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

Точно так же, как возможны и разбивание яйца, и собирание заново кусочков скорлупы разбитого яйца в первоначальное яйцо, для квантово-индуцированных флуктуаций возможны и вырастание до бо́льших неоднородностей (как мы описывали), и (для достаточно коррелированных неоднородностей) работа в тандеме, подавляющая такой рост. Таким образом, инфляционный вклад в генерацию стрелы времени также требует достаточно некоррелированных начальных квантовых флуктуаций. Ещё раз, если мы думаем в духе Больцмана, среди всех флуктуаций, дающих подходящие условия для инфляции, рано или поздно найдётся такая, которая удовлетворяет всем этим условиям, позволяя Вселенной начаться.

Некоторые физики утверждают, что дела обстоят лучше, чем описано. Например, Андрей Линде доказывает, что при хаотической инфляции (см. примечание {134} ) наблюдаемая Вселенная рождается из кусочка планковского размера, содержащего однородное поле инфлатона с плотностью энергии планковского масштаба. При определённых предположениях Линде далее показывает, что энтропия однородного поля инфлатона в таком крошечном кусочке примерно равна энтропии любой другой конфигурации поля инфлатона, а потому условия, необходимые для достижения инфляции, не были какими-то особенными. Энтропия этого кусочка планковского размера была мала, но сопоставима с возможной энтропией, которую кусочек планковского размера мог бы иметь. Последующий инфляционный взрыв затем в один миг создал гигантскую Вселенную с намного более высокой энтропией — но с такой, которая, благодаря гладкости и однородности распределения материи, была также чудовищно далека от энтропии, которую она могла бы иметь. Стрела времени задаёт направление, в котором этот разрыв в величине энтропии будет уменьшаться.

Хотя я неравнодушен к этому оптимистичному взгляду, но до тех пор, пока мы не достигнем лучшего понимания физических основ, благодаря которым возникает инфляция, следует проявлять осторожность. Отметим, что этот подход использует неподтверждённые предположения о высокоэнергетических (транспланковских) модах поля инфлатона — модах, которые могут влиять на начало инфляции и играть ключевую роль в формировании структуры Вселенной.

Косвенные доказательства, которые я имею в виду, основываются на факте, что силы всех трёх негравитационных взаимодействий зависят от энергии и температуры окружающей среды, в которой работают эти взаимодействия. При низких энергиях и температурах, таких как в нашем повседневном окружении, силы всех трёх взаимодействий различаются. Но имеются косвенные теоретические и экспериментальные указания на то, что при очень высоких температурах, которые имели место в самые ранние моменты Вселенной, величины всех трёх сил сходятся, указывая, хотя и косвенно, что сами все три силы могут быть объединены на фундаментальном уровне и выглядят различными только при низких энергиях и температурах. Для более детального обсуждения см., например, «Элегантную Вселенную» , главу 7.

Склонный к математике читатель должен отметить, что из принципа неопределённости следует, что флуктуации энергии обратно пропорциональны временно́му разрешению наших измерений, так что чем точнее разрешение во времени, с которым мы исследуем энергию поля, тем сильнее будут флуктуации поля.

В этом эксперименте Ламоро измерил силу Казимира на модифицированной установке, использующей притяжение между сферической линзой и кварцевой пластинкой. Позднее Джианни Каруньо, Роберто Онофрио и их сотрудники в университете Падуи поставили более сложный эксперимент, использующий исходную идею Казимира с двумя параллельными пластинами. (Сохранение пластин совершенно параллельными действительно является сложной экспериментальной проблемой.) Пока они смогли подтвердить предсказания Казимира с точностью 15%.

Ретроспективно эти достижения также показывают, что если бы Эйнштейн не ввёл космологическую постоянную в 1917 г., квантовым физикам пришлось бы ввести собственную версию её несколькими десятилетиями позже. Как вы вспомните, космологическая постоянная является энергией, которая, как представлял Эйнштейн, заполняет всё пространство, но что является её источником, он — и современные сторонники космологической постоянной — оставил не определённым. Теперь мы понимаем, что квантовая физика заполняет пустое пространство флуктуирующими полями, и, как мы непосредственно видим благодаря открытию Казимира, результирующий микроскопический хаос полей наполняет пространство энергией. Фактически, крупнейший вызов, брошенный теоретической физике, состоит в том, чтобы показать, что совокупный вклад всех флуктуаций полей даёт полную энергию пустого пространства — полную космологическую постоянную, — которая укладывается в пределы, даваемые наблюдениями за сверхновыми, как обсуждалось в главе 10. До сегодняшнего дня никто не смог этого сделать; проведение точного анализа находится за пределами досягаемости современных теоретических методов, а приближённые вычисления дают ответы, чудовищно превосходящие то, что дают наблюдения, определённо указывая на то, что эти приближения никуда не годятся. Многие рассматривают объяснение величины космологической постоянной (равна ли она нулю, как ещё думают, или мала и отлична от нуля, как следует из инфляции и из данных по сверхновым) как одну из самых важных открытых проблем в теоретической физике.