Почему мы живем не в пустом пространстве? 4 страница

ации. Среди них могли быть черные дыры, осциллирующие поля и даже до-

вольно пустые участки. Теперь представим себе, что по крайней мере одна

небольшая область пространства во всей этой неразберихе относительно

спокойна, а плотность энергии в ней определяется в основном темной супер-

энергией поля инфлатона. Пока остальная часть пространства продолжа-

ет жить хаотично, внутри этой конкретной области начинается инфля-

ция; ее объем увеличивается в невообразимое число раз, а любые ранее

существовавшие возмущения начисто стираются благодаря инфляционно-

му растяжению. В конце концов эта область эволюционирует в то, что

выглядит в точности как наша Вселенная, как ее описывает стандартная

модель Большого взрыва, и это никак не связано с тем, что происходит

в оставшейся части изначально флуктуирующего первичного бульона. Сле-

довательно, в данном сценарии нам не требуется никакой высокочувстви-

тельной, неестественно тонкой подстройки начальных условий, для того

чтобы получить пространственно плоскую и однородную на больших рас-

стояниях Вселенную; она гарантированно появляется из типовых, случай-

ным образом флуктуирующих начальных условий.

Глава 14 . Инфляция и Мультиленная

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 действитель-

ности вполне вероятны? Я утверждаю, что инфляция сама по себе не дает от-

вета 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 оставля-

ет нас (то есть меня) в меньшинстве среди современных космологов, хотя и не

в полном одиночестве;16 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 инфляци-

онном сценарии . Наш объем обнаруживает себя в конфигурации, где он очень

мал и где властвует темная суперэнергия; другие части Вселенной могут вы-

глядеть кардинально иным образом, но кого это волнует?

Мы ранее уже формулировали загадку ранней Вселенной в терминах эн-

тропии: 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 со-

стоянием Вселенной . Почему? Если состояние Вселенной выбирается случай-

ным образом среди всех возможных состояний, то крайне маловероятно, что

Часть IV . Из кухни в Мультиленную

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 «высокоэнтропий-

ные», 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 беше-

но осциллирующий высокоэнергетический беспорядок, это его прямая про-

тивоположность, 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 энтро-

пии в присутствии гравитации, и особенно в высокоэнергетическом режиме,

необходимом для инфляции . Но в наших силах делать правдоподобные предпо-

ложения . В предыдущей главе мы говорили о том, что в любую заданную область

расширяющейся Вселенной можно «уместить» лишь ограниченное число со-

стояний, по крайней мере если для их описания используются обычные предпо-

ложения 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, кото-

рые могут выглядеть как небольшой участок, готовый к инфляции .

Числовой ответ зависит от конкретного способа запуска инфляции, и в част-

ности от энергии вакуума во время инфляции . Однако различия между воз-

можными 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 .

Глава 14 . Инфляция и Мультиленная

Это невероятно маленькое значение по сравнению и с 10120 — такой энтро-

пия 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 про-

странства .

Таким образом, секрет инфляции раскрыт: объяснение, почему наша на-

блюдаемая Вселенная пребывала в таком очевидно низкоэнтропийном, тонко

подстроенном раннем состоянии, базируется в этом сценарии на предположе-

нии о том, что ему предшествовало еще более низкоэнтропийное состояние . Это

не кажется чем-то удивительным, если мы доверяем второму закону термоди-

намики и ожидаем, что энтропия со временем будет возрастать, но и ответа на

главный вопрос не дает . На самом деле все еще удивительно, что наш сопут-

ствующий объем Вселенной оказался в низкоэнтропийной конфигурации того

типа, который необходим для начала инфляции . Невозможно решить пробле-

му тонкой подстройки, апеллируя к еще более тонкой подстройке .

Возвращаясь к нашему

Сопутствующему объему

Давайте попробуем добраться до сути дела; здесь мы уже отступаем от обще-

принятой точки зрения, и нам надлежит соблюдать крайнюю осторожность .

Мы делаем два критически важных предположения относительно эволю-

ции наблюдаемой Вселенной — нашего сопутствующего объема пространства

и всего, что внутри него имеется . Во-первых, мы предполагаем, что наблюда-

емая Вселенная, по сути, автономна, то есть она эволюционирует как замк-

нутая система, свободная от влияния извне . Инфляция не нарушает данное

предположение; как только процесс инфляции запускается, наш сопутству-

ющий 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 на-

шему взору, не пользуется преимуществом никаких гипотетических внешних

воздействий .

Во-вторых, предположим, что динамика нашей наблюдаемой Вселенной

обратима — любые изменения сохраняют информацию . Это кажущееся

Часть IV . Из кухни в Мультиленную

безобидным заявление приводит к важным следствиям . Существует про-

странство состояний, фиксированное раз и навсегда (в частности, оно оста-

ется одним и тем же как в ранние времена, так и в поздние), и эволюция в этом

пространстве переводит разные начальные состояния в разные конечные

состояния (за одно и то же время) . Ранняя Вселенная очень не похожа на

позднюю: она меньше, плотнее, быстрее расширяется и т . д . Но (в предпо-

ложении об обратимой динамике) это не означает, что изменилось простран-

ство состояний; изменился лишь конкретный тип состояния, в котором

Вселенная находится .

Ранняя Вселенная (повторяя очевидное) — это та же самая физическая

система, что и поздняя Вселенная, только в совершенно иной конфигурации .

А энтропия любого заданного микросостояния этой системы отражает число

других микросостояний, аналогичных данному с макроскопической точки

зрения . Если бы мы случайным образом выбирали конфигурацию физической

системы, которую мы называем наблюдаемой Вселенной, с подавляющей ве-

роятностью это оказалось бы состояние с очень высокой энтропией, то есть

близкое к пустому пространству .17

Честно говоря, люди, даже профессиональные космологи, обычно так не

думают . Мы склонны полагать, что ранняя Вселенная — это небольшой плотный

участок, поэтому, задумываясь о состояниях, в которых она могла пребывать,

мы часто ограничиваемся лишь небольшими плотными конфигурациями, до-

статочно однородными и удобными, для того чтобы к ним можно было при-

менять правила квантовой теории поля . Однако для таких предположений нет

совершенно никаких оснований, по крайней мере в рамках динамики Вселенной .

Размышляя о возможных состояниях, в которых могла находиться ранняя

Вселенная, мы должны включать в рассмотрение также и неизвестные состоя-

ния, не входящие в сферу действия квантовой теории поля . Если уж на то пошло,

нам следует рассматривать все возможные состояния текущей Вселенной, ведь

это всего лишь другие конфигурации той же самой системы .

Размер Вселенной не сохраняется, он эволюционирует и изменяется .

Когда мы рассматриваем статистическую механику молекул газа в контейне-

ре, 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 само-

го начала предполагать, что ранняя Вселенная обязательно маленькая и плот-

ная . Это должно быть объяснено .

Глава 14 . Инфляция и Мультиленная

Все это весьма проблематично в рамках традиционного обоснования, ко-

торое мы подводим под сценарий инфляционной Вселенной . Согласно преды-

дущей 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 требу-

ет 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 подавляю-

щей вероятностью результатом выбора станет состояние с высокой энтропией:

большая пустая Вселенная .18 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 об-

разом, то что же, вообще говоря, мы делаем? Это выходит за рамки традици-

онной 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 под-

стройке 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 меха-

низма, который мог бы взять очень большое число состояний и заставить их

эволюционировать в меньшее число состояний . Если бы что-то подобное су-

ществовало, 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 мно-

жество других книг, в которых упор будет делаться на аргументы в пользу

данной идеи .19 Однако давайте начистоту: проблема на самом деле не в инфля-

ции, а в том, как эта теория преподносится заинтересованной аудитории .

Часть IV . Из кухни в Мультиленную

Мы часто слышим, что инфляция устраняет настоятельную потребность в по-

строении теории начальных условий, так как инфляция начинается при отно-

сительно типичных обстоятельствах, а стоит ей начаться, как все наши про-

блемы разом решаются .

Истина почти противоположна: имеется множество доводов в пользу ин-

фляции, 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 низкоэн-

тропийную раннюю Вселенную при условии истинности предположений об

обратимости и автономной эволюции . Нельзя исключать, конечно, что от об-

ратимости придется уйти; возможно, фундаментальные законы физики нару-

шают обратимость на фундаментальном уровне . Хотя такое можно себе пред-

ставить, 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 со-

путствующий объем замкнутой системой — в лучшем случае приближение .

В настоящее время — да и в любой момент в истории Вселенной, для которо-

го в нашем распоряжении есть реальные эмпирические данные, — это кажет-

ся на редкость хорошим приближением . Однако нет сомнений в том, что оно

нарушается в самом начале жизни Вселенной . Инфляция может играть реша-

ющую роль в объяснении окружающей нас Вселенной, но только в том случае,

если мы сумеем избавиться от идеи, что «мы просто случайным образом про-

флуктуировали в нее», и придумаем причину, почему условия, необходимые

для инфляции, вообще появились .

Другими словами, самым очевидным решением нашей головоломки будет

забыть о стремлении объяснить неестественную раннюю Вселенную исклю-

чительно в терминах автономной эволюции нашего сопутствующего объема

и вместо этого попытаться встроить нашу наблюдаемую Вселенную в глобаль-

ную картину . Это снова возвращает нас к идее Мультиленной — более крупной

структуре, в которой Вселенная, окружающая нас, является лишь крохотной

частью . Если что-то вроде этого является правдой, мы, по крайней мере, сможем

всерьез рассмотреть идею о том, что эволюция Мультиленной естественным

образом порождает условия, при которых может начаться инфляция, а после

этого все продолжается, как описано выше .

Итак, теперь нас интересует не то, как должна выглядеть физическая систе-

ма, формирующая нашу наблюдаемую Вселенную, а то, как должна выглядеть

Мультиленная и действительно ли она естественным образом порождает об-

Глава 14 . Инфляция и Мультиленная

ласти, похожие на Вселенную . В идеальном случае нам бы хотелось, чтобы это

происходило без необходимости вручную подключать асимметрию времени

на каком-либо шаге пути . Помимо объяснения, как получить правильные усло-

вия для запуска инфляции, мы также хотим указать, почему нет ничего проти-

воестественного в существовании огромной полосы пространства—времени

(нашей наблюдаемой Вселенной), на одном конце которой существуют опи-

санные условия, а на другом — пустое пространство . Эта программа далека до

завершения, хотя у нас уже есть определенные наработки . Сейчас мы бродим

по территории гипотетических рассуждений, но если нам удастся не потерять

головы, то мы сможем успешно завершить это путешествие, не попав в пасть

к дракону .

Примечания

Toulmin, S . The Early Universe: Historical and Philosophical Perspectives / In: The Early

Universe . Report of NATO Advanced Study Institute / W . G . Unruh, G . W . Semenoff (eds .) .

Dortrecht: D . Reidel, 1988, p . 393 . (Доклады Института перспективных исследований

НАТО на конференции, прошедшей в Виктории (Канада) с 17 по 30 августа 1986 г .) .

См . Guth, A. H . The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins .

Reading: Addison-Wesley, 1997; Overbye, D . Lonely Hearts of the Cosmos . New York:

HarperCollins, 1991 .

Первая рабочая модель инфляции была предложена Алексеем Старобинским в 1980 году

(A. A. Starobinsky, A New Type of Isotropic Cosmological Models Without Singularity, Phys .

Lett . B 91 (1980) 99–102), хотя спектр проблем, которые решают инфляцинные сценарии,

был осознан Гутом лишь позже . Модель Старобинского (в отличие от модели Гута) не

является самопротиворечивой и все еще не исключена экспериментально . — Примеч.

науч. ред .

Пространство может быть искривлено даже в том случае, когда пространство—время

плоское . Пространство с отрицательной кривизной, размер которого при расширении

увеличивается пропорционально времени, соответствует абсолютно плоскому про-

странству—времени . Точно так же пространство может быть плоским в искривленном

пространстве—времени; если пространственно плоская Вселенная расширяется (или

сжимается) во времени, то пространство—время определенно будет искривлено .

(Смысл в том, что такое расширение вносит свой вклад в общую кривизну простран-

ства—времени, но кривизна пространства также вкладывает . Вот почему расширяю-

щееся пространство с отрицательной кривизной может соответствовать простран-

ству—времени с нулевой кривизной; вклад пространственной кривизны имеет знак

«минус» и может точно сократить положительный вклад от расширения .) Когда кос-

мологи упоминают «плоскую Вселенную», они имеют в виду пространственно плоскую

Вселенную; так же надо понимать «Вселенную с положительной или отрицательной

кривизной» .

Их сумма составляет менее 180 градусов .

Часть IV . Из кухни в Мультиленную

Один из способов измерить кривизну Вселенной — сделать это косвенно, используя

уравнение Эйнштейна . Общая теория относительности подразумевает существование

взаимосвязи между кривизной, скоростью расширения и количеством энергии во Все-

ленной . В течение многих лет астрономы измеряли скорость расширения Вселенной

и количество материи в ней (подразумевалось, что материя вносит наиболее существен-

ный вклад в общую энергию) . Получаемые данные свидетельствовали о том, что Все-

ленная чрезвычайно близка к плоскому состоянию, но все же должна обладать крошеч-

ной отрицательной кривизной . С открытием темной энергии все изменилось; оказалось,

что темная энергия отвечает ровно за такое количество энергии, которое подразуме-

вает, что Вселенная абсолютно плоская . Впоследствии астрономам удалось непосред-

ственно измерить кривизну, используя картину температурных флуктуаций в космиче-

ском микроволновом излучении как своего рода гигантский треугольник (Miller, A. D.

et al ., TOCO Collaboration . A Measurement of the Angular Power Spectrum of the CMB

from l = 100 to 400 // Astrophysical Journal Letters, 1999, 524, L1–L4; de Bernardis, P. et al .,

BOOMERanG Collaboration . A Flat Universe from High-Resolution Maps of the Cosmic

Microwave Background Radiation // Nature, 2000, 404, p . 955–959; Spergel, D. N. et al.,

WMAP Collaboration . First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)

Observations: Determination of Cosmological Parameters // Astrophysical Journal Supplement,

2003, 148, p . 175) . Этот метод уверенно доказывает, что Вселенная действительно про-

странственно плоская — приятное соответствие результатам предыдущих косвенных

выводов .

Никто больше так ее не называет . Поскольку данная форма темной энергии введена для

того, чтобы происходила инфляция, предполагается, что она возникает из гипотетическо-

го поля, носящего название «инфлатон» . Было бы прекрасно, если бы поле инфлатона

служило какой-то иной цели или уютно вписывалось в какую-то более полную теорию

физики элементарных частиц, но пока нам известно слишком мало, чтобы делать еще

какие-либо заявления .

Возможно, вы думаете, что поскольку Большой взрыв сам по себе — тоже точка, световые

конусы прошлого любых событий во Вселенной должны обязательно пересекаться в мо-

мент Большого взрыва . Однако это заблуждение . Как минимум, Большой взрыв — это не

точка в пространстве, а момент во времени . Но еще важнее то, что в классической общей

теории относительности Большой взрыв представляет собой сингулярность и не должен

даже считаться частью пространства—времени; мы имеем право говорить только о том,

что происходит после Большого взрыва . И даже если мы включим в рассмотрение момен-

ты времени, непосредственно последовавшие за Большим взрывом, световые конусы

прошлого все равно не пересекутся .

Исходные статьи: Linde, A. D . A New Inflationary Universe Scenario: A Possible Solution of

the Horizon, Flatness, Homogeneity, Isotropy and Primordial Monopole Problems // Physics

Letters, 1981, B 108, p . 389–393; Albrecht, A., Steinhardt, P. J. Cosmology for Grand Unified

Theories with Radiatively Induced Symmetry Breaking // Physical Review Letters, 1982, 48,

p . 1220–1223 . Обсуждение на доступном языке см . в работе Guth, A. H . The Inflationary

Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins . Reading: Addison-Wesley, 1997 .

См ., например, Spergel, D. N., et al ., WMAP Collaboration . First Year Wilkinson Microwave

Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters //

Astrophysical Journal Supplement, 2003, 148, p . 175 .

Глава 14 . Инфляция и Мультиленная

См . Vilenkin, A . The Birth of Inflationary Universes . Physical Review, D 27, 1983, p . 2848–2855;

Linde, A. D . Eternally Existing Selfreproducing Chaotic Inflationary Universe . Physics Letters,

B 175, 1986, p . 395–400; Guth, A. H . Eternal Inflation and Its Implications // Journal of Physics,

A 40, 2007, p . 6811–6826 .

Данный сценарий получил слегка дезинформирующее название открытой инфляции

(Bucher, M., Goldhaber, A. S., Turok, N. An Open Universe from Inflation // Physical Review,

D 52, 1995, p . 3314–3337) . В тот период, когда темная энергия еще не была обнаружена,

космологи понемногу начинали волноваться: создавалось впечатление, что инфляция

надежно предсказывает пространственную плоскостность Вселенной, в то время как

наблюдения плотности материи упорно указывали на то, что для осуществления такого

предсказания энергии попросту недостаточно . Кто-то уже паниковал и пытался изобре-

тать модели инфляции, не обязательно предсказывающие плоскую Вселенную . Но оказа-

лось, что необходимости в этом нет, — темная энергия предоставляет как раз недостаю-

щую часть плотности энергии, для того чтобы сделать Вселенную плоской, и наблюдения

за космическим микроволновым фоновым излучением уверенно подтверждают, что

Вселенная действительно плоская (Spergel, D. N., et al., WMAP Collaboration . First Year

Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of

Cosmological Parameters // Astrophysical Journal Supplement, 148, 2003, p . 175) . Так что все

в порядке, потому что благодаря панике родилась умная идея — как сделать реалистичную

Вселенную внутри пузыря, заключенного в фоновый ложный вакуум .

В действительности первые статьи по вечной инфляции были написаны в контексте

новой инфляции, а не «старой инфляции с новой инфляцией в пузырях» . В сценарии

новой инфляции на самом деле вечная инфляция представляет собой куда более удиви-