Шон Кэрролл - Вечность. В поисках окончательной теории времени

Вернуться

271

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 удивительный факт, так как поле, по идее, должно просто скатиться вниз с холма его потенциальной энергии. Однако необходимо также помнить, что скатывающееся поле содержит 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.

Вернуться

272

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.

Вернуться

273

В исходных работах, посвященных инфляции, неявно предполагалось, что частицы в ранней 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).

Вернуться

274

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.

Вернуться

275

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 совершенно 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.

Вернуться

276

Вы можете возразить, что существует и другой кандидат на роль «высокоэнтропийного состояния»: хаотичное месиво, в которое наша Вселенная эволюционирует, если позволить ей сжаться. (Или, что эквивалентно, если взять типичное микросостояние, совместное 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 инфляции. 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.

Вернуться

277

См., например, Guth, A. H. The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Reading: Addison – Wesley, 1997.

Вернуться

278

Pascal, B. Pensées. Translated by A. J. Krailsheimer. New York: Penguin Classics, 1995.

Вернуться

279

Было бы еще лучше, если бы какой-нибудь молодой человек или девушка прочитали эту книгу, уверовали бы, что это серьезная проблема, стоящая нашего внимания, и принялись бы за ее решение. Хотя и не обязательно молодой – возраст на самом деле совершенно не важен. В любом случае, если вы вдруг придумаете объяснение стрелы времени, которому удастся заслужить одобрение всего физического сообщества, пожалуйста, дайте мне знать, есть ли в этом какая-либо заслуга моей книги.

Вернуться

280

Пожалуй, ближайшей аналогией будет сценарий «голографической космологии», в защиту которого выступают Том Бэнкс и Вилли Фишлер ( Banks, T., Fischler, W. Holographic Cosmology 3.0 // Physica Scripta , 2005, T117, p. 56–63; см. также Banks, T. Entropy and Initial Conditions in Cosmology (2007). http://arxiv.org/abs/ hep- th/0701146). Они предполагают, что эффективные динамические законы квантовой гравитации могут очень сильно отличаться в разных пространствах – временах. Другими словами, сами законы физики могут зависеть от времени. Это спекулятивный сценарий, но на него стоит обратить внимание.

Вернуться

281

Похожая стратегия заключается в том, чтобы постулировать определенную форму волновой функции Вселенной, как сделали, например, Джеймс Хартл и Стивен Хокинг ( Hartle, J. B., Hawking, S. W. Wave Function of the Universe // Physical Review D, 1983, 28, p. 2960–2975). Они полагаются на подход, известный под названием евклидовой квантовой гравитации (но попытки оценить преимущества и недостатки данного подхода уведут нас слишком далеко от вопросов, которыми мы интересуемся в настоящий момент). Согласно их предположению, из волновой функции Хартла – Хокинга следует, что наша Вселенная должна быть однородной вблизи Большого взрыва, что объясняет стрелу времени ( Halliwell, J. J., Hawking, S. W. Origin of Structure in the Universe // Physical Review D, 1985, 31, p. 1777), но верность приближения, используемого для получения данного результата, не совсем ясна. Лично я подозреваю, что волновая функция Хартла – Хокинга предсказывает, что мы должны жить в пустом пространстве де Ситтера – точно к такому же результату мы пришли, когда рассматривали энтропию обычным образом.

Вернуться

282

Penrose, R. Singularities and Time-Asymmetry / In: General Relativity, and Einstein Centenary Survey / S. W. Hawking, W. Israel (eds.). Cambridge: Cambridge University Press, 1979, p. 581–638. Если глубже копнуть математический формализм, описывающий искривленность пространства – времени, вы обнаружите, что кривизна бывает двух видов: есть «кривизна Риччи», названная так в честь итальянского математика Грегорио Риччи-Курбастро, и «кривизна Вейля», получившая свое название в честь немецкого математика Германа Вейля. Кривизна Риччи тесно связана с материей и энергией в пространстве – времени: если хоть какое-то вещество есть, кривизна Риччи отлична от нуля, а если ничего нет, то и кривизна Риччи пропадает. Кривизна Вейля, с другой стороны, может существовать сама по себе; например, гравитационная волна свободно распространяется сквозь пространство, порождая кривизну Вейля, но не кривизну Риччи. Гипотеза кривизны Вейля утверждает, что сингулярностям в одном направлении во времени всегда соответствует нулевая кривизна Вейля, тогда как сингулярности в противоположном направлении ничем не ограничены. Можно даже использовать такие описательные характеристики, как начальные и конечные сингулярности, так как направлению с низкой кривизной Вейля всегда будет соответствовать низкая энтропия.