Глава 15. Прошлое сквозь будущее
!
!
Рис. 15.2. Наверху: размер Вселенной со сжатием как функция времени. Внизу: два воз-
можных сценария эволюции энтропии. Согласно традиционным взглядам, энтропия долж-
на продолжать увеличиваться даже после сжатия Вселенной, как показано слева внизу.
Во Вселенной Голда низкоэнтропийное граничное условие в будущем обязывает энтропию
в определенный момент времени начать уменьшаться
С другой стороны, точно так же нет никаких особых оснований надеяться
на существование граничного условия в прошлом, за исключением того неоспо-
римого факта, что нам подобное условие необходимо для объяснения Вселен-
ной, которую мы фактически наблюдаем вокруг себя.8 Хью Прайс отстаивал
Вселенную Голда как нечто, что должно приниматься космологами всерьез, —
по крайней мере, на уровне мысленного эксперимента, если не модели реаль-
ного мира, — как раз по этой причине.9 Мы не знаем, почему энтропия была
низкой вблизи момента Большого взрыва, но это действительно так; следова-
тельно, тот факт, что мы не знаем, почему энтропия должна быть низкой вбли-
зи Большого сжатия, — недостаточная причина для того, чтобы попросту от-
бросить такую возможность. Действительно, если не вводить временную
асимметрию вручную, то вполне разумно полагать, что какой бы неизвестный
закон физики ни навязывал низкую энтропию в окрестности Взрыва, этот
принцип может делать то же самое и для Сжатия. 
Часть IV. Из кухни в Мультиленную
Интересно рассмотреть данный сценарий с точки зрения настоящих ученых
и попробовать ответить на вопрос, могут ли существовать какие-либо подда-
ющиеся экспериментальной проверке следствия будущего низкоэнтропийно-
го условия. Даже если такое условие существует, очень просто избежать любых
грядущих последствий, всего лишь отложив Большое сжатие до чрезвычайно
отдаленного момента в будущем. Однако если бы оно было относительно
близко во времени (через триллион, а не гугол лет), то мы могли бы видеть
реальные эффекты от будущего уменьшения энтропии.10
Вообразите, например, яркий источник света (который мы для удобства
будем называть «звездой»), живущий в будущей фазе коллапса. Как бы мы
могли его обнаружить? Мы обнаруживаем обычные звезды благодаря тому, что
они излучают фотоны, которые перемещаются по световым конусам прочь от
звезды. Мы поглощаем фотон в будущем по отношению к событию излучения
и объявляем, что видим звезду. Теперь давайте рассмотрим этот сценарий в об-
ратном направлении во времени.11 Мы обнаруживаем фотоны, движущиеся по
радиусу по направлению к звезде в будущем; вместо того чтобы сиять, звезда
высасывает свет из Вселенной.
Возможно, вы подумаете, что можно «увидеть» будущую звезду, посмотрев
в направлении от звезды и заметив один из фотонов, направляющихся к ней.
Но это неосуществимо — если мы поглотим фотон, то он никогда не доберет-
ся до звезды. В будущем существует граничное условие, требующее, чтобы
фотоны поглощались звездой, а не просто направлялись к ней. Так что в дей-
ствительности картина, которая предстанет нашему взору, — это наш собствен-
ный телескоп, излучающий свет в пространство в направлении будущей звезды.12
Если телескоп направлен на звезду в будущем, он излучает свет, если же нет, он
остается темным. Это перевернутая во времени традиционная картина: «Если
телескоп направлен на звезду в прошлом, он видит свет; если же нет, то он
ничего не видит».
Все это кажется безумием, но лишь потому, что мы не привыкли в рассуж-
дениях о мире учитывать будущее граничное условие. «Откуда телескоп знает,
что нужно излучать свет, когда он смотрит в направлении звезды, которая по-
явится лишь через триллион лет?» В этом суть будущих граничных условий —
они выбирают невероятно маленькую долю микросостояний в рамках нашего
текущего макросостояния, в которых происходит такое, казалось бы, малове-
роятное событие.13 Если как следует разобраться, то в этом нет ничего более
странного, чем в граничном условии прошлого, которое существует в нашей
реальной Вселенной, за исключением того, что одно нам привычно, а второе
нет. (Кстати, пока никому не удалось обнаружить никаких экспериментальных
Глава 15. Прошлое сквозь будущее
свидетельств будущих звезд или же любых других доказательств существования
в будущем низкоэнтропийного граничного условия. Если бы кто-то открыл
что-то подобное, вы бы наверняка об этом услышали.)
Таким образом, Вселенную Голда следует рассматривать скорее как поучи-
тельную историю, а не реального кандидата на роль объяснения стрелы време-
ни. Если вы думаете, что у вас есть некое естественное объяснение того, по-
чему ранняя Вселенная обладала удивительно низкой энтропией, но вы
утверждаете, что не прибегаете ни к каким явным нарушениям симметрии
относительно обращения времени, то почему бы поздней Вселенной не вы-
глядеть точно так же? Этот мысленный эксперимент помогает заново осознать,
насколько в действительности сложна и запутанна низкоэнтропийная конфи-
гурация Большого взрыва.
В итоге все пока что сошлись на том, что на самом деле Вселенную не ожи-
дает повторное сжатие. Вселенная ускоряется; если темная энергия — это
абсолютно постоянная энергия вакуума (а это самый очевидный вариант), то
ускорение будет продолжаться вечно. Мы пока не обладаем достаточными
знаниями для того, чтобы делать окончательные заявления, но, скорее всего,
наше будущее совсем не похоже на наше прошлое. И это снова ставит необыч-
ные обстоятельства, сопутствующие Большому взрыву, в центр загадки, кото-
рую мы пытаемся решить.
До Большого взрыва
У нас почти закончились варианты. Если мы не задействуем асимметрию вре-
мени (либо в динамических законах, либо в граничном условии) вручную,
а у Большого взрыва была низкая энтропия, и при этом мы не настаиваем на
низкоэнтропийном условии в будущем, то что остается? Мы словно столкнулись
с неразрешимой логической загадкой, не оставившей нам путей к примирению
эволюции энтропии в нашей наблюдаемой Вселенной с обратимостью фунда-
ментальных законов физики.
Однако один выход все же есть: мы можем смириться с тем, что энтропия
Большого взрыва была низкой, но отрицать тот факт, что Большой взрыв был
началом Вселенной.
Это звучит немного еретически для каждого, кому доводилось читать об
успехе модели Большого взрыва или кто знает, что существование начальной
сингулярности надежно предсказывается общей теорией относительности.
Нам часто говорят, что нет такого понятия, как «до Большого взрыва», — само
время (так же, как и пространство) не существовало до начальной сингуляр-
Часть IV. Из кухни в Мультиленную
ности. Это означает, что понятие «до сингулярности» просто не имеет ника-
кого смысла.
Однако, как я вскользь упоминал в главе 3, идея о том, что Большой взрыв
на самом деле породил Вселенную, — это всего лишь приемлемая гипотеза,
а не результат, к которому ученые уверенно пришли, победив все разумные
сомнения. Общая теория относительности не предсказывает, что пространство
и время не существовали до Большого взрыва; она предсказывает, что кривиз-
на пространства—времени в очень ранней Вселенной была так велика, что
в таких условиях нельзя полагаться на саму общую теорию относительности.
При этом обязательно должна приниматься во внимание квантовая гравитация,
которую мы можем спокойно игнорировать, пока речь идет о кривизне про-
странства—времени в относительно безмятежном контексте современной
Вселенной. К сожалению, мы недостаточно хорошо понимаем квантовую
гравитацию, для того чтобы уверенно говорить о том, что на самом деле про-
исходило в самые ранние времена. Вполне возможно, что в ту эпоху «возникли»
пространство и время, а может быть, и нет. Не исключено, что существует
также некий переход от фазы существенно квантовой волновой функции
к классическому пространству—времени, которое мы все знаем и любим. Но
точно так же возможно, что пространство и время продолжаются за пределами
момента, который мы идентифицируем как «Большой взрыв». Пока мы просто
этого не знаем; исследователи рассматривают все возможности и готовы безо
всяких предубеждений согласиться с той из них, которая в итоге окажется
верной.
Некоторое свидетельство в пользу того, что у времени не обязательно
должно быть начало, предоставляет квантовая гравитация, и в частности голо-
графический принцип, о котором мы говорили в главе 12.14 Малдасена показал,
что определенная теория гравитации в пятимерном пространстве анти-де
Ситтера в точности эквивалентна «дуальной» четырехмерной теории, не
включающей гравитацию. Существует множество вопросов, на которые слож-
но ответить как в пятимерной теории гравитации, так и в любой другой моде-
ли квантовой гравитации. Но ответы на некоторые из них становятся очевид-
ны с дуальной четырехмерной точки зрения. Например, ответом на вопрос
«есть ли у времени начало?» будет «нет». Четырехмерная теория вообще не
включает гравитацию; это всего лишь теория поля, живущая в каком-то фик-
сированном пространстве—времени, и это пространство—время распростра-
няется бесконечно далеко в прошлое и будущее. Это верно даже в том случае,
если в пятимерной теории гравитации есть сингулярности; каким-то образом
теория находит пути обхода и продолжается за их пределами. Таким образом,
Глава 15. Прошлое сквозь будущее
у нас есть пример полной теории квантовой гравитации, для которой суще-
ствует по меньшей мере одна формулировка, в которой время никогда не на-
чинается и не заканчивается, но продолжается во веки веков. Надо признать,
что наша собственная Вселенная несколько не похожа на пятимерное про-
странство анти-де Ситтера, — она обладает четырьмя макроскопическими
измерениями, а космологическая постоянная в ней положительная, а не от-
рицательная. Однако пример Малдасены демонстрирует, что пространству—
времени совершенно не обязательно иметь начало, если мы принимаем во
внимание также и квантовую гравитацию.
Возможны и менее абстрактные подходы к пониманию того, что, возможно,
было до Большого взрыва. Самая очевидная стратегия — заменить Взрыв
определенного рода отскоком. Представим себе, что Вселенная до того события,
которое мы называем Большим взрывом, в действительности сжималась и ста-
новилась более плотной. Но вместо того чтобы скатиться в сингулярность
Большого сжатия, Вселенная — каким-то образом — отскочила в фазу рас-
ширения; этот отскок мы и принимаем за Большой взрыв.
Вопрос в том, чем подобный отскок может быть вызван. Ничего подобного
не могло бы произойти при условии истинности традиционных космологиче-
ских предположений: классической общей теории относительности да не-
скольких разумных ограничений на тип вещества и энергии во Вселенной. Это
означает, что нам надо как-то изменить эти правила. Мы можем просто всплес-
нуть руками и сказать: «Во всем виновата квантовая гравитация», но это не-
сколько неудовлетворительный ответ.
Рис. 15.3. В космологии Вселенной с отскоком сингулярность стандартного Большого
взрыва заменяется (более или менее) гладким переходом от фазы сжатия к фазе расширения 
Часть IV. Из кухни в Мультиленную
В последние годы довольно много усилий было вложено в разработку мо-
делей, сглаживающих сингулярность Большого взрыва до относительно мяг-
кого отскока.15 Каждый из этих проектов предлагает возможность расширения
истории Вселенной за пределы Большого взрыва, но в каждом случае трудно
сказать, является ли предложенная модель самосогласованной. Так всегда и бы-
вает, когда пытаешься понять рождение Вселенной в отсутствие полной теории
квантовой гравитации.
Тем не менее о самом важном моменте забывать не стоит: даже если у нас
нет одной полной и согласованной истории, рассказывающей о жизни Вселен-
ной до Большого взрыва, космологи не покладая рук трудятся над решением
этой задачи, и многое свидетельствует о том, что в конечном счете они добьют-
ся успеха. А возможность того, что Большой взрыв не был в действительности
началом Вселенной, имеет серьезные последствия для стрелы времени.
Стрела всего времени
Если Большой взрыв был началом времен, то с формулировкой нашей главной
загадки все понятно: почему вначале энтропия была так мала? Если же все на-
чалось не с Большого взрыва, то загадка остается, только теперь в иной форму-
лировке: почему энтропия была мала во время отскока, который не был даже
моментом рождения Вселенной? Это был всего лишь какой-то момент в вечной
истории.
По большей части современные обсуждения отскакивающих космологий
не касаются непосредственно вопроса энтропии.16 Однако очевидно, что до-
бавление фазы сжатия перед отскоком не оставляет других вариантов: энтропия
либо увеличивается по мере приближения Вселенной к отскоку, либо умень-
шается.
На первый взгляд создается впечатление, что энтропия при движении Все-
ленной из прошлого к фазе отскока должна увеличиваться. В конце концов,
если начальное условие было поставлено в ультрадалеком прошлом, то есте-
ственно ожидать, что с течением времени энтропия будет увеличиваться, даже
если пространство сжимается. Это обычное толкование второго начала дина-
мики, обеспечивающее единообразие стрелы времени на протяжении всей
истории Вселенной. Этот вариант иллюстрирует нижний левый график на
рис. 15.4. Явно или неявно, но именно его многие люди подразумевают в своих
рассуждениях об отскакивающих космологиях.
Однако сценарий, в котором энтропия нашего сопутствующего участка
продолжает увеличиваться и до, и во время, и после вселенского отскока, стал-
Глава 15. Прошлое сквозь будущее
-
-
Рис. 15.4. Вверху: изменение размера отскакивающей Вселенной с течением времени;
внизу: два возможных сценария эволюции энтропии. Энтропия может просто всегда уве-
личиваться, как показано внизу слева, обеспечивая однонаправленную стрелу времени на
протяжении вечности. Или она может уменьшаться в фазе сжатия, прежде чем начать уве-
личиваться в фазе расширения, как показано внизу справа
кивается с невероятно сложной проблемой. Проблема традиционной космо-
логии Большого взрыва такова: энтропия в современной наблюдаемой Вселен-
ной относительно мала, а в прошлом была значительно меньше. Это подразуме-
вает скрытую очень тонкую подстройку в текущем микросостоянии Вселенной,
если мы хотим, чтобы энтропия уменьшалась при прокрутке истории в об-
ратном направлении во времени с использованием все тех же законов физики.
А в сценарии с отскоком, где мы отнесли «начало Вселенной» бесконечно
далеко в прошлое, тонкая подстройка, необходимая для того же самого, долж-
на быть бесконечно точной. Если мы верим в обратимые законы физики, то
должны предполагать такое свойство у текущего состояния Вселенной, что
процесс ее эволюции можно бесконечно отматывать назад и энтропия все это
время будет только уменьшаться. Но это слишком высокие запросы.17
Необходимо также упомянуть о другой проблеме, тесно связанной с этой.
Мы знаем, что энтропия нашего сопутствующего объема сразу после отскока
должна быть маленькой — намного меньше, чем она могла бы быть. (В главе 13
мы сделали некоторые оценки и знаем, что значение энтропии было равно 1088
или меньше, тогда как оно могло бы достигать 10120.) Из этого следует, что 
Часть IV. Из кухни в Мультиленную
прямо перед отскоком энтропия была такой же низкой или даже ниже. Если бы
энтропия была высокой, то отскока бы не произошло; вы получили бы хаоти-
ческую мешанину, у которой не было бы никаких шансов превратиться в при-
ятную и однородную Вселенную, из которой получились все мы. Так что нам
приходится предположить, что этот сопутствующий объем пространства
сжимался бесконечно долгое время (начиная с далекого прошлого и до момен-
та отскока), и на протяжении этого процесса энтропия увеличивалась, но
увеличение каким-то образом оказалось очень небольшим. Не то чтобы такое
было невозможно себе представить, но это кажется, мягко выражаясь, доволь-
но удивительным.18
Даже если мы позволим себе рассмотреть возможность необыкновенно
тонкой подстройки, необходимой для того, чтобы позволить энтропии все
время последовательно увеличиваться, у нас все равно нет абсолютно никаких
причин полагать, что во Вселенной все действительно происходило именно
таким образом. Мы пока не представили никакого оправдания тому, почему
вообще наша Вселенная вообще должна быть тонко подстроена, но продол-
жаем призывать к бесконечно тонкой подстройке. Не очень похоже на про-
гресс.
Гипотеза о середине
Итак, это все подводит нас к необходимости рассмотреть альтернативу, изо-
браженную на рис. 15.4 на правом нижнем графике: отскакивающая Вселенная,
в которой энтропия уменьшается во время фазы сжатия, достигает минималь-
ного значения в момент отскока и после этого начинает увеличиваться. Воз-
можно, теперь у нас получится прийти к какому-то результату. Явная модель
такой отскакивающей космологии была предложена Энтони Агирре и Стивеном
Граттоном в 2003 году. Их конструкция базируется на идее инфляции, и они
демонстрируют, что путем хитрого разрезания и склеивания мы могли бы полу-
чить гладкий отскок, взяв инфляционную Вселенную, расширяющуюся по
направлению к будущему, и приклеив ее к началу инфляционной Вселенной,
расширяющейся по направлению к прошлому.19
У этой альтернативы есть огромное преимущество: поведение Вселенной
симметрично во времени. Как размер Вселенной, так и ее энтропия достигают
минимального значения в момент отскока и увеличиваются в обоих направле-
ниях. Концептуально это большой шаг вперед по сравнению со всеми осталь-
ными рассмотренными ранее моделями; базовая симметрия законов физики
относительно изменения направления времени отражается в крупномасштаб-
Глава 15. Прошлое сквозь будущее
ном поведении Вселенной. В частности, мы избегаем ловушки, которую рас-
ставляет нам временнóй шовинизм, — искушения полагать, что «начальное»
состояние Вселенной абсолютно не похоже на «конечное». Нам как раз
и нужен был способ обойти заблуждение, приведшее к рассмотрению Вселен-
ной Голда, которая также симметрична относительно одного момента во
времени. Теперь, когда мы позволяем себе думать о возможной Вселенной до
Большого взрыва, решение выглядит более приемлемым: Вселенная симме-
трична, и не потому, что энтропия низка на обоих концах времени, а потому,
что она на обоих концах высока.
Как бы то ни было, это очень смешная Вселенная. Эволюция энтропии от-
вечает за всевозможные проявления стрелы времени, включая нашу способность
помнить прошлое и наше ощущение того, что мы движемся сквозь время.
В сценарии с отскакивающей энтропией стрела времени в момент отскока
меняет направление на противоположное. С точки зрения нашей наблюдаемой
Вселенной, изображенной на рис. 15.4 в правой части графиков, прошлое — это
низкоэнтропийное направление времени, указывающее в сторону отскока. Но
наблюдатели с противоположной стороны отскока, которую мы на графиках
называем (со своей колокольни) «сжатием», также определяют «прошлое»
как направление времени, в котором энтропия была ниже, то есть направление
к отскоку. С точки зрения локального наблюдателя стрела времени всегда ука-
зывает в сторону увеличения энтропии. По обеим сторонам от отскока стрела
времени указывает в «будущее», в котором Вселенная расширяется и опусто-
шается. С точки зрения наблюдателя, находящегося на одной (любой) стороне,
наблюдатели на противоположной стороне живут «в обратную сторону во
времени». Однако такое несовпадение направлений стрел абсолютно не под-
дается наблюдению — люди по одну сторону от отскока не могут общаться
с людьми по другую сторону, точно так же, как мы не в состоянии перекинуть-
ся парой слов с кем-нибудь из нашего прошлого. Каждый видит, что второе
начало термодинамики работает стандартным образом в его наблюдаемой
части Вселенной.
К сожалению, космоса с отскакивающей энтропией недостаточно для
того, чтобы мы без всякого зазрения совести могли объявить, что нашли
решение проблемы, сформулированной в начале этой главы. Разумеется, до-
пуская существование космологического отскока, также представляющего
точку минимального значения энтропии Вселенной, мы избегаем философских
заблуждений, связанных с определением изначальных и конечных условий на
совершенно разных основаниях. Но и за это приходится платить ценой новой
загадки: почему энтропия так низка в середине истории Вселенной?
Часть IV. Из кухни в Мультиленную
Другими словами, модель с отскакивающей энтропией сама по себе ничего
не объясняет о стреле времени. Вместо этого она устраняет необходимость
в гипотезе о прошлом и вместо нее вводит необходимость в гипотезе о сере-
дине. Нам опять требуется точно такая же тонкая подстройка, и мы все так же
пытаемся объяснить, почему конфигурация нашего сопутствующего объема
пространства находится в таком низкоэнтропийном состоянии рядом с кос-
мологическим отскоком. Таким образом, получается, что нам предстоит про-
делать еще очень много работы.
Новорожденные Вселенные
Мы должны предпринять честную попытку предоставить надежное динами-
ческое объяснение низкой энтропии нашей ранней Вселенной, и для этого нам
нужно сделать шаг назад. Забудем на мгновение все, что мы знаем о нашей
фактической Вселенной, и вернемся к вопросу, который мы задавали в главе 13:
как должна выглядеть Вселенная? Я отстаивал точку зрения, что естественная
Вселенная — та, которая не полагается на тонко подстроенные низкоэнтро-
пийные граничные условия ни в какой момент времени, ни в прошлом, ни
в настоящем, ни в будущем, — и выглядела бы она просто-напросто как пустое
