Шон Кэрролл - Вечность. В поисках окончательной теории времени

Вернуться

248

Penrose, R . The Road to Reality: A Complete Guide to the Laws of the Universe. New York: Knopf, 2005. 707 p.

Вернуться

249

Следующее разъяснение – это, по сути, выдержка из статьи, которую мы написали в сотрудничестве с Дженнифер Чен ( Carroll, S. M., Chen, J . Spontaneous Inflation and the Origin of the Arrow of Time (2004). http://arxiv.org/abs/hep- th/0410270).

Вернуться

250

См., например, статью Zurek, W. H. Entropy Evaporated by a Black Hole // Physical Review Letters , 1982, 49, p. 1683–1686.

Вернуться

251

Кроме того, это утверждение совсем не из тех, с которыми безоговорочно соглашаются все физики. Я не говорю, что существует какой-то другой общепринятый ответ на вопрос: «Как выглядят состояния с самой высокой энтропией, когда в расчет также принимается гравитация?» помимо «Мы не знаем». Но, надеюсь, мне удалось убедить вас, что «пустое пространство» – это наилучший вариант среди тех, что имеются в нашем распоряжении в настоящее время.

Вернуться

252

Немного забегу вперед: обратите внимание на то, что в эту игру можно играть также, повернув время вспять. Пусть вначале у нас есть какая-то конфигурация материи во Вселенной, срез пространства – времени в какой-то момент времени. В одних местах мы видим расширение и разреживание, а в других – сжатие, коллапс и в конце концов испарение. И мы спрашиваем, что произойдет, если проэволюционировать это «начальное» в обратном направлении во времени, используя все те же обратимые законы физики. Ответ, разумеется, таков: мы обнаружим тот же самый тип поведения. Области, расширяющиеся по направлению к будущему, сжимаются по направлению к прошлому, и наоборот. Однако в конечном итоге пространство все равно будет опустошено, когда «расширяющиеся» области одержат победу. Очень далекое прошлое выглядит точно так же, как очень далекое будущее: это пустое пространство.

Вернуться

253

Здесь, в нашей ближайшей окрестности, NASA нередко применяет схожий трюк – «гравитационный маневр» – для придания дополнительной скорости космическим зондам, которые направляются к удаленным объектам нашей Солнечной системы. Если космический летательный аппарат маневрирует специальным образом возле массивной планеты, он может «подхватить» часть энергии движения этой планеты. Планета настолько велика, что для нее такая потеря абсолютно незаметна, но космический аппарат может продолжать движение с намного более высокой скоростью.

Вернуться

254

Wald, R. W. Asymptotic Behavior of Homogeneous Cosmological Models in the Presence of a Positive Cosmological Constant // Physical Review , 1983, D 28, p. 2118–2120.

Вернуться

255

В частности, мы можем определить «горизонт» вокруг каждого наблюдаемого участка пространства де Ситтера, так же как делали это для черных дыр. Тогда формула энтропии для этого участка полностью совпадет с формулой энтропии черной дыры – это площадь поверхности такого горизонта в планковских единицах, деленная на четыре.

Вернуться

256

Если H – это параметр Хаббла в пространстве де Ситтера, то температура равна , где ħ – постоянная Планка, а k – постоянная Больцмана. Впервые это соотношение было выведено Гэри Гиббонсом и Стивеном Хокингом (1977).

Вернуться

257

Возможно, вам кажется, что это слишком смелое предсказание, основанное на неточной экстраполяции в режимы применения физики, которые мы в действительности не совсем понимаем. Никто не спорит с тем, что у нас действительно нет прямого экспериментального доступа к вечной Вселенной де Ситтера, но обрисованный выше сценарий основывается лишь на паре довольно надежных принципов: существование теплового излучения в пространстве де Ситтера и относительная частота появления различных видов случайных флуктуаций. В частности, любопытно было бы поставить вопрос, является ли тип флуктуаций, порождающих Большой взрыв, каким-то особенным и может ли быть так, что подобный тип флуктуаций более вероятен, чем флуктуация, порождающая больцмановский мозг. Не исключено, что так действительно происходит согласно окончательным, самым правильным законам физики, – и мы сделаем предположение в этом стиле чуть далее в этой книге, – но это абсолютно точно не то, что может быть при условиях, которые мы здесь предполагаем. Что приятно в термодинамических флуктуациях в вечном пространстве де Ситтера, так это то, что мы очень хорошо в них разбираемся и можем точно рассчитать, как часто будут происходить те или иные флуктуации. В частности, флуктуации, предполагающие серьезные изменения энтропии, несоизмеримо менее вероятны, чем флуктуации, ведущие лишь к незначительному ее изменению. Всегда будет проще флуктуировать в мозг, чем во Вселенную, если только не случится какого-то значительного отклонения от вышеописанного сценария.