Ткань космоса. Пространство, время и текстура реальности

Грин Брайан

Как впервые детально продемонстрировали Пол Дэвис и Дон Пейдж, ^{150} инфляционная космология предлагает важный прорыв в решении этих проблем. Чтобы увидеть это, надо помнить, что существенная часть этой загадки заключается в том, что если где-то возникла избыточная концентрация вещества, то гравитационное притяжение этой скученности собирает ещё больше материала, заставляя её расти дальше; соответственно, если в пространстве сформировалась небольшая морщинка, её большее гравитационное притяжение будет стремиться сделать её ещё более глубокой, приводя к сильно неоднородной пространственной кривизне. Когда гравитация существенна, обычные, ничем не примечательные высокоэнтропийные конфигурации характеризуются неровностями и неоднородностью.

Но отметим следующее: эти рассуждения относятся исключительно к обычной притягивающейгравитации. Скученность и неровности растут потому, что они сильно притягиваютокружающий

материал, приглашая его присоединиться к сгустку. Однако в течение короткой инфляционной фазы гравитация была отталкивающей, и это всё меняет. Возьмём форму пространства. Гигантское действие отталкивающей гравитации приводит пространство к такому быстрому раздуванию, что начальные изгибы и деформации растягиваются в нечто совершенно гладкое, примерно как разглаживаются складки сморщенного воздушного шарика, когда его надувают. [72] И, что ещё существеннее, поскольку во время короткого инфляционного периода объём пространства возрастает в колоссальное число раз, то и плотность сгустков материи колоссально разбавляется, примерно как упала бы плотность рыбок в вашем аквариуме, если бы его объём неожиданно возрос до размеров Олимпийского плавательного бассейна. Таким образом, хотя притягивающая гравитация заставляет сгущения материи и неровности пространства расти, отталкивающая гравитация действует противоположным образом: она заставляет их уменьшаться, приводя к всё более гладкому, всё более однородному результату.

72

Не надо путать: инфляционное растягивание квантовых флуктуаций, обсуждавшееся в предыдущем разделе, по-прежнему производит мелкие неизбежные неоднородности с частотой порядка 1 к 100 000. Но эта мелкая неоднородность накладывается поверх гладкой Вселенной. Возникновение именно этой гладкой и однородной Вселенной мы сейчас и описываем.

Таким образом, к концу инфляционного взрыва размер Вселенной чрезвычайно вырастает, все неоднородности кривизны пространства растягиваются, и любые существующие изначально сгущения чего угодно полностью растворяются до такой степени, что они становятся совершенно несущественными. Более того, когда поле инфлатона соскальзывает на дно чаши потенциальной энергии, приводя к завершению инфляционного взрыва, оно конвертирует заключённую в нём энергию в почти однородное море частиц обычной материи во всём пространстве (выравнивая всё с точностью до мелких, но критически важных неоднородностей, происходящих от квантовых флуктуаций). В целом всё это выглядит как существенный прогресс. Результат, которого мы достигли с помощью инфляции, — гладкое, однородное расширение пространства, населённого почти однородно распределённой материей,— это в точности то, что мы пытались объяснить. Это в точности низкоэнтропийная конфигурация, которая нам была нужна для объяснения стрелы времени.

Энтропия и инфляция

Действительно, это существенный прогресс. Но остаются две важные проблемы.

Во-первых, мы, кажется, пришли к заключению, что инфляционный взрыв всё разглаживает и поэтому снижает полную энтропию, реализуя физический механизм, — не просто статистическую флуктуацию, — который выглядит как нарушающий второй закон термодинамики. Если это так, то либо наше понимание второго закона, либо наши текущие рассуждения должны быть неверными. В действительности, однако, нам не придётся иметь дела ни с одним из этих вариантов, поскольку полная энтропия в результате инфляции не уменьшается. Что реально произошло в ходе инфляционного взрыва, так это то, что полная энтропия возросла, но возросла намного меньше, чем могла бы. Вы видите, что к концу инфляционного взрыва пространство растянулось, став совершенно гладким, так что вклад гравитации в энтропию — в энтропию, связанную с возможной неровной, неупорядоченной, неоднородной формой пространства, — был минимален. Однако когда поле инфлатона соскользнуло на дно своей чаши и высвободило запасённую энергию, можно оценить, что оно произвело около 10 ⁸⁰частиц материи и излучения. Такое огромное количество частиц, как и книга с огромным числом страниц, заключает в себе огромное количество энтропии. Таким образом, хотя гравитационная энтропия снизилась, рост энтропии от производства всех этих частиц более чем компенсирует такое снижение. Полная энтропия возросла, точно так, как мы ожидали в соответствии со вторым законом термодинамики.

Но, и это важный момент, инфляционный взрыв в результате разглаживания пространства и образования однородного, низкоэнтропийного гравитационного поля создаёт огромный зазор между тем, каким был вклад гравитации в энтропию, и тем, каким он мог бы быть. Полная энтропия возросла во время инфляции, но на крайне незначительную величину по сравнению с тем, насколько она могла бы возрасти.

Именно в этом смысле инфляция сгенерировала низкоэнтропийную Вселенную: к концу инфляции энтропия возросла далеко не на тот множитель, на который возросла пространственная протяжённость. Если энтропию сравнить с налогом на имущество, это было бы примерно как если бы к Нью-Йорку присоединили пустыню Сахару. Полный налог на имущество возрос бы, но на величину, крохотную по сравнению с полным ростом площади.

Всё время с момента завершения инфляции гравитация пытается наверстать упущенное. Каждое сгущение материи — будь то галактика, звезда в галактике, планета или чёрная дыра, — которое гравитация выудила из однородности, характеризуется растущей энтропией и ведёт гравитацию шаг за шагом всё ближе к реализации её энтропийного потенциала. В этом смысле инфляция представляет собой механизм, который создаёт большую Вселенную с относительно низкой гравитационной энтропией и, таким образом, создаёт основу для последующих миллиардов лет гравитационного скучивания материи, которое приводит к тому, свидетелями чего мы сегодня являемся. Таким образом, инфляционная космология задаёт направление стреле времени путём создания прошлого с чрезвычайно низкой гравитационной энтропией; будущее является направлением, в котором эта энтропия возрастает. ^{151}

Вторая проблема становится очевидной, когда мы пойдём по пути, по которому вела нас стрела времени в главе 6. От яйца к курице, которая его снесла, к корму этой курицы, к растительному миру, к солнечному теплу и свету, к изначально однородно распределённому газу Большого взрыва — мы следовали за эволюцией Вселенной в прошлое, которое имело всегда больший порядок, на каждом этапе сдвигая загадку низкой энтропии на один шаг дальше назад во времени. Мы только что поняли, что только ещё более ранний этап истории Вселенной — этап инфляционного расширения — может естественно объяснить гладкие и однородные условия во Вселенной после взрыва. Но как насчёт самого инфлатона? Можем ли мы объяснить первое звено в той цепочке, которой мы следовали? Можем ли мы объяснить, почему вообще сложились условия, необходимые для инфляционного взрыва?

Это проблема наибольшей важности. Независимо от того, сколько загадок инфляционная космология решает в теории, если эра инфляционного расширения никогда не имела место, подход будет признан неадекватным. Более того, поскольку мы не можем вернуться в раннюю Вселенную и прямо определить, была ли инфляция, оценка того, имеем ли мы реальный прогресс в понимании направления стрелы времени, требует, чтобы мы определили степень правдоподобиятого, что условия, необходимые для инфляционного взрыва, имели место. То есть физиков раздражает полная зависимость стандартной модели Большого взрыва от тонко настроенных однородных начальных условий, которые, будучи мотивированы наблюдениями, не объяснены теоретически. Кажется глубоко неудовлетворительным просто допустить низкоэнтропийное состояние ранней Вселенной; кажется, что очень глупо установить во Вселенной стрелу времени без какого-либо объяснения. На первый взгляд инфляция означает прогресс в понимании, показывая, что то, что предполагается в стандартной модели Большого взрыва, возникает в инфляционной эволюции. Но если инициирование инфляции требует новых, очень специальных, чрезвычайно низкоэнтропийных условий, мы вернулись бы на прежнее место. Мы просто поменяли бы специальные начальные условия модели Большого взрыва на специальные начальные условия, необходимые для запуска инфляции, и загадка стрелы времени осталась бы той же загадкой.

Какие условия необходимы для начала инфляции? Мы видели, что инфляция является неизбежным результатом задержки величины поля инфлатона на высокоэнергетическом плато в его чаше потенциальной энергии на микроскопическое время и в крохотной области. Наша задача, следовательно, заключается в определении, насколько вероятной в действительности является такая начальная конфигурация. Если инфляцию запустить легко, мы окажемся в выигрышном положении. Но если достижение требуемых условий чрезвычайно маловероятно, мы просто сдвинем вопрос о стреле времени дальше ещё на один шаг назад — к поиску объяснения низкоэнтропийной конфигурации поля инфлатона, с которого всё начинается.

Я сначала опишу современные соображения по этой проблеме в наиболее оптимистичном свете, а затем вернусь к некоторым существенным деталям, которые остаются в тумане.

Больцман возвращается

Как отмечалось в предыдущей главе, об инфляционном взрыве лучше думать как о событии в существовавшей ещё до того Вселенной, а не как о создании самой Вселенной. Хотя мы не имеем неоспоримого понимания того, на что Вселенная была похожа в течение предынфляционной эры, посмотрим, как далеко мы можем зайти, если предположим, что вещи пребывали в наиболее обычном, высокоэнтропийном состоянии. В частности, представим, что изначальное предынфляционное пространство было напичкано деформациями и изгибами и что поле инфлатона также было сильно разупорядочено, его величина прыгала туда-сюда подобно лягушке в горячей металлической чаше.