Шон Кэрролл - Вечность. В поисках окончательной теории времени

Размер Вселенной не сохраняется, он эволюционирует и изменяется. Когда мы рассматриваем статистическую механику молекул газа в контейнере, вполне допустимо считать количество молекул фиксированным, так как это отражает реальность глубинной динамики. Однако в теории, включающей гравитацию, «размер Вселенной» не может быть фиксированным. Так что бессмысленно – снова, отталкиваясь от известных законов физики, без оглядки на какие бы то ни было новые принципы за их пределами – с самого начала предполагать, что ранняя Вселенная обязательно маленькая и плотная. Это должно быть объяснено.

Все это весьма проблематично в рамках традиционного обоснования, которое мы подводим под сценарий инфляционной Вселенной. Согласно предыдущей истории, мы признаем, что не знаем, как выглядела ранняя Вселенная, но подозреваем, что она испытывала большие флуктуации. (В современной Вселенной, разумеется, подобных флуктуаций нет, так что одно это уже требует объяснения.) Среди этих флуктуаций время от времени появляется область, в которой доминирует темная суперэнергия, и далее все следует согласно традиционной инфляционной истории. В конце концов, насколько сложно случайно профлуктуировать в подходящие для начала инфляции условия?

Ответ таков: да, это невероятно сложно. Если поистине случайно выбирать конфигурацию для степеней свободы в пределах этой области, то с подавляющей вероятностью результатом выбора станет состояние с высокой энтропией: большая пустая Вселенная. [276]На самом деле, просто сравнивая энтропии, можно заключить, что намного проще получить нашу текущую Вселенную, с сотней миллиардов галактик и всем прочим, чем область, готовую к инфляции. И если мы не выбираем конфигурации этих степеней свободы случайным образом, то что же, вообще говоря, мы делаем? Это выходит за рамки традиционной инфляционной истории.

Подобные проблемы характерны не только для инфляционной идеи. Они досаждают любым возможным сценариям, с помощью которых ученые когда-либо пытались предоставить динамическое объяснение очевидно тонкой подстройке нашей ранней Вселенной, не вступая в то же время в противоречия с нашими двумя предположениями (что наш сопутствующий объем – это замкнутая система и что его динамика обратима). Проблема заключается в том, что энтропия ранней Вселенной была низкой, а это означает, что вариантов того, как могла бы выглядеть Вселенная, относительно немного. При этом, несмотря на то что информация сохраняется, нет такого динамического механизма, который мог бы взять очень большое число состояний и заставить их эволюционировать в меньшее число состояний. Если бы что-то подобное существовало, нарушить второе начало термодинамики не составляло бы труда.

Подготавливая почву

В предыдущем обсуждении я намеренно акцентировал внимание на скелетах, спрятанных в шкафу сценария инфляционной Вселенной, – вы найдете множество других книг, в которых упор будет делаться на аргументы в пользу данной идеи. [277]Однако давайте начистоту: проблема на самом деле не в инфляции, а в том, как эта теория преподносится заинтересованной аудитории. Мы часто слышим, что инфляция устраняет настоятельную потребность в построении теории начальных условий, так как инфляция начинается при относительно типичных обстоятельствах, а стоит ей начаться, как все наши проблемы разом решаются.

Истина почти противоположна: имеется множество доводов в пользу инфляции, но все же она делает потребность в теории начальных условий еще более насущной. Надеюсь, мне удалось донести до вас мысль, что ни инфляция, ни любой другой механизм не могут сами по себе объяснить нашу низкоэнтропийную раннюю Вселенную при условии истинности предположений об обратимости и автономной эволюции. Нельзя исключать, конечно, что от обратимости придется уйти; возможно, фундаментальные законы физики нарушают обратимость на фундаментальном уровне. Хотя такое можно себе представить, я приведу аргументы, что слишком сложно привязать подобную идею к тому, что мы фактически наблюдаем в мире вокруг себя.

Менее радикальной стратегией было бы выйти за пределы предположения об автономной эволюции. Мы с самого начала понимали, что считать наш сопутствующий объем замкнутой системой – в лучшем случае приближение. В настоящее время – да и в любой момент в истории Вселенной, для которого в нашем распоряжении есть реальные эмпирические данные, – это кажется на редкость хорошим приближением. Однако нет сомнений в том, что оно нарушается в самом начале жизни Вселенной. Инфляция может играть решающую роль в объяснении окружающей нас Вселенной, но только в том случае, если мы сумеем избавиться от идеи, что «мы просто случайным образом профлуктуировали в нее», и придумаем причину, почему условия, необходимые для инфляции, вообще появились.