Вечность. В поисках окончательной теории времени

Мы делаем два критически важных предположения относительно эволюции наблюдаемой Вселенной – нашего сопутствующего объема пространства и всего, что внутри него имеется. Во-первых, мы предполагаем, что наблюдаемая Вселенная, по сути, автономна, то есть она эволюционирует как замкнутая система, свободная от влияния извне. Инфляция не нарушает данное предположение; как только процесс инфляции запускается, наш сопутствующий 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 нашему взору, не пользуется преимуществом никаких гипотетических внешних воздействий.

Во-вторых, предположим, что динамика нашей наблюдаемой Вселенной обратима – любые изменения сохраняют информацию. Это кажущееся безобидным заявление приводит к важным следствиям. Существует пространство состояний, фиксированное раз и навсегда (в частности, оно остается 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 предположении об обратимой динамике) это не означает, что изменилось пространство 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 вероятностью это оказалось бы состояние с очень высокой энтропией, то есть близкое к пустому пространству.^[275]

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, достаточно однородными и удобными, для того чтобы к ним можно было применять 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 состояния, 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 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.