Книга Вечность. В поисках окончательной теории времени - Шон Кэрролл
Шрифт:
Интервал:
Закладка:
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;[275] 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 10101, но в ранние времена ее значение было примерно 1088, а максимальное значение энтропии для нас — 10120. 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.
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 1088, 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 ≈ 1012
Это невероятно маленькое значение по сравнению и с 10120 — такой энтропия вполне может быть, — и с 1088 — 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.
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.
