Ткань космоса: Пространство, время и текстура реальности - Брайан Грин

Это проблема наибольшей важности. Независимо от того, сколько загадок инфляционная космология решает в теории, если эра инфляционного расширения никогда не имела место, подход будет признан неадекватным. Более того, поскольку мы не можем вернуться в раннюю Вселенную и прямо определить, была ли инфляция, оценка того, имеем ли мы реальный прогресс в понимании направления стрелы времени, требует, чтобы мы определили степень правдоподобия того, что условия, необходимые для инфляционного взрыва, имели место. То есть физиков раздражает полная зависимость стандартной модели Большого взрыва от тонко настроенных однородных начальных условий, которые, будучи мотивированы наблюдениями, не объяснены теоретически. Кажется глубоко неудовлетворительным просто допустить низкоэнтропийное состояние ранней Вселенной; кажется, что очень глупо установить во Вселенной стрелу времени без какого-либо объяснения. На первый взгляд инфляция означает прогресс в понимании, показывая, что то, что предполагается в стандартной модели Большого взрыва, возникает в инфляционной эволюции. Но если инициирование инфляции требует новых, очень специальных, чрезвычайно низкоэнтропийных условий, мы вернулись бы на прежнее место. Мы просто поменяли бы специальные начальные условия модели Большого взрыва на специальные начальные условия, необходимые для запуска инфляции, и загадка стрелы времени осталась бы той же загадкой.

Какие условия необходимы для начала инфляции? Мы видели, что инфляция является неизбежным результатом задержки величины поля инфлатона на высокоэнергетическом плато в его чаше потенциальной энергии на микроскопическое время и в крохотной области. Наша задача, следовательно, заключается в определении, насколько вероятной в действительности является такая начальная конфигурация. Если инфляцию запустить легко, мы окажемся в выигрышном положении. Но если достижение требуемых условий чрезвычайно маловероятно, мы просто сдвинем вопрос о стреле времени дальше ещё на один шаг назад — к поиску объяснения низкоэнтропийной конфигурации поля инфлатона, с которого всё начинается.

Я сначала опишу современные соображения по этой проблеме в наиболее оптимистичном свете, а затем вернусь к некоторым существенным деталям, которые остаются в тумане.

Больцман возвращается

Как отмечалось в предыдущей главе, об инфляционном взрыве лучше думать как о событии в существовавшей ещё до того Вселенной, а не как о создании самой Вселенной. Хотя мы не имеем неоспоримого понимания того, на что Вселенная была похожа в течение предынфляционной эры, посмотрим, как далеко мы можем зайти, если предположим, что вещи пребывали в наиболее обычном, высокоэнтропийном состоянии. В частности, представим, что изначальное предынфляционное пространство было напичкано деформациями и изгибами и что поле инфлатона также было сильно разупорядочено, его величина прыгала туда-сюда подобно лягушке в горячей металлической чаше.

Теперь, точно так же, как вы можете ожидать, что при настойчивой игре на честно отрегулированном игровом автомате рано или поздно на случайным образом вращающихся барабанах выпадут три семёрки, мы ожидаем, что рано или поздно случайные флуктуации на этой высокоэнергетической турбулентной арене изначальной Вселенной заставят величину поля инфлатона прыгнуть к правильной и однородной величине в некотором маленьком кусочке пространства, инициировав взрыв инфляционного расширения. Как объяснялось в предыдущем разделе, расчёты показывают, что кусочку пространства необходимо быть исключительно маленьким — порядка 10−26 см в поперечнике, — чтобы инициировать космологическое расширение (инфляционное расширение, за которым следует стандартное расширение Большого взрыва), которое растянет этот кусочек до величины больше, чем Вселенная, которую мы видим сегодня. Таким образом, вместо допущения или просто декларирования, что условия в ранней Вселенной были такими, чтобы инфляционное расширение имело место, в таком способе размышлений необходимые условия возникают благодаря ультрамикроскопической флуктуации, весом не более десяти килограммов, возникающей внутри обыкновенной, ничем не примечательной среды, находящейся в состоянии беспорядка.

Более того, точно так же, как игровой автомат будет генерировать большое разнообразие результатов без выигрыша, в других областях изначального пространства будут происходить и другие виды флуктуаций инфлатона. В большинстве случаев флуктуации не будут иметь нужную величину или не будут достаточно однородными для начала инфляции. (Даже в области, имеющей не более 10−26 см в поперечнике, величина поля может изменяться со страшной силой.) Но всё, что для нас имеет значение, это то, что был один кусочек, который привёл к разглаживающему пространство инфляционному взрыву, ставшему первым звеном в низкоэнтропийной цепочке, в конце концов ведущей к нашему привычному космосу. Поскольку мы видим одну-единственную нашу большую Вселенную, нам нужно, чтобы космический игровой автомат дал выигрыш только один раз{224}.

Поскольку мы проследили Вселенную назад к статистической флуктуации в первичном хаосе, это объяснение стрелы времени перекликается с некоторыми особенностями оригинального предположения Больцмана. Вспомним из главы 6 идею Больцмана, что всё, сейчас видимое нами, возникло как редкая флуктуация в полном беспорядке. Однако проблема с исходной формулировкой Больцмана заключалась в том, что она не могла объяснить, почему случайная флуктуация оказалась так далека от хаоса и произвела Вселенную, гораздо более упорядоченную, чем это было необходимо, чтобы поддержать жизнь, как мы её знаем. Почему Вселенная так велика, что имеет миллиарды и миллиарды галактик, каждая из которых имеет миллиарды и миллиарды звёзд, когда она могла бы быть куда более скромной, имея, скажем, всего несколько галактик или даже одну-единственную?

Со статистической точки зрения более скромная флуктуация, которая произвела бы некоторое количество порядка, но не такое значительное, как мы сейчас видим, была бы намного более вероятной. Более того, поскольку в среднем энтропия возрастает, рассуждения Больцмана показывают, что было бы ещё намного более вероятным, что всё, что мы сегодня видим, появилось сию минуту как редкий статистический скачок к низкой энтропии. Повторим аргумент: чем в более далёком прошлом произошла флуктуация, тем более низкой энтропии она должна была бы достигнуть (энтропия начинает расти после любого падения к низкой величине, как на рис. 6.4; так, если флуктуация произошла вчера, она должна была достичь вчерашнего низкого значения энтропии, а если она произошла миллиард лет назад, она должна была упасть к ещё более низкой энтропии той эры). Поэтому чем дальше назад во времени, тем более глубокой и невероятной должна быть требуемая флуктуация. Поэтому наиболее вероятно, что флуктуация произошла только что. Но если мы принимаем это заключение, мы не можем доверять своей памяти, записям или даже законам физики, которые лежат в основе самой дискуссии — это совершенно неприемлемая позиция.

Огромное преимущество инфляционного воплощения идеи Больцмана заключается в том, что малая флуктуация — вполне ординарный скачок к подходящим условиям в крошечном клочке пространства — сразу и неизбежно даёт гигантскую и упорядоченную Вселенную, которую мы знаем. Уж если инфляционное расширение началось, крошечный клочок будет неумолимо растянут до масштабов, по меньшей мере таких, как у Вселенной, которую мы в настоящее время видим, а потому нет загадки в том, что Вселенная не является крошечным уголком; нет загадки, что Вселенная так обширна и населена огромным числом галактик. С самого начала инфляция предложила Вселенной страшно выгодную сделку. Скачок к более низкой энтропии внутри ультрамикроскопического кусочка пространства был использован для инфляционного расширения в широчайшие просторы космоса. И, что самое важное, инфляционное растяжение не просто дало некоторую большую Вселенную. Оно дало нашу большую Вселенную — инфляция объясняет форму пространства, она объясняет крупномасштабную однородность, и она даже объясняет «мелкомасштабные» неоднородности, такие как галактики и вариации температуры фонового излучения. Инфляция упаковывает всё богатство объяснительной и предсказательной силы в единственную флуктуацию к низкой энтропии.

Итак, Больцман вполне мог быть прав. Всё, что мы видим, могло произойти от случайной флуктуации высокоразупорядоченного состояния первичного хаоса. Однако при такой реализации его идей мы можем верить нашим записям и мы можем верить нашей памяти: флуктуация произошла не только что. Прошлое действительно происходило. Наши записи — это записи о том, что действительно имело место. Инфляционное расширение умножило крошечную крупинку порядка в ранней Вселенной — оно «завело» Вселенную на гигантское расширение с минимальной гравитационной энтропией, — так что 14 млрд лет последующего раскручивания, последующей концентрации вещества в галактики, звёзды, планеты не представляют загадки.