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

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.

Фактически этот подход говорит нам даже чуть больше. Точно так же, как можно сорвать куш на нескольких игровых автоматах в казино «Белладжио» (Лас-Вегас), в изначальном состоянии высокой энтропии и полного хаоса нет никаких причин, по которым необходимые для инфляционного расширения условия могли бы появиться только в единственном отдельно взятом кусочке пространства. Напротив, как предположил Андрей Линде, там могло бы быть множество кусочков, разбросанных тут и там, которые подвергаются разглаживающему пространство инфляционному расширению. Если это так, наша Вселенная становится лишь одной среди многих вселенных, которые прорастали — и, вероятно, продолжают прорастать, — когда случайные флуктуации создавали условия, подходящие для инфляционного взрыва, как показано на рис. 11.2. Так как другие вселенные, вероятно, всегда будут отделены от нашей, трудно себе представить, как мы когда-либо сможем установить, является ли эта картина «мультиверса» правильной. Однако как концептуальная схема она является и богатой, и привлекательной. Среди прочего, она предлагает возможный сдвиг в нашем понимании космологии: в главе 10 я описал инфляцию как «интерфейс» к стандартной теории Большого взрыва, в котором Взрыв идентифицировался с мимолётной вспышкой быстрого расширения. Но если мы думаем об инфляционном прорастании каждой новой Вселенной (рис. 11.2) как о её собственном Взрыве, тогда саму инфляцию лучше всего представлять как некие всеобъемлющие космологические рамки, в которых, пузырь за пузырём, происходят эволюции вроде эволюции нашего Большого взрыва. Таким образом, вместо того чтобы рассматривать инфляцию как часть стандартной теории Большого взрыва, в этом подходе сам стандартный Большой взрыв мог бы рассматриваться как часть инфляции.