Шон Кэрролл - Вечность. В поисках окончательной теории времени

Однако одно дело, когда ваша теория допускает множество различных вакуумных состояний, каждое с собственными законами физики, и совсем другое – заявлять, что все эти разнообразные состояния на самом деле существуют где-то в Мультиленной. Здесь в игру вступает вечная инфляция. Мы рассказали историю, в которой инфляция зарождается в состоянии ложного вакуума, а заканчивается (в каждой карманной Вселенной), эволюционируя в истинный вакуум, – либо путем образования пузырей, либо медленно скатываясь с холма вниз. Но если инфляция продолжается вечно, то ничто не запрещает ей эволюционировать в разные состояния вакуума в разных карманных Вселенных; и действительно, именно этого от нее и можно ожидать. Поэтому вечная инфляция предлагает способ взять все эти возможные Вселенные и сделать их реальными.

Такой сценарий – если он верен – приводит к важным следствиям. Самое очевидное из них то, что если вы лелеяли надежду научиться на основе Теории Всего Сущего уникальным образом предсказывать свойства наблюдаемых нами физических объектов и явлений (массу нейтрино, заряд электрона и т. д.), то с этими мечтами можно распрощаться. Локальные проявления законов физики от Вселенной к Вселенной будут очень сильно разниться. Возможно, вы также надеетесь на возможность каких-то статистических предсказаний, основанных на антропном принципе: «шестьдесят три процента наблюдателей в Мультиленной обнаружат три семейства фермионов» или что-то в этом роде. И многие ученые упорно пытаются получить подобные предсказания. Но нет никакой ясности относительно того, возможно ли это вообще, особенно если учесть, что количество наблюдателей, воспринимающих определенные свойства своего окружения, во многих случаях становится бесконечно большим – ведь инфляция во Вселенной продолжается бесконечно.

В этой книге мы очень интересуемся Мультиленной, но нам не настолько интересны детали ландшафта множества различных вакуумов или попытки выковать из антропного принципа набор практичных предсказаний. Наша проблема – низкая энтропия наблюдаемой Вселенной вскоре после зарождения – настолько ужасающа и драматична, что не стоит и надеяться решить ее с помощью антропного принципа; жизнь, определенно, могла бы существовать и во Вселенной с намного более высокой энтропией. Нам требуется нечто лучшее, и все же идея Мультиленной кажется шагом в правильном направлении. Как минимум касательно Вселенной она предполагает, что доступное нашему взору может оказаться далеко не полной картиной мира.

Чего хорошего в инфляции?

Давайте соберем все в одну кучу. История об инфляции, которую космологи придумали для себя, [273]звучит примерно так:

Нам неизвестно, какими были условия в ранней Вселенной сразу после ее рождения. Предположим, что она была плотная и скученная, но необязательно однородная; то тут, то там могли наблюдаться сильные флуктуации. Среди них могли быть черные дыры, осциллирующие поля и даже довольно 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 суперэнергией поля инфлатона. Пока остальная часть пространства продолжает жить хаотично, внутри этой конкретной области начинается инфляция; ее объем увеличивается в невообразимое число раз, а любые ранее существовавшие возмущения начисто стираются благодаря инфляционному 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. Следовательно, в данном сценарии нам не требуется никакой высокочувствительной, неестественно тонкой подстройки начальных условий, для того чтобы получить пространственно плоскую и однородную на больших расстояниях Вселенную; она гарантированно появляется из типовых, случайным образом флуктуирующих начальных условий.

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 действительности вполне вероятны? Я утверждаю, что инфляция сама по себе не дает ответа 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 оставляет нас (то есть меня) в меньшинстве среди современных космологов, хотя и не в полном одиночестве; [274]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 инфляционном сценарии. Наш объем обнаруживает себя в конфигурации, где он очень мал и где властвует темная суперэнергия; другие части Вселенной могут выглядеть кардинально иным образом, но кого это волнует?

Мы ранее уже формулировали загадку ранней Вселенной в терминах энтропии: сегодня энтропия нашего сопутствующего объема составляет около 10 101, но в ранние времена ее значение было примерно 10 88, а максимальное значение энтропии для нас – 10 120. Это означает, что в ранней Вселенной значение энтропии было невероятно маленьким по сравнению с текущим состоянием Вселенной. Почему? Если состояние Вселенной выбирается случайным образом среди всех возможных состояний, то крайне маловероятно, что результатом такого выбора будет настолько низкоэнтропийная конфигурация, так что, очевидно, нам известна далеко не вся история.