Почему мы живем не в пустом пространстве? 4 страница
ации. Среди них могли быть черные дыры, осциллирующие поля и даже до-
вольно пустые участки. Теперь представим себе, что по крайней мере одна
небольшая область пространства во всей этой неразберихе относительно
спокойна, а плотность энергии в ней определяется в основном темной супер-
энергией поля инфлатона. Пока остальная часть пространства продолжа-
ет жить хаотично, внутри этой конкретной области начинается инфля-
ция; ее объем увеличивается в невообразимое число раз, а любые ранее
существовавшие возмущения начисто стираются благодаря инфляционно-
му растяжению. В конце концов эта область эволюционирует в то, что
выглядит в точности как наша Вселенная, как ее описывает стандартная
модель Большого взрыва, и это никак не связано с тем, что происходит
в оставшейся части изначально флуктуирующего первичного бульона. Сле-
довательно, в данном сценарии нам не требуется никакой высокочувстви-
тельной, неестественно тонкой подстройки начальных условий, для того
чтобы получить пространственно плоскую и однородную на больших рас-
стояниях Вселенную; она гарантированно появляется из типовых, случай-
ным образом флуктуирующих начальных условий. 
Глава 14 . Инфляция и Мультиленная
Обратите внимание на то, что цель здесь — объяснить, почему Вселенная,
подобная той, в которой мы обнаруживаем себя сегодня, может естественным
образом зародиться в результате динамических процессов в ранней Вселенной .
Инфляция рассматривается исключительно в рамках объяснения каких-то явно
тонко подстроенных свойств нашей Вселенной в ранние времена; если же вы
решите, что раннюю Вселенную следует принимать такой, какая она есть, и что
нет никакого смысла в том, чтобы «объяснять» ее, то инфляция ничем вам
помочь не сможет .
Работает ли это? Действительно ли инфляция объясняет, почему наши,
казалось бы, совершенно неестественные начальные условия в действитель-
ности вполне вероятны? Я утверждаю, что инфляция сама по себе не дает от-
вета на эти вопросы; она может быть частью полной истории, но если мы хотим,
чтобы наши слова звучали убедительно, мы дополнительно должны предоставить
какие-то идеи относительно того, что происходило до инфляции . Это оставля-
ет нас (то есть меня) в меньшинстве среди современных космологов, хотя и не
в полном одиночестве;16 большинство ученых, работающих в данной области,
уверены, что инфляция действует как по писаному, избавляя нас от проблем
тонкой настройки, от которых страдает стандартная модель Большого взрыва .
Вы должны суметь принять собственное решение, не забывая, однако, что
в конечном итоге решение остается за Природой .
В предыдущей главе, когда мы обсуждали эволюцию энтропии в нашей
Вселенной, мы ввели в обращение понятие «сопутствующего объема» —
фрагмента Вселенной, который мы в состоянии наблюдать в настоящее время
и который рассматривается как эволюционирующая во времени физическая
система . Вполне допустимо приближенно считать наш сопутствующий объем
замкнутой системой: несмотря на то что, строго говоря, он не изолирован, мы
полагаем, что оставшаяся часть Вселенной не оказывает никакого значимого
влияния на происходящее в пределах нашего объема . Это верно и в инфляци-
онном сценарии . Наш объем обнаруживает себя в конфигурации, где он очень
мал и где властвует темная суперэнергия; другие части Вселенной могут вы-
глядеть кардинально иным образом, но кого это волнует?
Мы ранее уже формулировали загадку ранней Вселенной в терминах эн-
тропии: сегодня энтропия нашего сопутствующего объема составляет около
10101, но в ранние времена ее значение было примерно 1088, а максимальное
значение энтропии для нас — 10120 . Это означает, что в ранней Вселенной
значение энтропии было невероятно маленьким по сравнению с текущим со-
стоянием Вселенной . Почему? Если состояние Вселенной выбирается случай-
ным образом среди всех возможных состояний, то крайне маловероятно, что
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
результатом такого выбора будет настолько низкоэнтропийная конфигурация,
так что, очевидно, нам известна далеко не вся история .
Назначение инфляционной идеи — предоставить недостающие фрагменты .
Небольшой участок может из бешено осциллирующих начальных условий,
которые явно или неявно иногда ошибочно описывают как «высокоэнтропий-
ные», естественным образом эволюционировать в область с энтропией 1088,
выглядящую как наша Вселенная . Мы уже много раз обсуждали это в нашей
книге и знаем, что истинно высокоэнтропийная конфигурация — это не беше-
но осциллирующий высокоэнергетический беспорядок, это его прямая про-
тивоположность, обширное и тихое пустое пространство . Как и в случае ранней
Вселенной в традиционной истории с Большим взрывом, условия, необходимые
для запуска инфляции, совершенно не похожи на те, которые мы бы получили,
если бы вслепую вытаскивали их из шляпы фокусника .
На самом деле все еще хуже . Давайте сфокусируемся на крохотном участке
пространства, где доминирует темная суперэнергия и в котором начинается
инфляция . Какова его энтропия? Это сложный вопрос, и причина, почему мы не
можем дать на него точный ответ, все та же — мы слишком мало знаем об энтро-
пии в присутствии гравитации, и особенно в высокоэнергетическом режиме,
необходимом для инфляции . Но в наших силах делать правдоподобные предпо-
ложения . В предыдущей главе мы говорили о том, что в любую заданную область
расширяющейся Вселенной можно «уместить» лишь ограниченное число со-
стояний, по крайней мере если для их описания используются обычные предпо-
ложения квантовой теории поля (что подразумевается для инфляции) . Состояния
выглядят как вибрирующие квантовые поля, а длина волны вибраций должна
быть меньше размера рассматриваемой области, но больше планковской длины .
Это означает, что существует максимальное число возможных состояний, кото-
рые могут выглядеть как небольшой участок, готовый к инфляции .
Числовой ответ зависит от конкретного способа запуска инфляции, и в част-
ности от энергии вакуума во время инфляции . Однако различия между воз-
можными моделями не слишком значительны, поэтому мы можем выбрать один
пример и придерживаться его . Предположим, что энергетический масштаб во
время инфляции составлял 1 % от планковского масштаба; это довольно много,
но все же достаточно мало, для того чтобы мы обезопасили себя от сложностей,
которые влечет за собой квантовая гравитация . В этом случае предполагаемое
значение энтропии нашего сопутствующего объема в начале инфляции было
равно:
Sинфляции ≈ 1012 .
Глава 14 . Инфляция и Мультиленная
Это невероятно маленькое значение по сравнению и с 10120 — такой энтро-
пия вполне может быть, — и с 1088 — а такой энтропия станет совсем скоро .
Оно отражает тот факт, что для того, чтобы инфляция началась, каждая степень
свободы, которая будет описывать нашу текущую Вселенную, должна была
быть тщательно упакована в чрезвычайно однородный маленький участок про-
странства .
Таким образом, секрет инфляции раскрыт: объяснение, почему наша на-
блюдаемая Вселенная пребывала в таком очевидно низкоэнтропийном, тонко
подстроенном раннем состоянии, базируется в этом сценарии на предположе-
нии о том, что ему предшествовало еще более низкоэнтропийное состояние . Это
не кажется чем-то удивительным, если мы доверяем второму закону термоди-
намики и ожидаем, что энтропия со временем будет возрастать, но и ответа на
главный вопрос не дает . На самом деле все еще удивительно, что наш сопут-
ствующий объем Вселенной оказался в низкоэнтропийной конфигурации того
типа, который необходим для начала инфляции . Невозможно решить пробле-
му тонкой подстройки, апеллируя к еще более тонкой подстройке .
Возвращаясь к нашему
Сопутствующему объему
Давайте попробуем добраться до сути дела; здесь мы уже отступаем от обще-
принятой точки зрения, и нам надлежит соблюдать крайнюю осторожность .
Мы делаем два критически важных предположения относительно эволю-
ции наблюдаемой Вселенной — нашего сопутствующего объема пространства
и всего, что внутри него имеется . Во-первых, мы предполагаем, что наблюда-
емая Вселенная, по сути, автономна, то есть она эволюционирует как замк-
нутая система, свободная от влияния извне . Инфляция не нарушает данное
предположение; как только процесс инфляции запускается, наш сопутству-
ющий объем стремительно приобретает вид однородной конфигурации, а эта
конфигурация эволюционирует независимо от остальной Вселенной . Данное
предположение, очевидно, может нарушаться до начала инфляции и играть
определенную роль в формировании начальных условий . Однако инфляция
сама по себе в попытках объяснить то, что в настоящее время предстает на-
шему взору, не пользуется преимуществом никаких гипотетических внешних
воздействий .
Во-вторых, предположим, что динамика нашей наблюдаемой Вселенной
обратима — любые изменения сохраняют информацию . Это кажущееся
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
безобидным заявление приводит к важным следствиям . Существует про-
странство состояний, фиксированное раз и навсегда (в частности, оно оста-
ется одним и тем же как в ранние времена, так и в поздние), и эволюция в этом
пространстве переводит разные начальные состояния в разные конечные
состояния (за одно и то же время) . Ранняя Вселенная очень не похожа на
позднюю: она меньше, плотнее, быстрее расширяется и т . д . Но (в предпо-
ложении об обратимой динамике) это не означает, что изменилось простран-
ство состояний; изменился лишь конкретный тип состояния, в котором
Вселенная находится .
Ранняя Вселенная (повторяя очевидное) — это та же самая физическая
система, что и поздняя Вселенная, только в совершенно иной конфигурации .
А энтропия любого заданного микросостояния этой системы отражает число
других микросостояний, аналогичных данному с макроскопической точки
зрения . Если бы мы случайным образом выбирали конфигурацию физической
системы, которую мы называем наблюдаемой Вселенной, с подавляющей ве-
роятностью это оказалось бы состояние с очень высокой энтропией, то есть
близкое к пустому пространству .17
Честно говоря, люди, даже профессиональные космологи, обычно так не
думают . Мы склонны полагать, что ранняя Вселенная — это небольшой плотный
участок, поэтому, задумываясь о состояниях, в которых она могла пребывать,
мы часто ограничиваемся лишь небольшими плотными конфигурациями, до-
статочно однородными и удобными, для того чтобы к ним можно было при-
менять правила квантовой теории поля . Однако для таких предположений нет
совершенно никаких оснований, по крайней мере в рамках динамики Вселенной .
Размышляя о возможных состояниях, в которых могла находиться ранняя
Вселенная, мы должны включать в рассмотрение также и неизвестные состоя-
ния, не входящие в сферу действия квантовой теории поля . Если уж на то пошло,
нам следует рассматривать все возможные состояния текущей Вселенной, ведь
это всего лишь другие конфигурации той же самой системы .
Размер Вселенной не сохраняется, он эволюционирует и изменяется .
Когда мы рассматриваем статистическую механику молекул газа в контейне-
ре, вполне допустимо считать количество молекул фиксированным, так как
это отражает реальность глубинной динамики . Однако в теории, включающей
гравитацию, «размер Вселенной» не может быть фиксированным . Так что
бессмысленно — снова, отталкиваясь от известных законов физики, без
оглядки на какие бы то ни было новые принципы за их пределами — с само-
го начала предполагать, что ранняя Вселенная обязательно маленькая и плот-
ная . Это должно быть объяснено .
Глава 14 . Инфляция и Мультиленная
Все это весьма проблематично в рамках традиционного обоснования, ко-
торое мы подводим под сценарий инфляционной Вселенной . Согласно преды-
дущей истории, мы признаем, что не знаем, как выглядела ранняя Вселенная,
но подозреваем, что она испытывала большие флуктуации . (В современной
Вселенной, разумеется, подобных флуктуаций нет, так что одно это уже требу-
ет объяснения .) Среди этих флуктуаций время от времени появляется область,
в которой доминирует темная суперэнергия, и далее все следует согласно
традиционной инфляционной истории . В конце концов, насколько сложно
случайно профлуктуировать в подходящие для начала инфляции условия?
Ответ таков: да, это невероятно сложно . Если поистине случайно выбирать
конфигурацию для степеней свободы в пределах этой области, то с подавляю-
щей вероятностью результатом выбора станет состояние с высокой энтропией:
большая пустая Вселенная .18 На самом деле, просто сравнивая энтропии,
можно заключить, что намного проще получить нашу текущую Вселенную,
с сотней миллиардов галактик и всем прочим, чем область, готовую к инфляции .
И если мы не выбираем конфигурации этих степеней свободы случайным об-
разом, то что же, вообще говоря, мы делаем? Это выходит за рамки традици-
онной инфляционной истории .
Подобные проблемы характерны не только для инфляционной идеи . Они
досаждают любым возможным сценариям, с помощью которых ученые когда-
либо пытались предоставить динамическое объяснение очевидно тонкой под-
стройке нашей ранней Вселенной, не вступая в то же время в противоречия
с нашими двумя предположениями (что наш сопутствующий объем — это
замкнутая система и что его динамика обратима) . Проблема заключается в том,
что энтропия ранней Вселенной была низкой, а это означает, что вариантов
того, как могла бы выглядеть Вселенная, относительно немного . При этом,
несмотря на то что информация сохраняется, нет такого динамического меха-
низма, который мог бы взять очень большое число состояний и заставить их
эволюционировать в меньшее число состояний . Если бы что-то подобное су-
ществовало, нарушить второе начало термодинамики не составляло бы труда .
Подготавливая почву
В предыдущем обсуждении я намеренно акцентировал внимание на скелетах,
спрятанных в шкафу сценария инфляционной Вселенной, — вы найдете мно-
жество других книг, в которых упор будет делаться на аргументы в пользу
данной идеи .19 Однако давайте начистоту: проблема на самом деле не в инфля-
ции, а в том, как эта теория преподносится заинтересованной аудитории .
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
Мы часто слышим, что инфляция устраняет настоятельную потребность в по-
строении теории начальных условий, так как инфляция начинается при отно-
сительно типичных обстоятельствах, а стоит ей начаться, как все наши про-
блемы разом решаются .
Истина почти противоположна: имеется множество доводов в пользу ин-
фляции, но все же она делает потребность в теории начальных условий еще
более насущной . Надеюсь, мне удалось донести до вас мысль, что ни инфляция,
ни любой другой механизм не могут сами по себе объяснить нашу низкоэн-
тропийную раннюю Вселенную при условии истинности предположений об
обратимости и автономной эволюции . Нельзя исключать, конечно, что от об-
ратимости придется уйти; возможно, фундаментальные законы физики нару-
шают обратимость на фундаментальном уровне . Хотя такое можно себе пред-
ставить, я приведу аргументы, что слишком сложно привязать подобную идею
к тому, что мы фактически наблюдаем в мире вокруг себя .
Менее радикальной стратегией было бы выйти за пределы предположения
об автономной эволюции . Мы с самого начала понимали, что считать наш со-
путствующий объем замкнутой системой — в лучшем случае приближение .
В настоящее время — да и в любой момент в истории Вселенной, для которо-
го в нашем распоряжении есть реальные эмпирические данные, — это кажет-
ся на редкость хорошим приближением . Однако нет сомнений в том, что оно
нарушается в самом начале жизни Вселенной . Инфляция может играть реша-
ющую роль в объяснении окружающей нас Вселенной, но только в том случае,
если мы сумеем избавиться от идеи, что «мы просто случайным образом про-
флуктуировали в нее», и придумаем причину, почему условия, необходимые
для инфляции, вообще появились .
Другими словами, самым очевидным решением нашей головоломки будет
забыть о стремлении объяснить неестественную раннюю Вселенную исклю-
чительно в терминах автономной эволюции нашего сопутствующего объема
и вместо этого попытаться встроить нашу наблюдаемую Вселенную в глобаль-
ную картину . Это снова возвращает нас к идее Мультиленной — более крупной
структуре, в которой Вселенная, окружающая нас, является лишь крохотной
частью . Если что-то вроде этого является правдой, мы, по крайней мере, сможем
всерьез рассмотреть идею о том, что эволюция Мультиленной естественным
образом порождает условия, при которых может начаться инфляция, а после
этого все продолжается, как описано выше .
Итак, теперь нас интересует не то, как должна выглядеть физическая систе-
ма, формирующая нашу наблюдаемую Вселенную, а то, как должна выглядеть
Мультиленная и действительно ли она естественным образом порождает об-
Глава 14 . Инфляция и Мультиленная
ласти, похожие на Вселенную . В идеальном случае нам бы хотелось, чтобы это
происходило без необходимости вручную подключать асимметрию времени
на каком-либо шаге пути . Помимо объяснения, как получить правильные усло-
вия для запуска инфляции, мы также хотим указать, почему нет ничего проти-
воестественного в существовании огромной полосы пространства—времени
(нашей наблюдаемой Вселенной), на одном конце которой существуют опи-
санные условия, а на другом — пустое пространство . Эта программа далека до
завершения, хотя у нас уже есть определенные наработки . Сейчас мы бродим
по территории гипотетических рассуждений, но если нам удастся не потерять
головы, то мы сможем успешно завершить это путешествие, не попав в пасть
к дракону .
Примечания
Toulmin, S . The Early Universe: Historical and Philosophical Perspectives / In: The Early
Universe . Report of NATO Advanced Study Institute / W . G . Unruh, G . W . Semenoff (eds .) .
Dortrecht: D . Reidel, 1988, p . 393 . (Доклады Института перспективных исследований
НАТО на конференции, прошедшей в Виктории (Канада) с 17 по 30 августа 1986 г .) .
См . Guth, A. H . The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins .
Reading: Addison-Wesley, 1997; Overbye, D . Lonely Hearts of the Cosmos . New York:
HarperCollins, 1991 .
Первая рабочая модель инфляции была предложена Алексеем Старобинским в 1980 году
(A. A. Starobinsky, A New Type of Isotropic Cosmological Models Without Singularity, Phys .
Lett . B 91 (1980) 99–102), хотя спектр проблем, которые решают инфляцинные сценарии,
был осознан Гутом лишь позже . Модель Старобинского (в отличие от модели Гута) не
является самопротиворечивой и все еще не исключена экспериментально . — Примеч.
науч. ред .
Пространство может быть искривлено даже в том случае, когда пространство—время
плоское . Пространство с отрицательной кривизной, размер которого при расширении
увеличивается пропорционально времени, соответствует абсолютно плоскому про-
странству—времени . Точно так же пространство может быть плоским в искривленном
пространстве—времени; если пространственно плоская Вселенная расширяется (или
сжимается) во времени, то пространство—время определенно будет искривлено .
(Смысл в том, что такое расширение вносит свой вклад в общую кривизну простран-
ства—времени, но кривизна пространства также вкладывает . Вот почему расширяю-
щееся пространство с отрицательной кривизной может соответствовать простран-
ству—времени с нулевой кривизной; вклад пространственной кривизны имеет знак
«минус» и может точно сократить положительный вклад от расширения .) Когда кос-
мологи упоминают «плоскую Вселенную», они имеют в виду пространственно плоскую
Вселенную; так же надо понимать «Вселенную с положительной или отрицательной
кривизной» .
Их сумма составляет менее 180 градусов .
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
Один из способов измерить кривизну Вселенной — сделать это косвенно, используя
уравнение Эйнштейна . Общая теория относительности подразумевает существование
взаимосвязи между кривизной, скоростью расширения и количеством энергии во Все-
ленной . В течение многих лет астрономы измеряли скорость расширения Вселенной
и количество материи в ней (подразумевалось, что материя вносит наиболее существен-
ный вклад в общую энергию) . Получаемые данные свидетельствовали о том, что Все-
ленная чрезвычайно близка к плоскому состоянию, но все же должна обладать крошеч-
ной отрицательной кривизной . С открытием темной энергии все изменилось; оказалось,
что темная энергия отвечает ровно за такое количество энергии, которое подразуме-
вает, что Вселенная абсолютно плоская . Впоследствии астрономам удалось непосред-
ственно измерить кривизну, используя картину температурных флуктуаций в космиче-
ском микроволновом излучении как своего рода гигантский треугольник (Miller, A. D.
et al ., TOCO Collaboration . A Measurement of the Angular Power Spectrum of the CMB
from l = 100 to 400 // Astrophysical Journal Letters, 1999, 524, L1–L4; de Bernardis, P. et al .,
BOOMERanG Collaboration . A Flat Universe from High-Resolution Maps of the Cosmic
Microwave Background Radiation // Nature, 2000, 404, p . 955–959; Spergel, D. N. et al.,
WMAP Collaboration . First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)
Observations: Determination of Cosmological Parameters // Astrophysical Journal Supplement,
2003, 148, p . 175) . Этот метод уверенно доказывает, что Вселенная действительно про-
странственно плоская — приятное соответствие результатам предыдущих косвенных
выводов .
Никто больше так ее не называет . Поскольку данная форма темной энергии введена для
того, чтобы происходила инфляция, предполагается, что она возникает из гипотетическо-
го поля, носящего название «инфлатон» . Было бы прекрасно, если бы поле инфлатона
служило какой-то иной цели или уютно вписывалось в какую-то более полную теорию
физики элементарных частиц, но пока нам известно слишком мало, чтобы делать еще
какие-либо заявления .
Возможно, вы думаете, что поскольку Большой взрыв сам по себе — тоже точка, световые
конусы прошлого любых событий во Вселенной должны обязательно пересекаться в мо-
мент Большого взрыва . Однако это заблуждение . Как минимум, Большой взрыв — это не
точка в пространстве, а момент во времени . Но еще важнее то, что в классической общей
теории относительности Большой взрыв представляет собой сингулярность и не должен
даже считаться частью пространства—времени; мы имеем право говорить только о том,
что происходит после Большого взрыва . И даже если мы включим в рассмотрение момен-
ты времени, непосредственно последовавшие за Большим взрывом, световые конусы
прошлого все равно не пересекутся .
Исходные статьи: Linde, A. D . A New Inflationary Universe Scenario: A Possible Solution of
the Horizon, Flatness, Homogeneity, Isotropy and Primordial Monopole Problems // Physics
Letters, 1981, B 108, p . 389–393; Albrecht, A., Steinhardt, P. J. Cosmology for Grand Unified
Theories with Radiatively Induced Symmetry Breaking // Physical Review Letters, 1982, 48,
p . 1220–1223 . Обсуждение на доступном языке см . в работе Guth, A. H . The Inflationary
Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins . Reading: Addison-Wesley, 1997 .
См ., например, Spergel, D. N., et al ., WMAP Collaboration . First Year Wilkinson Microwave
Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters //
Astrophysical Journal Supplement, 2003, 148, p . 175 .
Глава 14 . Инфляция и Мультиленная
См . Vilenkin, A . The Birth of Inflationary Universes . Physical Review, D 27, 1983, p . 2848–2855;
Linde, A. D . Eternally Existing Selfreproducing Chaotic Inflationary Universe . Physics Letters,
B 175, 1986, p . 395–400; Guth, A. H . Eternal Inflation and Its Implications // Journal of Physics,
A 40, 2007, p . 6811–6826 .
Данный сценарий получил слегка дезинформирующее название открытой инфляции
(Bucher, M., Goldhaber, A. S., Turok, N. An Open Universe from Inflation // Physical Review,
D 52, 1995, p . 3314–3337) . В тот период, когда темная энергия еще не была обнаружена,
космологи понемногу начинали волноваться: создавалось впечатление, что инфляция
надежно предсказывает пространственную плоскостность Вселенной, в то время как
наблюдения плотности материи упорно указывали на то, что для осуществления такого
предсказания энергии попросту недостаточно . Кто-то уже паниковал и пытался изобре-
тать модели инфляции, не обязательно предсказывающие плоскую Вселенную . Но оказа-
лось, что необходимости в этом нет, — темная энергия предоставляет как раз недостаю-
щую часть плотности энергии, для того чтобы сделать Вселенную плоской, и наблюдения
за космическим микроволновым фоновым излучением уверенно подтверждают, что
Вселенная действительно плоская (Spergel, D. N., et al., WMAP Collaboration . First Year
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of
Cosmological Parameters // Astrophysical Journal Supplement, 148, 2003, p . 175) . Так что все
в порядке, потому что благодаря панике родилась умная идея — как сделать реалистичную
Вселенную внутри пузыря, заключенного в фоновый ложный вакуум .
В действительности первые статьи по вечной инфляции были написаны в контексте
новой инфляции, а не «старой инфляции с новой инфляцией в пузырях» . В сценарии
новой инфляции на самом деле вечная инфляция представляет собой куда более удиви-