Текст книги "Ткань космоса. Пространство, время и текстура реальности"

Автор книги: Брайан Грин

сообщить о нарушении

Текущая страница: 33 (всего у книги 52 страниц)

Инфляция, гладкость и стрела времени

Может быть мой энтузиазм уже выдал мои пристрастия, но из всех успехов, которые наука достигла в наше время, достижения космологии наполняют меня наибольшим трепетом и смирением. Мне кажется, я никогда не утрачивал то возбуждение, которое я первый раз испытал много лет назад, когда впервые изучал основы общей теории относительности и понял, что из нашего крохотного уголка пространства-времени, применив теорию Эйнштейна, мы можем изучать эволюцию всего космоса. Теперь, несколько десятилетий спустя, технологический прогресс позволил подвергнуть эти некогда абстрактные предположения о поведении Вселенной в свои самые ранние моменты проверке наблюдениями, и теория на самом деле работает.

Напомним, однако, что помимо общей важности космологии для понимания пространства и времени, в главах 6 и 7 мы взялись за изучение ранней истории Вселенной со специальной целью: найти истоки стрелы времени. Вспомним из этих глав, что единственные убедительные рамки, которые мы нашли для объяснения стрелы времени, заключались в том, что ранняя Вселенная была чрезвычайно упорядоченной, т. е. имела экстремально низкую энтропию, что сделало возможным будущее, в котором энтропия всегда увеличивается. Точно так же, как страницы романа «Война и мир»невозможно было бы привести в состояние большего беспорядка, если бы они не были в некоторый момент аккуратно сложены, так и Вселенная тоже не обладала бы способностью становиться всё более разупорядоченной – молоко не могло бы разливаться, яйца не могли разбиваться, люди стареть – без того, чтобы она имела высокоупорядоченную конфигурацию в начале. Загадка, с которой мы столкнулись, заключается в объяснении, как могла возникнуть эта высокоупорядоченная низкоэнтропийная стартовая точка.

Инфляционная космология предлагает существенный прогресс в этом вопросе, но позвольте мне сначала более точно напомнить вам загадку на случай, если некоторые существенные детали ускользнули от вашего внимания.

Имеются убедительные свидетельства, что в ранней истории Вселенной материя была распределена по пространству однородно. Как правило, это соответствует высокоэнтропийной конфигурации – вроде молекул углекислого газа, разлетевшихся по всей комнате из бутылки колы, – и потому могло бы оказаться настолько банальным, что едва ли потребовало объяснения. Но когда существенна гравитация, как это имеет место при рассмотрении целой Вселенной, однородное распределение материи является редкой, низкоэнтропийной, высокоупорядоченной конфигурацией, поскольку гравитация заставляет материю собираться в отдельные сгустки. Аналогично, гладкое и однородное пространство также имеет очень низкую энтропию; оно является высокоупорядоченным по сравнению с пространством, характеризующимся безумно скачущей, неоднородной пространственной кривизной. (Точно так же, как для страниц романа «Война и мир»имеется много способов быть разупорядоченными, но только один способ быть упорядоченными, имеется много способов для пространства иметь разупорядоченную, неоднородную форму, но очень мало способов, в которых оно может быть упорядоченным, гладким и однородным.) Так что мы остаёмся с загадкой: почему ранняя Вселенная имела низкоэнтропийное (высокоупорядоченное) распределение материи вместо высокоэнтропийного (сильно разупорядоченного) неоднородного распределения материи, такого как популяция разнообразных чёрных дыр? И почему распределение кривизны по пространству было гладким, упорядоченным и однородным с экстремально высокой точностью, а не пронизанным различными гигантскими искажениями и замысловатыми искривлениями, вроде того, которое могло бы генерироваться чёрными дырами?

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]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.


[Закрыть]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.

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.

Теперь, точно так же, как вы можете ожидать, что при настойчивой игре на честно отрегулированном игровом автомате рано или поздно на случайным образом вращающихся барабанах выпадут три семёрки, мы ожидаем, что рано или поздно случайные флуктуации на этой высокоэнергетической турбулентной арене изначальной Вселенной заставят величину поля инфлатона прыгнуть к правильной и однородной величине в некотором маленьком кусочке пространства, инициировав взрыв инфляционного расширения. Как объяснялось в предыдущем разделе, расчёты показывают, что кусочку пространства необходимо быть исключительно маленьким – порядка 10 ⁻²⁶см в поперечнике, – чтобы инициировать космологическое расширение (инфляционное расширение, за которым следует стандартное расширение Большого взрыва), которое растянет этот кусочек до величины больше, чем Вселенная, которую мы видим сегодня. Таким образом, вместо допущения или просто декларирования, что условия в ранней Вселенной были такими, чтобы инфляционное расширение имело место, в таком способе размышлений необходимые условия возникают благодаря ультрамикроскопической флуктуации, весом не более десяти килограммов, возникающей внутри обыкновенной, ничем не примечательной среды, находящейся в состоянии беспорядка.

Более того, точно так же, как игровой автомат будет генерировать большое разнообразие результатов без выигрыша, в других областях изначального пространства будут происходить и другие виды флуктуаций инфлатона. В большинстве случаев флуктуации не будут иметь нужную величину или не будут достаточно однородными для начала инфляции. (Даже в области, имеющей не более 10 ⁻²⁶см в поперечнике, величина поля может изменяться со страшной силой.) Но всё, что для нас имеет значение, это то, что был один кусочек, который привёл к разглаживающему пространство инфляционному взрыву, ставшему первым звеном в низкоэнтропийной цепочке, в конце концов ведущей к нашему привычному космосу. Поскольку мы видим одну-единственную нашу большую Вселенную, нам нужно, чтобы космический игровой автомат дал выигрыш только один раз. ^{152}

Поскольку мы проследили Вселенную назад к статистической флуктуации в первичном хаосе, это объяснение стрелы времени перекликается с некоторыми особенностями оригинального предположения Больцмана. Вспомним из главы 6 идею Больцмана, что всё, сейчас видимое нами, возникло как редкая флуктуация в полном беспорядке. Однако проблема с исходной формулировкой Больцмана заключалась в том, что она не могла объяснить, почему случайная флуктуация оказалась так далека от хаоса и произвела Вселенную, гораздо более упорядоченную, чем это было необходимо, чтобы поддержать жизнь, как мы её знаем. Почему Вселенная так велика, что имеет миллиарды и миллиарды галактик, каждая из которых имеет миллиарды и миллиарды звёзд, когда она могла бы быть куда более скромной, имея, скажем, всего несколько галактик или даже одну-единственную?

Со статистической точки зрения более скромная флуктуация, которая произвела бы некоторое количество порядка, но не такое значительное, как мы сейчас видим, была бы намногоболее вероятной. Более того, поскольку в среднем энтропия возрастает, рассуждения Больцмана показывают, что было бы ещё намного более вероятным, что всё, что мы сегодня видим, появилось сию минутукак редкий статистический скачок к низкой энтропии. Повторим аргумент: чем в более далёком прошлом произошла флуктуация, тем более низкой энтропии она должна была бы достигнуть (энтропия начинает расти после любого падения к низкой величине, как на рис. 6.4; так, если флуктуация произошла вчера, она должна была достичь вчерашнего низкого значения энтропии, а если она произошла миллиард лет назад, она должна была упасть к ещё более низкой энтропии той эры). Поэтому чем дальше назад во времени, тем более глубокой и невероятной должна быть требуемая флуктуация. Поэтому наиболее вероятно, что флуктуация произошла только что. Но если мы принимаем это заключение, мы не можем доверять своей памяти, записям или даже законам физики, которые лежат в основе самой дискуссии – это совершенно неприемлемая позиция.

Огромное преимущество инфляционного воплощения идеи Больцмана заключается в том, что малаяфлуктуация – вполне ординарный скачок к подходящим условиям в крошечномклочке пространства – сразу и неизбежно даёт гигантскую и упорядоченную Вселенную, которую мы знаем. Уж если инфляционное расширение началось, крошечный клочок будет неумолиморастянут до масштабов, по меньшей мере таких, как у Вселенной, которую мы в настоящее время видим, а потому нет загадки в том, что Вселенная не является крошечным уголком; нет загадки, что Вселенная так обширна и населена огромным числом галактик. С самого начала инфляция предложила Вселенной страшно выгодную сделку. Скачок к более низкой энтропии внутри ультрамикроскопического кусочка пространства был использован для инфляционного расширения в широчайшие просторы космоса. И, что самое важное, инфляционное растяжение не просто дало некоторую большую Вселенную. Оно дало нашубольшую Вселенную – инфляция объясняет форму пространства, она объясняет крупномасштабную однородность, и она даже объясняет «мелкомасштабные» неоднородности, такие как галактики и вариации температуры фонового излучения. Инфляция упаковывает всё богатство объяснительной и предсказательной силы в единственную флуктуацию к низкой энтропии.

Итак, Больцман вполне мог быть прав. Всё, что мы видим, могло произойти от случайной флуктуации высокоразупорядоченного состояния первичного хаоса. Однако при такой реализации его идей мы можем верить нашим записям и мы можем верить нашей памяти: флуктуация произошла не только что. Прошлое действительно происходило. Наши записи – это записи о том, что действительно имело место. Инфляционное расширение умножило крошечную крупинку порядка в ранней Вселенной – оно «завело» Вселенную на гигантское расширение с минимальной гравитационной энтропией, – так что 14 млрд лет последующего раскручивания, последующей концентрации вещества в галактики, звёзды, планеты не представляют загадки.

Фактически этот подход говорит нам даже чуть больше. Точно так же, как можно сорвать куш на нескольких игровых автоматах в казино «Белладжио» (Лас-Вегас), в изначальном состоянии высокой энтропии и полного хаоса нет никаких причин, по которым необходимые для инфляционного расширения условия могли бы появиться только в единственном отдельно взятом кусочке пространства. Напротив, как предположил Андрей Линде, там могло бы быть множество кусочков, разбросанных тут и там, которые подвергаются разглаживающему пространство инфляционному расширению. Если это так, наша Вселенная становится лишь одной среди многих вселенных, которые прорастали – и, вероятно, продолжают прорастать, – когда случайные флуктуации создавали условия, подходящие для инфляционного взрыва, как показано на рис. 11.2. Так как другие вселенные, вероятно, всегда будут отделены от нашей, трудно себе представить, как мы когда-либо сможем установить, является ли эта картина «мультиверса» правильной. Однако как концептуальная схема она является и богатой, и привлекательной. Среди прочего, она предлагает возможный сдвиг в нашем понимании космологии: в главе 10 я описал инфляцию как «интерфейс» к стандартной теории Большого взрыва, в котором Взрыв идентифицировался с мимолётной вспышкой быстрого расширения. Но если мы думаем об инфляционном прорастании каждой новой Вселенной (рис. 11.2) как о её собственном Взрыве, тогда саму инфляцию лучше всего представлять как некие всеобъемлющие космологические рамки, в которых, пузырь за пузырём, происходят эволюции вроде эволюции нашего Большого взрыва. Таким образом, вместо того чтобы рассматривать инфляцию как часть стандартной теории Большого взрыва, в этом подходе сам стандартный Большой взрыв мог бы рассматриваться как часть инфляции.

Рис. 11.2.Инфляция может возникать многократно, выращивая новые вселенные из правселенной