тельный факт, так как поле, по идее, должно просто скатиться вниз с холма его потен-
циальной энергии. Однако необходимо также помнить, что скатывающееся поле со-
держит квантовые флуктуации; если условия окажутся подходящими, то эти флуктуации
могут быть довольно большими. Действительно, они могут быть настолько крупными,
что в некоторых областях пространства поле будет двигаться вверх по холму, хотя
в среднем, разумеется, оно будет катиться вниз. Области с движением вверх редки, но
они расширяются быстрее, потому что плотность энергии в них выше. Результат таких
процессов очень похож на всю эту историю со старой инфляцией: в огромной части
Вселенной инфлатон скатывается вниз и преобразуется в материю и излучение, но все
больший и больший объем застревает на инфляционном этапе, и в итоге инфляция
никогда не прекращается.
См. Susskind, L. The Cosmic Landscape: String Theory and the Illusion of Intelligent Design.
New York: Little, Brown, 2006 или Vilenkin, A. Many Worlds in One: The Search for Other
Universes. New York: Hill and Wang, 2006. Более ранняя, но связанная версия ландшафта
различных состояний вакуума рассмотрена в работе Smolin, L. The Life of the Cosmos.
Oxford: Oxford University Press, 1993.
В исходных работах, посвященных инфляции, неявно предполагалось, что частицы в ран-
ней Вселенной пребывали в состоянии, близком к термодинамическому равновесию.
Описанный здесь сценарий, кажущийся более достоверным, носит название хаотической
инфляции и впервые был предложен Андреем Линде (Linde, A. D. Chaotic Inflation //
Physics Letters, B 129, 1983, p. 177–181; Linde, A. D. Eternally Existing Selfreproducing Chaotic
Inflationary Univers // Physics Letters, B 175, 1986, p. 395–400). 
Часть IV. Из кухни в Мультиленную
См., например, Penrose, R. The Road to Reality: A Complete Guide to the Laws of the Universe.
New York: Knopf, 2005; Hollands, S., Wald, R. M. An Alternative to Inflation. General Relativity
and Gravitation, 34, 2002, p. 2043–2055.
Это не означает, что мы обязаны случайным образом выбрать конфигурацию Вселенной
среди всех возможных допустимых состояний или что существует причина полагать, что
нечто подобное действительно произошло. Скорее, если состояние Вселенной совершен-
но точно было выбрано не случайно, то существуют конкретные правила, определяющие,
как это произошло; это всего лишь зацепка, которую нам хотелось бы использовать,
чтобы понять, как работает Вселенная.
Вы можете возразить, что существует и другой кандидат на роль «высокоэнтропийного
состояния»: хаотичное месиво, в которое наша Вселенная эволюционирует, если позво-
лить ей сжаться. (Или, что эквивалентно, если взять типичное микросостояние, совмест-
ное с текущим макросостоянием Вселенной, и прокрутить часы в обратную сторону.)
Действительно, такое состояние намного более комковатое, чем наша текущая Вселенная,
так как в процессе сжатия формируются сингулярности и черные дыры. Но в этом-то
и суть: даже среди тех состояний, которые упаковывают всю текущую Вселенную в очень
маленькую область, лишь невероятно малая доля принимает форму гладких участков, где
доминирует темная суперэнергия, то есть выполняются условия, необходимые для ин-
фляции. Большинство подобных состояний, наоборот, характеризуются условиями,
в которых квантовая теория поля неприменима, поскольку их абсолютно невозможно
описать без квантовой гравитации. Однако заявление: «мы не знаем, как описывать такие
состояния» — это совершенно не то же самое, что «такие состояния не существуют»
или даже «мы можем игнорировать такие состояния, если перечислим все возможные
начальные состояния Вселенной». Если динамика обратима, у нас нет другого выбора,
кроме как относиться к подобным состояниям со всей серьезностью.
См., например, Guth, A. H. The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic
Origins. Reading: Addison—Wesley, 1997.
Г л а в а 15
Прошлое сквозь будущее
Вечное молчание этих бесконечных
пространств ужасает меня.
Блез Паскаль. Мысли 1
В этой книге мы занимались тем, что исследовали значение стрелы времени
в соответствии с положениями второго начала термодинамики, а также ее
взаимосвязь с космологией и с истоками Вселенной. Наконец-то нам удалось
обзавестись достаточным набором базовых знаний, для того чтобы собрать все
вместе и рассмотреть главный вопрос: почему энтропия нашей наблюдаемой
Вселенной в первый момент времени была такой низкой? (Или, еще лучше,
чтобы с самого начала не скатываться в грех асимметричного языка: почему
мы живем во временнóй окрестности такого чрезвычайно низкоэнтропийного
состояния?)
Мы, конечно, попытаемся покончить с этим вопросом, но на самом деле
ответ на него нам неизвестен. Существуют разные идеи, одни более многообе-
щающие, другие менее, но все они пока довольно расплывчаты и неопределен-
ны, и в нашей головоломке на месте последних фрагментов все еще зияют дыры.
Да, такова наука, и это действительно самая увлекательная ее часть — когда вы
уже собрали какие-то подсказки и у вас есть несколько перспективных идей,
но поймать за хвост окончательный ответ вам пока не удается. Остается только
надеяться, что перспективы, обрисованные в этой главе, послужат вам ценным
путеводителем в дороге на том пути, по которому космологи будут следовать
в своих попытках ответить на эти фундаментальные вопросы.2
Рискуя повториться, предлагаю еще раз проанализировать нашу загадку,
для того чтобы понять, что же может считаться приемлемым решением за-
дачи.
Согласно второму началу термодинамики, все макроскопические проявления
стрелы времени — возможность превращать яйца в омлет, но не наоборот,
склонность молока смешиваться с кофе, но никогда не разделяться спонтан-
но на составляющие, тот факт, что мы помним прошлое, но не будущее —
можно связать с тенденцией энтропии к увеличению. В 1870-е годы Больцман
объяснил микроскопическую подоплеку второго начала термодинамики:
энтропия отражает число микросостояний, соответствующих каждому
макросостоянию, то есть если система (по какой бы то ни было причине)
Часть IV. Из кухни в Мультиленную
вначале находится в относительно низкоэнтропийном состоянии, с пода-
вляющей вероятностью энтропия по направлению к будущему будет увели-
чиваться. Тем не менее фундаментальная обратимость законов физики
диктует, что если единственным не подлежащим сомнению фактом явля-
ется низкая энтропия текущего состояния, то ничуть не менее правомерно
ожидать, что в прошлом энтропия также была выше. Судя по всему, в ре-
альном мире дела обстоят не так, поэтому для продолжения нам требуется
что-то еще. Этим чем-то еще служит гипотеза о прошлом: предположение
о том, что очень ранняя Вселенная пребывала в невероятно низкоэнтропий-
ном состоянии и сейчас мы наблюдаем, как она релаксирует в состояние
высокой энтропии. Вопрос, почему мы считаем гипотезу о прошлом истин-
ной, относится к сфере интересов космологии. Как ни прискорбно, антроп-
ный принцип не в состоянии дать этому объяснения, поскольку мы с тем же
успехом могли обнаружить себя в форме случайных флуктуаций (больцма-
новских мозгов) в пустом (за исключением нас) пространстве де Ситтера.
Аналогично, инфляция сама по себе не решает эту проблему, поскольку тре-
бует еще более низкоэнтропийного начального состояния, чем то, с которым
принято оперировать в традиционной космологии Большого взрыва. Это
означает, что вопрос остается без ответа: почему гипотеза о прошлом
остается справедливой в нашем наблюдаемом участке Вселенной?
Давайте посмотрим, удастся ли нам с таким багажом на плечах продвинуть-
ся вперед.
