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
головы, 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-
