Шон Кэрролл - Вечность. В поисках окончательной теории времени

Назначение инфляционной идеи – предоставить недостающие фрагменты. Небольшой участок может из бешено осциллирующих начальных условий, которые явно или неявно иногда ошибочно описывают как «высокоэнтропийные», естественным образом эволюционировать в область с энтропией 10 88, выглядящую как наша Вселенная. Мы уже много раз обсуждали это в нашей книге и знаем, что истинно высокоэнтропийная конфигурация – это не бешено осциллирующий высокоэнергетический беспорядок, это его прямая противоположность, 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 энтропии в присутствии гравитации, и особенно в высокоэнергетическом режиме, необходимом для инфляции. Но в наших силах делать правдоподобные предположения. В предыдущей главе мы говорили о том, что в любую заданную область расширяющейся Вселенной можно «уместить» лишь ограниченное число состояний, по крайней мере если для их описания используются обычные предположения 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, которые могут выглядеть как небольшой участок, готовый к инфляции.

Числовой ответ зависит от конкретного способа запуска инфляции, и в частности от энергии вакуума во время инфляции. Однако различия между возможными 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 ≈ 10 12.

Это невероятно маленькое значение по сравнению и с 10 120– такой энтропия вполне может быть, – и с 10 88– 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 пространства.

Таким образом, секрет инфляции раскрыт: объяснение, почему наша наблюдаемая Вселенная пребывала в таком очевидно низкоэнтропийном, тонко подстроенном раннем состоянии, базируется в этом сценарии на предположении о том, что ему предшествовало еще более низкоэнтропийное состояние. Это не кажется чем-то удивительным, если мы доверяем второму закону термодинамики и ожидаем, что энтропия со временем будет возрастать, но и ответа на главный вопрос не дает. На самом деле все еще удивительно, что наш сопутствующий объем Вселенной оказался в низкоэнтропийной конфигурации того типа, который необходим для начала инфляции. Невозможно решить проблему тонкой подстройки, апеллируя к еще более тонкой подстройке.

Возвращаясь к нашему сопутствующему объему

Давайте попробуем добраться до сути дела; здесь мы уже отступаем от общепринятой точки зрения, и нам надлежит соблюдать крайнюю осторожность.

Мы делаем два критически важных предположения относительно эволюции наблюдаемой Вселенной – нашего сопутствующего объема пространства и всего, что внутри него имеется. Во-первых, мы предполагаем, что наблюдаемая Вселенная, по сути, автономна , то есть она эволюционирует как замкнутая система, свободная от влияния извне. Инфляция не нарушает данное предположение; как только процесс инфляции запускается, наш сопутствующий 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 нашему взору, не пользуется преимуществом никаких гипотетических внешних воздействий.

Во-вторых, предположим, что динамика нашей наблюдаемой Вселенной обратима – любые изменения сохраняют информацию. Это кажущееся безобидным заявление приводит к важным следствиям. Существует пространство состояний, фиксированное раз и навсегда (в частности, оно остается 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 предположении об обратимой динамике) это не означает, что изменилось пространство 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 вероятностью это оказалось бы состояние с очень высокой энтропией, то есть близкое к пустому пространству. [275]

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, достаточно однородными и удобными, для того чтобы к ним можно было применять 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 состояния, 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.