пространства? Оберталер предложил для этого использовать явление так называемого фешбаховского резонанса. Оно заключается в том, что эффективный радиус взаимодействия атомов изменяется в магнитном поле. При определенных значениях магнитного поля атомы словно соприкасаются друг с другом. Если поле затем уменьшать, то радиусы взаимодействия тоже будто «уменьшаются». С точки зрения атомов, это всё равно если бы пространство между ними расширялось и они за счет этого расширения пространства разносились бы на большие расстояния.

В опыте Оберталер и коллеги изучили — благодаря манипуляциям с магнитным полем — ускоренно расширяющуюся «вселенную», равномерно расширяющуюся и расширяющуюся с замедлением. Опыты показали, что в самом деле в случае расширения бозе-эйнштейновского конденсата он заполняется акустическими колебаниями, которые соответствуют флуктуациям космического микроволнового излучения. При этом опыт ученых можно было повторить (в отличие от Большого взрыва), что позволит им проследить во времени соответствующие акустические волны и построить распределение их волновых векторов. Таким образом мы можем посмотреть на аналогию того, как менялась «мелодия», с которой «звучала» Вселенная.

Опыт Оберталера важен еще и потому, что позволяет непосредственно приблизиться и к моделированию эпохи, предшествовавшей инфляции. Если инфляция оставила наблюдаемый след во Вселенной, то предыдущая эпоха тоже теоретически это могла сделать. Пока что ее моделирование — дело будущего.