Эволюция пространства состояний 2 страница
Глава 15 . Прошлое сквозь будущее
!
!
Рис . 15 .2 . Наверху: размер Вселенной со сжатием как функция времени . Внизу: два воз-
можных сценария эволюции энтропии . Согласно традиционным взглядам, энтропия долж-
на продолжать увеличиваться даже после сжатия Вселенной, как показано слева внизу .
Во Вселенной Голда низкоэнтропийное граничное условие в будущем обязывает энтропию
в определенный момент времени начать уменьшаться
С другой стороны, точно так же нет никаких особых оснований надеяться
на существование граничного условия в прошлом, за исключением того неоспо-
римого факта, что нам подобное условие необходимо для объяснения Вселен-
ной, которую мы фактически наблюдаем вокруг себя .8 Хью Прайс отстаивал
Вселенную Голда как нечто, что должно приниматься космологами всерьез, —
по крайней мере, на уровне мысленного эксперимента, если не модели реаль-
ного мира, — как раз по этой причине .9 Мы не знаем, почему энтропия была
низкой вблизи момента Большого взрыва, но это действительно так; следова-
тельно, тот факт, что мы не знаем, почему энтропия должна быть низкой вбли-
зи Большого сжатия, — недостаточная причина для того, чтобы попросту от-
бросить такую возможность . Действительно, если не вводить временную
асимметрию вручную, то вполне разумно полагать, что какой бы неизвестный
закон физики ни навязывал низкую энтропию в окрестности Взрыва, этот
принцип может делать то же самое и для Сжатия . 
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
Интересно рассмотреть данный сценарий с точки зрения настоящих ученых
и попробовать ответить на вопрос, могут ли существовать какие-либо подда-
ющиеся экспериментальной проверке следствия будущего низкоэнтропийно-
го условия . Даже если такое условие существует, очень просто избежать любых
грядущих последствий, всего лишь отложив Большое сжатие до чрезвычайно
отдаленного момента в будущем . Однако если бы оно было относительно
близко во времени (через триллион, а не гугол лет), то мы могли бы видеть
реальные эффекты от будущего уменьшения энтропии .10
Вообразите, например, яркий источник света (который мы для удобства
будем называть «звездой»), живущий в будущей фазе коллапса . Как бы мы
могли его обнаружить? Мы обнаруживаем обычные звезды благодаря тому, что
они излучают фотоны, которые перемещаются по световым конусам прочь от
звезды . Мы поглощаем фотон в будущем по отношению к событию излучения
и объявляем, что видим звезду . Теперь давайте рассмотрим этот сценарий в об-
ратном направлении во времени .11 Мы обнаруживаем фотоны, движущиеся по
радиусу по направлению к звезде в будущем; вместо того чтобы сиять, звезда
высасывает свет из Вселенной .
Возможно, вы подумаете, что можно «увидеть» будущую звезду, посмотрев
в направлении от звезды и заметив один из фотонов, направляющихся к ней .
Но это неосуществимо — если мы поглотим фотон, то он никогда не доберет-
ся до звезды . В будущем существует граничное условие, требующее, чтобы
фотоны поглощались звездой, а не просто направлялись к ней . Так что в дей-
ствительности картина, которая предстанет нашему взору, — это наш собствен-
ный телескоп, излучающий свет в пространство в направлении будущей звезды .12
Если телескоп направлен на звезду в будущем, он излучает свет, если же нет, он
остается темным . Это перевернутая во времени традиционная картина: «Если
телескоп направлен на звезду в прошлом, он видит свет; если же нет, то он
ничего не видит» .
Все это кажется безумием, но лишь потому, что мы не привыкли в рассуж-
дениях о мире учитывать будущее граничное условие . «Откуда телескоп знает,
что нужно излучать свет, когда он смотрит в направлении звезды, которая по-
явится лишь через триллион лет?» В этом суть будущих граничных условий —
они выбирают невероятно маленькую долю микросостояний в рамках нашего
текущего макросостояния, в которых происходит такое, казалось бы, малове-
роятное событие .13 Если как следует разобраться, то в этом нет ничего более
странного, чем в граничном условии прошлого, которое существует в нашей
реальной Вселенной, за исключением того, что одно нам привычно, а второе
нет . (Кстати, пока никому не удалось обнаружить никаких экспериментальных
Глава 15 . Прошлое сквозь будущее
свидетельств будущих звезд или же любых других доказательств существования
в будущем низкоэнтропийного граничного условия . Если бы кто-то открыл
что-то подобное, вы бы наверняка об этом услышали .)
Таким образом, Вселенную Голда следует рассматривать скорее как поучи-
тельную историю, а не реального кандидата на роль объяснения стрелы време-
ни . Если вы думаете, что у вас есть некое естественное объяснение того, по-
чему ранняя Вселенная обладала удивительно низкой энтропией, но вы
утверждаете, что не прибегаете ни к каким явным нарушениям симметрии
относительно обращения времени, то почему бы поздней Вселенной не вы-
глядеть точно так же? Этот мысленный эксперимент помогает заново осознать,
насколько в действительности сложна и запутанна низкоэнтропийная конфи-
гурация Большого взрыва .
В итоге все пока что сошлись на том, что на самом деле Вселенную не ожи-
дает повторное сжатие . Вселенная ускоряется; если темная энергия — это
абсолютно постоянная энергия вакуума (а это самый очевидный вариант), то
ускорение будет продолжаться вечно . Мы пока не обладаем достаточными
знаниями для того, чтобы делать окончательные заявления, но, скорее всего,
наше будущее совсем не похоже на наше прошлое . И это снова ставит необыч-
ные обстоятельства, сопутствующие Большому взрыву, в центр загадки, кото-
рую мы пытаемся решить .
До Большого взрыва
У нас почти закончились варианты . Если мы не задействуем асимметрию вре-
мени (либо в динамических законах, либо в граничном условии) вручную,
а у Большого взрыва была низкая энтропия, и при этом мы не настаиваем на
низкоэнтропийном условии в будущем, то что остается? Мы словно столкнулись
с неразрешимой логической загадкой, не оставившей нам путей к примирению
эволюции энтропии в нашей наблюдаемой Вселенной с обратимостью фунда-
ментальных законов физики .
Однако один выход все же есть: мы можем смириться с тем, что энтропия
Большого взрыва была низкой, но отрицать тот факт, что Большой взрыв был
началом Вселенной .
Это звучит немного еретически для каждого, кому доводилось читать об
успехе модели Большого взрыва или кто знает, что существование начальной
сингулярности надежно предсказывается общей теорией относительности .
Нам часто говорят, что нет такого понятия, как «до Большого взрыва», — само
время (так же, как и пространство) не существовало до начальной сингуляр-
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
ности . Это означает, что понятие «до сингулярности» просто не имеет ника-
кого смысла .
Однако, как я вскользь упоминал в главе 3, идея о том, что Большой взрыв
на самом деле породил Вселенную, — это всего лишь приемлемая гипотеза,
а не результат, к которому ученые уверенно пришли, победив все разумные
сомнения . Общая теория относительности не предсказывает, что пространство
и время не существовали до Большого взрыва; она предсказывает, что кривиз-
на пространства—времени в очень ранней Вселенной была так велика, что
в таких условиях нельзя полагаться на саму общую теорию относительности .
При этом обязательно должна приниматься во внимание квантовая гравитация,
которую мы можем спокойно игнорировать, пока речь идет о кривизне про-
странства—времени в относительно безмятежном контексте современной
Вселенной . К сожалению, мы недостаточно хорошо понимаем квантовую
гравитацию, для того чтобы уверенно говорить о том, что на самом деле про-
исходило в самые ранние времена . Вполне возможно, что в ту эпоху «возникли»
пространство и время, а может быть, и нет . Не исключено, что существует
также некий переход от фазы существенно квантовой волновой функции
к классическому пространству—времени, которое мы все знаем и любим . Но
точно так же возможно, что пространство и время продолжаются за пределами
момента, который мы идентифицируем как «Большой взрыв» . Пока мы просто
этого не знаем; исследователи рассматривают все возможности и готовы безо
всяких предубеждений согласиться с той из них, которая в итоге окажется
верной .
Некоторое свидетельство в пользу того, что у времени не обязательно
должно быть начало, предоставляет квантовая гравитация, и в частности голо-
графический принцип, о котором мы говорили в главе 12 .14 Малдасена показал,
что определенная теория гравитации в пятимерном пространстве анти-де
Ситтера в точности эквивалентна «дуальной» четырехмерной теории, не
включающей гравитацию . Существует множество вопросов, на которые слож-
но ответить как в пятимерной теории гравитации, так и в любой другой моде-
ли квантовой гравитации . Но ответы на некоторые из них становятся очевид-
ны с дуальной четырехмерной точки зрения . Например, ответом на вопрос
«есть ли у времени начало?» будет «нет» . Четырехмерная теория вообще не
включает гравитацию; это всего лишь теория поля, живущая в каком-то фик-
сированном пространстве—времени, и это пространство—время распростра-
няется бесконечно далеко в прошлое и будущее . Это верно даже в том случае,
если в пятимерной теории гравитации есть сингулярности; каким-то образом
теория находит пути обхода и продолжается за их пределами . Таким образом,
Глава 15 . Прошлое сквозь будущее
у нас есть пример полной теории квантовой гравитации, для которой суще-
ствует по меньшей мере одна формулировка, в которой время никогда не на-
чинается и не заканчивается, но продолжается во веки веков . Надо признать,
что наша собственная Вселенная несколько не похожа на пятимерное про-
странство анти-де Ситтера, — она обладает четырьмя макроскопическими
измерениями, а космологическая постоянная в ней положительная, а не от-
рицательная . Однако пример Малдасены демонстрирует, что пространству—
времени совершенно не обязательно иметь начало, если мы принимаем во
внимание также и квантовую гравитацию .
Возможны и менее абстрактные подходы к пониманию того, что, возможно,
было до Большого взрыва . Самая очевидная стратегия — заменить Взрыв
определенного рода отскоком . Представим себе, что Вселенная до того события,
которое мы называем Большим взрывом, в действительности сжималась и ста-
новилась более плотной . Но вместо того чтобы скатиться в сингулярность
Большого сжатия, Вселенная — каким-то образом — отскочила в фазу рас-
ширения; этот отскок мы и принимаем за Большой взрыв .
Вопрос в том, чем подобный отскок может быть вызван . Ничего подобного
не могло бы произойти при условии истинности традиционных космологиче-
ских предположений: классической общей теории относительности да не-
скольких разумных ограничений на тип вещества и энергии во Вселенной . Это
означает, что нам надо как-то изменить эти правила . Мы можем просто всплес-
нуть руками и сказать: «Во всем виновата квантовая гравитация», но это не-
сколько неудовлетворительный ответ .
Рис . 15 .3 . В космологии Вселенной с отскоком сингулярность стандартного Большого
взрыва заменяется (более или менее) гладким переходом от фазы сжатия к фазе расширения 
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
В последние годы довольно много усилий было вложено в разработку мо-
делей, сглаживающих сингулярность Большого взрыва до относительно мяг-
кого отскока .15 Каждый из этих проектов предлагает возможность расширения
истории Вселенной за пределы Большого взрыва, но в каждом случае трудно
сказать, является ли предложенная модель самосогласованной . Так всегда и бы-
вает, когда пытаешься понять рождение Вселенной в отсутствие полной теории
квантовой гравитации .
Тем не менее о самом важном моменте забывать не стоит: даже если у нас
нет одной полной и согласованной истории, рассказывающей о жизни Вселен-
ной до Большого взрыва, космологи не покладая рук трудятся над решением
этой задачи, и многое свидетельствует о том, что в конечном счете они добьют-
ся успеха . А возможность того, что Большой взрыв не был в действительности
началом Вселенной, имеет серьезные последствия для стрелы времени .
Стрела всего времени
Если Большой взрыв был началом времен, то с формулировкой нашей главной
загадки все понятно: почему вначале энтропия была так мала? Если же все на-
чалось не с Большого взрыва, то загадка остается, только теперь в иной форму-
лировке: почему энтропия была мала во время отскока, который не был даже
моментом рождения Вселенной? Это был всего лишь какой-то момент в вечной
истории .
По большей части современные обсуждения отскакивающих космологий
не касаются непосредственно вопроса энтропии .16 Однако очевидно, что до-
бавление фазы сжатия перед отскоком не оставляет других вариантов: энтропия
либо увеличивается по мере приближения Вселенной к отскоку, либо умень-
шается .
На первый взгляд создается впечатление, что энтропия при движении Все-
ленной из прошлого к фазе отскока должна увеличиваться . В конце концов,
если начальное условие было поставлено в ультрадалеком прошлом, то есте-
ственно ожидать, что с течением времени энтропия будет увеличиваться, даже
если пространство сжимается . Это обычное толкование второго начала дина-
мики, обеспечивающее единообразие стрелы времени на протяжении всей
истории Вселенной . Этот вариант иллюстрирует нижний левый график на
рис . 15 .4 . Явно или неявно, но именно его многие люди подразумевают в своих
рассуждениях об отскакивающих космологиях .
Однако сценарий, в котором энтропия нашего сопутствующего участка
продолжает увеличиваться и до, и во время, и после вселенского отскока, стал-
Глава 15 . Прошлое сквозь будущее
-
-
Рис . 15 .4 . Вверху: изменение размера отскакивающей Вселенной с течением времени;
внизу: два возможных сценария эволюции энтропии . Энтропия может просто всегда уве-
личиваться, как показано внизу слева, обеспечивая однонаправленную стрелу времени на
протяжении вечности . Или она может уменьшаться в фазе сжатия, прежде чем начать уве-
личиваться в фазе расширения, как показано внизу справа
кивается с невероятно сложной проблемой . Проблема традиционной космо-
логии Большого взрыва такова: энтропия в современной наблюдаемой Вселен-
ной относительно мала, а в прошлом была значительно меньше . Это подразуме-
вает скрытую очень тонкую подстройку в текущем микросостоянии Вселенной,
если мы хотим, чтобы энтропия уменьшалась при прокрутке истории в об-
ратном направлении во времени с использованием все тех же законов физики .
А в сценарии с отскоком, где мы отнесли «начало Вселенной» бесконечно
далеко в прошлое, тонкая подстройка, необходимая для того же самого, долж-
на быть бесконечно точной . Если мы верим в обратимые законы физики, то
должны предполагать такое свойство у текущего состояния Вселенной, что
процесс ее эволюции можно бесконечно отматывать назад и энтропия все это
время будет только уменьшаться . Но это слишком высокие запросы .17
Необходимо также упомянуть о другой проблеме, тесно связанной с этой .
Мы знаем, что энтропия нашего сопутствующего объема сразу после отскока
должна быть маленькой — намного меньше, чем она могла бы быть . (В главе 13
мы сделали некоторые оценки и знаем, что значение энтропии было равно 1088
или меньше, тогда как оно могло бы достигать 10120 .) Из этого следует, что 
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
прямо перед отскоком энтропия была такой же низкой или даже ниже . Если бы
энтропия была высокой, то отскока бы не произошло; вы получили бы хаоти-
ческую мешанину, у которой не было бы никаких шансов превратиться в при-
ятную и однородную Вселенную, из которой получились все мы . Так что нам
приходится предположить, что этот сопутствующий объем пространства
сжимался бесконечно долгое время (начиная с далекого прошлого и до момен-
та отскока), и на протяжении этого процесса энтропия увеличивалась, но
увеличение каким-то образом оказалось очень небольшим . Не то чтобы такое
было невозможно себе представить, но это кажется, мягко выражаясь, доволь-
но удивительным .18
Даже если мы позволим себе рассмотреть возможность необыкновенно
тонкой подстройки, необходимой для того, чтобы позволить энтропии все
время последовательно увеличиваться, у нас все равно нет абсолютно никаких
причин полагать, что во Вселенной все действительно происходило именно
таким образом . Мы пока не представили никакого оправдания тому, почему
вообще наша Вселенная вообще должна быть тонко подстроена, но продол-
жаем призывать к бесконечно тонкой подстройке . Не очень похоже на про-
гресс .
Гипотеза о середине
Итак, это все подводит нас к необходимости рассмотреть альтернативу, изо-
браженную на рис . 15 .4 на правом нижнем графике: отскакивающая Вселенная,
в которой энтропия уменьшается во время фазы сжатия, достигает минималь-
ного значения в момент отскока и после этого начинает увеличиваться . Воз-
можно, теперь у нас получится прийти к какому-то результату . Явная модель
такой отскакивающей космологии была предложена Энтони Агирре и Стивеном
Граттоном в 2003 году . Их конструкция базируется на идее инфляции, и они
демонстрируют, что путем хитрого разрезания и склеивания мы могли бы полу-
чить гладкий отскок, взяв инфляционную Вселенную, расширяющуюся по
направлению к будущему, и приклеив ее к началу инфляционной Вселенной,
расширяющейся по направлению к прошлому .19
У этой альтернативы есть огромное преимущество: поведение Вселенной
симметрично во времени . Как размер Вселенной, так и ее энтропия достигают
минимального значения в момент отскока и увеличиваются в обоих направле-
ниях . Концептуально это большой шаг вперед по сравнению со всеми осталь-
ными рассмотренными ранее моделями; базовая симметрия законов физики
относительно изменения направления времени отражается в крупномасштаб-
Глава 15 . Прошлое сквозь будущее
ном поведении Вселенной . В частности, мы избегаем ловушки, которую рас-
ставляет нам временнóй шовинизм, — искушения полагать, что «начальное»
состояние Вселенной абсолютно не похоже на «конечное» . Нам как раз
и нужен был способ обойти заблуждение, приведшее к рассмотрению Вселен-
ной Голда, которая также симметрична относительно одного момента во
времени . Теперь, когда мы позволяем себе думать о возможной Вселенной до
Большого взрыва, решение выглядит более приемлемым: Вселенная симме-
трична, и не потому, что энтропия низка на обоих концах времени, а потому,
что она на обоих концах высока.
Как бы то ни было, это очень смешная Вселенная . Эволюция энтропии от-
вечает за всевозможные проявления стрелы времени, включая нашу способность
помнить прошлое и наше ощущение того, что мы движемся сквозь время .
В сценарии с отскакивающей энтропией стрела времени в момент отскока
меняет направление на противоположное. С точки зрения нашей наблюдаемой
Вселенной, изображенной на рис . 15 .4 в правой части графиков, прошлое — это
низкоэнтропийное направление времени, указывающее в сторону отскока . Но
наблюдатели с противоположной стороны отскока, которую мы на графиках
называем (со своей колокольни) «сжатием», также определяют «прошлое»
как направление времени, в котором энтропия была ниже, то есть направление
к отскоку . С точки зрения локального наблюдателя стрела времени всегда ука-
зывает в сторону увеличения энтропии . По обеим сторонам от отскока стрела
времени указывает в «будущее», в котором Вселенная расширяется и опусто-
шается . С точки зрения наблюдателя, находящегося на одной (любой) стороне,
наблюдатели на противоположной стороне живут «в обратную сторону во
времени» . Однако такое несовпадение направлений стрел абсолютно не под-
дается наблюдению — люди по одну сторону от отскока не могут общаться
с людьми по другую сторону, точно так же, как мы не в состоянии перекинуть-
ся парой слов с кем-нибудь из нашего прошлого . Каждый видит, что второе
начало термодинамики работает стандартным образом в его наблюдаемой
части Вселенной .
К сожалению, космоса с отскакивающей энтропией недостаточно для
того, чтобы мы без всякого зазрения совести могли объявить, что нашли
решение проблемы, сформулированной в начале этой главы . Разумеется, до-
пуская существование космологического отскока, также представляющего
точку минимального значения энтропии Вселенной, мы избегаем философских
заблуждений, связанных с определением изначальных и конечных условий на
совершенно разных основаниях . Но и за это приходится платить ценой новой
загадки: почему энтропия так низка в середине истории Вселенной?
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
Другими словами, модель с отскакивающей энтропией сама по себе ничего
не объясняет о стреле времени . Вместо этого она устраняет необходимость
в гипотезе о прошлом и вместо нее вводит необходимость в гипотезе о сере-
дине . Нам опять требуется точно такая же тонкая подстройка, и мы все так же
пытаемся объяснить, почему конфигурация нашего сопутствующего объема
пространства находится в таком низкоэнтропийном состоянии рядом с кос-
мологическим отскоком . Таким образом, получается, что нам предстоит про-
делать еще очень много работы .
Новорожденные Вселенные
Мы должны предпринять честную попытку предоставить надежное динами-
ческое объяснение низкой энтропии нашей ранней Вселенной, и для этого нам
нужно сделать шаг назад . Забудем на мгновение все, что мы знаем о нашей
фактической Вселенной, и вернемся к вопросу, который мы задавали в главе 13:
как должна выглядеть Вселенная? Я отстаивал точку зрения, что естественная
Вселенная — та, которая не полагается на тонко подстроенные низкоэнтро-
пийные граничные условия ни в какой момент времени, ни в прошлом, ни
в настоящем, ни в будущем, — и выглядела бы она просто-напросто как пустое