Продолжаем лезть туда, "куда Макар телят не водил". В 1998 году астрономы узнали, что Вселенная не просто расширяется, а похоже, ускоряется из-за темной энергии.
Это открытие стало одним из ключевых в конце XX века и сильно изменило представление ученых и исследователей изучающих метагалактику.
Но для космологов-теоретиков, которые работали над теорией струн, весьма сложной для неподготовленного человека концепции, это стало проблемой: их модели лучше всего работали для миров с отрицательной или нулевой энергией вакуума, а наша Вселенная ведет себя так, будто энергия вакуума положительная.
В прошлом году два физика, Бруно Бенто и Мигель Монтеро, предложили новый способ, который позволяет теории струн объяснить ускоренное расширение Вселенной. Они создали модель, где можно рассчитать конкретное значение темной энергии, но при этом мир получается пятимерным, а не четырехмерным, как наша реальность. Это важно, потому что дополнительное измерение влияет на гравитацию и динамику полей.
Чтобы понять, как они пришли к такому результату, нужно вспомнить эффект Казимира. Квантовая теория утверждает, что якобы "пустое" пространство не совсем пустое: в нем постоянно возникают и исчезают частицы. Если поставить две пластины близко друг к другу, то внутри них будет меньше энергии, чем снаружи, и пластины начнут притягиваться. Этот эффект зависит от геометрии пространства.
Бенто и Монтеро применили эту логику к компактфикации — процессу, при котором из десятимерной физики получается наш четырехмерный мир(время в нашей Вселенной может выступать как ещё одно измерение). Они представили, что дополнительные измерения свернуты в крошечную геометрическую форму, и внутри этой формы квантовым флуктуациям приходится жить с ограничениями.
Возникает сила, которая стремится уменьшить объем этого пространства, но чтобы система не схлопнулась, нужны дополнительные эффекты. В их модели эти эффекты уравновешивают друг друга, и в результате получается положительное значение тёмной энергии.
Они оценили это значение как 1E-15 в планковских единицах, что намного меньше реального значения темной энергии в нашем мире, порядка 1E-120. Но важно, что знак совпал, величина стала малой, и вычисление получилось прозрачным. Это значит, что можно проверять модель по шагам и пересчитывать наблюдаемые величины.
Выбор геометрии дополнительных измерений тоже важен. Вдохновение пришло из работы, где Ева Сильверстайн и соавторы обсуждали сложные космологические модели в компактфикациях, но команда Бенто и Монтеро искала более простую конструкцию. Они выбрали формы типа тора. В их модели речь идет о шестимерной версии такой модели реальности.
Почти сразу после публикации своего решения свою работу выпустили Джанджидо Далл Агата и Фабио Цвирнер. Они использовали схожий выбор многообразий и показали, как из них может возникнуть положительная энергия вакуума. Их методы отличались, но пришли к совместимым выводам, что стало проверкой общей идеи.
Полученное решение оказалось неустойчивым. Это значит, что темная энергия будет ослабевать со временем, и период ее относительной постоянности не должен сильно превосходить возраст Вселенной. Такой вариант называют динамической темной энергией, и его легче получить в теории струн, чем строгую космологическую постоянную.
Последние наблюдения начали намекать на изменчивость темной энергии. В апреле 2024 года инструмент DESI представил предварительные признаки того, что темная энергия может слабеть, а через год появились данные, которые усилили этот намек. Пока речь идет о тенденции, но для теоретиков такой сдвиг важен: если темная энергия действительно не константа, модели с динамической вакуумной энергией выглядят менее экзотично.
Еще один важный момент — отправная точка работы. Чтобы упростить расчеты, авторы выбрали М-теорию — расширенную формулировку теории струн, которая объединяет несколько её вариантов. В стандартных струнных моделях предполагается наличие шести дополнительных пространственных измерений, тогда как М-теория требует семи. Зато она опирается на более простой набор базовых элементов, что облегчает математическое описание.
Однако у такого выбора есть побочный эффект. В М-теории всего 11 измерений. Если свернуть шесть из них в компактное многообразие, как это делают при переходе к наблюдаемой физике, остается не четыре, а пять измерений. В результате получается пятимерная вселенная, тогда как наша реальность за пределами Земли, насколько известно, описывается четырьмя измерениями. Именно этот лишний измерительный параметр и остается сейчас главным расхождением между полученным решением и реальной космологией.
Авторы не скрывают, что переход к 4D-варианту для них приоритет номер один. Без него работа останется демонстрацией принципа, а не описанием реальности. Коллеги, комментирующие результаты, признают ценность прорыва именно в методе. Появился явный пример, где положительная энергия вакуума получается в просчитываемой модели, и это расширяет поле поиска для других групп. Но одновременно сохраняется ощущение, что задача де Ситтера в теории струн еще не сказала последнего слова и может подкинуть новые препятствия.
Если собрать все в одну линию, вырисовывается достаточно цельная картина. Открытие темной энергии в 1998 году выявило глубокое расхождение между наблюдаемой картиной Вселенной и теми режимами, в которых теории струн удавалось работать наиболее уверенно. Спустя четверть века новые астрономические данные начали осторожно намекать на то, что темная энергия может со временем меняться, а не оставаться строго постоянной.
Так что работа мадридской группы предложила конкретный механизм, в котором казимировский эффект в свернутых измерениях уравновешивается вкладом флюксов. В результате возникает положительная вакуумная энергия и пространство де Ситтера, пусть пока и в пятимерном варианте. Теперь основной вызов смещается от общих идей к конкретной технической задаче: избавиться от лишнего измерения и проверить, сможет ли этот подход выдержать более реалистичную, четырехмерную сборку.