Почему мы живем не в пустом пространстве? 5 страница
тельный факт, так как поле, по идее, должно просто скатиться вниз с холма его потен-
циальной энергии . Однако необходимо также помнить, что скатывающееся поле со-
держит квантовые флуктуации; если условия окажутся подходящими, то эти флуктуации
могут быть довольно большими . Действительно, они могут быть настолько крупными,
что в некоторых областях пространства поле будет двигаться вверх по холму, хотя
в среднем, разумеется, оно будет катиться вниз . Области с движением вверх редки, но
они расширяются быстрее, потому что плотность энергии в них выше . Результат таких
процессов очень похож на всю эту историю со старой инфляцией: в огромной части
Вселенной инфлатон скатывается вниз и преобразуется в материю и излучение, но все
больший и больший объем застревает на инфляционном этапе, и в итоге инфляция
никогда не прекращается .
См . Susskind, L . The Cosmic Landscape: String Theory and the Illusion of Intelligent Design .
New York: Little, Brown, 2006 или Vilenkin, A . Many Worlds in One: The Search for Other
Universes . New York: Hill and Wang, 2006 . Более ранняя, но связанная версия ландшафта
различных состояний вакуума рассмотрена в работе Smolin, L . The Life of the Cosmos .
Oxford: Oxford University Press, 1993 .
В исходных работах, посвященных инфляции, неявно предполагалось, что частицы в ран-
ней Вселенной пребывали в состоянии, близком к термодинамическому равновесию .
Описанный здесь сценарий, кажущийся более достоверным, носит название хаотической
инфляции и впервые был предложен Андреем Линде (Linde, A. D . Chaotic Inflation //
Physics Letters, B 129, 1983, p . 177–181; Linde, A. D . Eternally Existing Selfreproducing Chaotic
Inflationary Univers // Physics Letters, B 175, 1986, p . 395–400) . 
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
См ., например, Penrose, R. The Road to Reality: A Complete Guide to the Laws of the Universe .
New York: Knopf, 2005; Hollands, S., Wald, R. M . An Alternative to Inflation . General Relativity
and Gravitation, 34, 2002, p . 2043–2055 .
Это не означает, что мы обязаны случайным образом выбрать конфигурацию Вселенной
среди всех возможных допустимых состояний или что существует причина полагать, что
нечто подобное действительно произошло . Скорее, если состояние Вселенной совершен-
но точно было выбрано не случайно, то существуют конкретные правила, определяющие,
как это произошло; это всего лишь зацепка, которую нам хотелось бы использовать,
чтобы понять, как работает Вселенная .
Вы можете возразить, что существует и другой кандидат на роль «высокоэнтропийного
состояния»: хаотичное месиво, в которое наша Вселенная эволюционирует, если позво-
лить ей сжаться . (Или, что эквивалентно, если взять типичное микросостояние, совмест-
ное с текущим макросостоянием Вселенной, и прокрутить часы в обратную сторону .)
Действительно, такое состояние намного более комковатое, чем наша текущая Вселенная,
так как в процессе сжатия формируются сингулярности и черные дыры . Но в этом-то
и суть: даже среди тех состояний, которые упаковывают всю текущую Вселенную в очень
маленькую область, лишь невероятно малая доля принимает форму гладких участков, где
доминирует темная суперэнергия, то есть выполняются условия, необходимые для ин-
фляции . Большинство подобных состояний, наоборот, характеризуются условиями,
в которых квантовая теория поля неприменима, поскольку их абсолютно невозможно
описать без квантовой гравитации . Однако заявление: «мы не знаем, как описывать такие
состояния» — это совершенно не то же самое, что «такие состояния не существуют»
или даже «мы можем игнорировать такие состояния, если перечислим все возможные
начальные состояния Вселенной» . Если динамика обратима, у нас нет другого выбора,
кроме как относиться к подобным состояниям со всей серьезностью .
См ., например, Guth, A. H . The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic
Origins . Reading: Addison—Wesley, 1997 .
Г л а в а 15
Прошлое сквозь будущее
Вечное молчание этих бесконечных
пространств ужасает меня .
Блез Паскаль. Мысли1
В этой книге мы занимались тем, что исследовали значение стрелы времени
в соответствии с положениями второго начала термодинамики, а также ее
взаимосвязь с космологией и с истоками Вселенной . Наконец-то нам удалось
обзавестись достаточным набором базовых знаний, для того чтобы собрать все
вместе и рассмотреть главный вопрос: почему энтропия нашей наблюдаемой
Вселенной в первый момент времени была такой низкой? (Или, еще лучше,
чтобы с самого начала не скатываться в грех асимметричного языка: почему
мы живем во временнóй окрестности такого чрезвычайно низкоэнтропийного
состояния?)
Мы, конечно, попытаемся покончить с этим вопросом, но на самом деле
ответ на него нам неизвестен . Существуют разные идеи, одни более многообе-
щающие, другие менее, но все они пока довольно расплывчаты и неопределен-
ны, и в нашей головоломке на месте последних фрагментов все еще зияют дыры .
Да, такова наука, и это действительно самая увлекательная ее часть — когда вы
уже собрали какие-то подсказки и у вас есть несколько перспективных идей,
но поймать за хвост окончательный ответ вам пока не удается . Остается только
надеяться, что перспективы, обрисованные в этой главе, послужат вам ценным
путеводителем в дороге на том пути, по которому космологи будут следовать
в своих попытках ответить на эти фундаментальные вопросы .2
Рискуя повториться, предлагаю еще раз проанализировать нашу загадку,
для того чтобы понять, что же может считаться приемлемым решением за-
дачи .
Согласно второму началу термодинамики, все макроскопические проявления
стрелы времени — возможность превращать яйца в омлет, но не наоборот,
склонность молока смешиваться с кофе, но никогда не разделяться спонтан-
но на составляющие, тот факт, что мы помним прошлое, но не будущее —
можно связать с тенденцией энтропии к увеличению. В 1870-е годы Больцман
объяснил микроскопическую подоплеку второго начала термодинамики:
энтропия отражает число микросостояний, соответствующих каждому
макросостоянию, то есть если система (по какой бы то ни было причине)
Часть IV . Из кухни в Мультиленную
вначале находится в относительно низкоэнтропийном состоянии, с пода-
вляющей вероятностью энтропия по направлению к будущему будет увели-
чиваться. Тем не менее фундаментальная обратимость законов физики
диктует, что если единственным не подлежащим сомнению фактом явля-
ется низкая энтропия текущего состояния, то ничуть не менее правомерно
ожидать, что в прошлом энтропия также была выше. Судя по всему, в ре-
альном мире дела обстоят не так, поэтому для продолжения нам требуется
что-то еще. Этим чем-то еще служит гипотеза о прошлом: предположение
о том, что очень ранняя Вселенная пребывала в невероятно низкоэнтропий-
ном состоянии и сейчас мы наблюдаем, как она релаксирует в состояние
высокой энтропии. Вопрос, почему мы считаем гипотезу о прошлом истин-
ной, относится к сфере интересов космологии. Как ни прискорбно, антроп-
ный принцип не в состоянии дать этому объяснения, поскольку мы с тем же
успехом могли обнаружить себя в форме случайных флуктуаций (больцма-
новских мозгов) в пустом (за исключением нас) пространстве де Ситтера.
Аналогично, инфляция сама по себе не решает эту проблему, поскольку тре-
бует еще более низкоэнтропийного начального состояния, чем то, с которым
принято оперировать в традиционной космологии Большого взрыва. Это
означает, что вопрос остается без ответа: почему гипотеза о прошлом
остается справедливой в нашем наблюдаемом участке Вселенной?
Давайте посмотрим, удастся ли нам с таким багажом на плечах продвинуть-
ся вперед .